Диаграммы двухкомпонентных систем с твердыми растворами.

Тип диаграммы характерен для случая ограниченной р-римости компонентов в твердом состоянии. Твердый р-р В в А (обозначается a-раствор) образуется лишь до определенной концентрации В, твердый р-р А в В (b-раствор) - лишь до определенной концентрации А. Для таких систем возможны два случая трехфазного равновесия: 1) эвтектич. равновесие жидкого расплава состава Е, твердого р-ра a, концентрация к-рого соответствует точке М, и твердого р-ра b, концентрация к-рого соответствует точке N, при эвтектич. т-ре, к-рая, как правило, ниже т-р плавления TA и ТB обоих компонентов (рис.).

Рис. Диаграмма плавкости двойной системы эвтектич. типа с ограниченными твердыми р-рами. L, a и b - области существования жидкой фазы (расплав) и твердых р-ров В в А и А в В соотв.; (L + a) и (L + b) - области сосуществования жидкой фазы и твердых р-ров a и b соотв.; (a + b) - область сосуществования двух твердых р-ров. ТАЕТВ и MEN - линии ликвидуса и солидуса соотв., E - эвтектич. Точка.

Диаграмма плавкости двойной системы перитектич. типа. Р - перитектич. Точка.

Эти ветви пересекаются в т. наз. перитектич. точке Р - фигуративной точке жидкой фазы, к-рая может равновесно сосуществовать одновременно с двумя твердыми р-рами a и b, составы к-рых определяются точками М и N. Линия солидуса состоит из трех ветвей: ТAМ, MN и NTB. При охлаждении двухфазной системы (L + b) до перитектич. т-ры Тр в системе появляется третья фаза - р-р a. При протекании перитектич. превращения (фазовой р-ции) жидкость (расплав) + твердый р-р b D твердый р-р a система моновариантна, или условно нонвариантна, т. е. при данном давлении равновесие возможно лишь при постоянных т-ре и составах каждой из фаз. Если после окончания перитектич. р-ции остается избыток жидкой фазы, система переходит в двухфазное поле (L + a). При дальнейшем охлаждении происходит кристаллизация твердого a-раствора. Послед. понижение т-ры (ниже линии МF) приводит к тому, что однородный твердый a-раствор становится неустойчивым и, распадаясь, выделяет нек-рое кол-во р-раствора, состав к-рого отвечает линии NG. Если после окончания перитектич. р-ции полностью исчезает жидкая фаза, система переходит в двухфазное поле a + b; по мере снижения т-ры составы a- и b-растворов изменяются в соответствии с ходом линий MF и NG. Возможны и др. трехфазные равновесия, напр., при наличии у одного из компонентов полиморфных модификаций, когда все три сосуществующие фазы являются твердыми. Полиморфная модификация g может участвовать в т. наз. эвтектоидном превращении g D a + b или в перитектоидном превращении g + a D b, в принципе аналогичных рассмотренным выше эвтектич. и перитектич. превращениям. При метатектическом превращении модификация g при охлаждении распадается на твердую и жидкую фазы: g D a + L. Третий тип диаграммы описывает состояния двойной системы, компоненты к-рой А и В образуют устойчивое хим. соед., к-рое не разлагается вплоть до т-ры плавления и переходит в жидкую фазу того же состава, т. е. плавится конгруэнтно.

Астероиды

Астероиды - это твердые каменистые тела, которые подобно планетам движутся по околосолнечным эллиптическим орбитам. Но размеры этих тел намного меньше, чем у обычных планет, поэтому их еще называют малыми планетами. Диаметры астероидов находятся в пределах от нескольких десятков метров (условно) до 1000 км (размер наибольшего астероида Цереры). Термин "астероид" (или "звездоподобный") был введен известным астрономом XVIII века Уильямом Гершелем для характеристики вида этих объектов при наблюдениях в телескоп.

На настоящий момент в Солнечной системе обнаружены десятки тысяч астероидов. По состоянию на 26 сентября 2009 в базах данных насчитывался 460271 объект, у 219018 точно определены орбиты и им присвоен официальный номер. 15361 из них на этот момент имел официально утверждённые наименования. Предполагается, что в Солнечной системе может находиться от 1.1 до 1.9 миллиона объектов, имеющих размеры более 1 км. Большинство известных на данный момент астероидов сосредоточено в пределах пояса астероидов, расположенного между орбитами Марса и Юпитера.

Самым крупным астероидом в Солнечной системе считалась Церера, имеющая размеры приблизительно 975×909 км, однако с 24 августа 2006 года она получила статус карликовой планеты. Два других крупнейших астероида 2 Паллада и 4 Веста имеют диаметр ~500 км. 4 Веста является единственным объектом пояса астероидов, который можно наблюдать невооружённым глазом. Астероиды, движущиеся по другим орбитам, также могут быть наблюдаемы в период прохождения вблизи Земли (см. например 99942 Апофис).

Общая масса всех астероидов главного пояса оценивается в 3.0-3.6×10²¹ кг,[4] что составляет всего около 4 % от массы Луны. Масса Цереры — 0.95×10²¹ кг, то есть около 32 % от общей, а вместе с тремя крупнейшими астероидами 4 Веста (9 %), 2 Паллада (7 %), 10 Гигея (3 %) — 51 %, то есть абсолютное большинство астероидов имеют ничтожную, по астрономическим меркам, массу.

Изучение отражательной способности многих астероидов позволило объединить их в три основные группы: темные, светлые и металлические. Поверхность темных астероидов отражает всего лишь до 5% падающего на нее солнечного света и состоит из веществ, сходных с черными базальтовыми и углистыми породами. Эти астероиды часто называют углистыми. Светлые астероиды отражают от 10 до 25% солнечного света, что роднит их поверхность с кремниевыми соединениями - это каменные астероиды. Металлические астероиды (их абсолютное меньшинство) тоже светлые, но по своим отражательным свойствам их поверхность похожа на железоникелевые сплавы. Такое подразделение астероидов подтверждается и химическим составом выпадающих на Землю метеоритов. Незначительное число изученных астероидов не относится ни к одной из трех основных групп.

Астероиды по дистанционным данным в основном состоят из простых силикатных соединений. В первую очередь - это безводные силикаты, такие как пироксены (их обобщенная формула ABZ2O6, где позиции "A" и "B" занимают катионы разных металлов, а "Z" - Al или Si), оливины (A2+2SiO4, где A2+ = Fe, Mg, Mn, Ni) и иногда плагиоклазы (с общей формулой (Na,Ca)Al(Al,Si)Si2O8). Силикатные соединения другого типа, широко представленные на астероидах, - это гидросиликаты или слоистые силикаты. К ним принадлежат серпентины (с общей формулой A3Si2O5 (OH)4 , где A = Mg, Fe2+, Ni), хлориты (A4-6Z4O10(OH,O)8, где A и Z - это в основном катионы разных металлов) и ряд других минералов, которые содержат в своем составе гидроксил (ОН). Можно предполагать, что на астероидах встречаются не только простые окислы, соединения (например, сернистые) и сплавы железа и других металлов (в частности FeNi), углеродные (органические) соединения, но даже металлы и углерод в свободном состоянии. Об этом свидетельствуют результаты исследования метеоритного вещества, постоянно выпадающего на Землю.