Vzpomínám si, že jsem četl o experimentu, při kterém byly jemné tyče wolframu přehřáté miliony ampér elektřiny, roztaveny na ionizovaný plyn a poté stlačeny ( magnetickými poli?) do plazmy.

Plazma se zahřála na teploty, které nikdy předtím nedosáhly. Nemohu si přesně vzpomenout, ale věřím, že to bylo několik miliard stupňů Fahrenheita.

Bylo to před několika lety – a zprávu nemohu najít pomocí vyhledávače.

Existuje limit teploty plazmy? Jaká je aktuální nejvyšší zaznamenaná teplota plazmy? Je teplejší než jaderné reakce?

Komentáře

odpověď

Nejvyšší zaznamenaná teplota plazmy není teplejší než jaderné reakce. Existuje kontinuum jevů, ke kterým dochází při vysoké teplotě, které zahrnuje i přesahuje jaderné reakce.

Když budou teploty velmi vysoké, má smysl začít uvažovat o energiích spíše než držet se kelvinové stupnice (nebo Fahrenheita, hm). Při termodynamické rovnováze průměrná energie " stupně volnosti " s teplotou $ T $ je $ U = \ frac12 kT $ . Například monoatomický ideální plyn má střední energii na částici $ \ frac32 kT $ pro překlady ve třech rozměrech. Pokud máte systém, kde povolené energie přicházejí v kusech, jako jsou rotační a vibrační stavy v molekulách, je průměrná energie na režim nula , zatímco teplota $ kT $ je mnohem menší než energie $ E $ prvního vzrušeného stavu. To znamená, že většina systémů má větší tepelnou kapacitu, když jsou horká, než když jsou studená, což činí dosažení vysokých teplot náročným.

  • Pro pokojovou teplotu $ kT \ přibližně 25 $ milli-eV; toto je typická energie pro fonon v pevné látce.

  • Při $ kT \ cca 1 $ eV, a typická srážka atomu s atomem může mít dostatek energie k uvolnění elektronu. Toto je minimální teplota potřebná k udržení husté ionizované plazmy (sluneční fotosféra má $ kT = 0,5 $ eV, což je " přesně stejné " na úrovni přesnosti, na kterou zde mířím.)

  • V $ kT \ cca 10 ^ 4 $ eV, i ty nejtěžší atomy budou v průměru úplně ionizované. (Vazebná energie pro poslední elektron je $ 13,6 \, \ mathrm {eV} \ cdot Z ^ 2 $ , kde $ Z \ lesssim 100 $ je protonové číslo.)

  • Na $ kT \ přibližně 0,1 $ MeV začnete mít dostatek energie na vnitřní buzení jader. Lehká jádra bez stabilních excitovaných stavů, jako je deuterium a helium-3, mohou být disociována. Stabilní lehká jádra mohou překonat jejich elektrický odpor a pojistku. Toto je teplotní stupnice uvnitř jádra hvězdy; fúzně orientované tokamaky musí běžet trochu žhavěji, protože hvězdy mají výhodu velikosti. Elektrony při této teplotě začínají být relativistické $ (m_ec ^ 2 = 0,5 \ rm \, MeV) $ . Jak teplota projde hmotou elektronů, vyvine se sekulární populace pozitronů.

  • Někde nad $ kT \ cca 10 $ MeV, disociace hélia se dostane do rovnováhy s tvorbou helia fúzí. Většina srážek mezi těžkými jádry bude mít dostatek energie k osvobození protonu nebo neutronu. Pravděpodobně se jedná o teplotní režim v těžkých hvězdách, kde všechna jádra mají tendenci se vyvíjet směrem k železu-56 a niklu-58.

  • V $ kT \ přibližně 100 $ MeV, většina srážek má dostatek energie na výrobu pionů ( $ m_ \ pi c ^ 2 = 140 $ MeV) a mnoho z nich má dostatek energie na výrobu kaonů ( $ m_K c ^ 2 = 500 $ MeV). Tyto nestabilní částice budou při rozpadu produkovat neutrina.Neutrina velmi účinně odvádějí teplo z oblasti interakce, takže dlouhodobé astrofyzikální teploty mohou kolem této stupnice vrcholit. Nejenergetičtější srážky zde mohou vytvářet antiprotony ( $ m_ \ bar pc ^ 2 = 1 $ GeV).

  • V energii je faktor asi tisíce, kde moje intuice není moc dobrá.

  • Jak je ukázáno na RHIC a LHC, někde kolem $ kT \ cca 200 $ GeV začnete disociovat nukleony na kvarky a gluony, stejně jako kolem 1 eV jste začali disociovat atomy na jádra a elektrony. Všimněte si, že toto je " pouze " asi dvacet miliard kelvinů. LHC je v současné době zaměřen na 8–14 TeV, což je téměř o stovku vyšší energie.

Váš experiment s odpařováním wolframu neznám. Divoce bych hádal, že čerstvě odpařený wolfram může mít teplotu 1–10 eV a že omezováním a stlačováním plazmy můžete zvýšit její energetickou hustotu o faktor 1 000. To by ji dostalo někam pod dolní konec rozsah energie pro plazmu s jadernými interakcemi.

Komentáře

  • Ve vesmírných plazmech existují oblasti, které mají to, co bych považoval za velmi horká plazma. Například v klastrovém prostředí uvnitř galaxie často pozorují důkazy o ~ GeV elektronových tepelných energiích. Představuji si, že v blízkosti pulzarů, magnetarů a černých děr může být místní plazma ještě extrémnější, ale musel bych to zkontrolovat.
  • GeV elektrony mezi galaxiemi musí být mimo tepelnou rovnováhu. Turbulence magnetického opětovného připojení však udržuje sluneční korónu ' teplejší než její fotosféra a já si dokážu představit něco podobného v galaktickém měřítku. ' Chtěl bych vidět odkaz.
  • Takže jsem rád, že jste se na to zeptali, protože jsem se mýlil. Tepelné energie v ICM jsou ~ 10 keV a suprathermální konec, který je pozorován prostřednictvím synchrotronové emise, je v rozmezí ~ GeV. Mimochodem, dívám se na vesmírná plazma už asi 10 let a ještě jsem neviděl jedno v tepelné rovnováze …

Odpověď

Záleží na druhu plazmy, o které mluvíte. Ponechávám stranou kvark-gluonová plazma, která se liší od ostatních plazmat v tom, že nukleony jsou ve skutečnosti „rozbité na kousky“.

Jinak jsou nejžhavějšími plazmy na Zemi obvykle ty, které jsou zaměřeny na generování reakcí jaderné fúze ve velkém množství (například generování energie nebo studium hvězd, planet atd.). V laboratoři vytvořilo několik velkých nástrojů působivé rekordy, ve skutečnosti teplejší než hvězdy:

Vypadá to, že Z-stroj je nejžhavější, ale nejsem si jistý, kolik této plazmy se vyprodukuje v každém tato zařízení. Tokamaky mohou obecně udržovat vysokou teplotu po dlouhou dobu (minuty), protože je velmi zředěná. Další dvě techniky mohou udržovat plazmu pouze nanosekundy, protože je velmi hustá.

Komentáře

  • Myslím, že chtěl vědět jen o nejžhavější plazma. Otázka limitu je zajímavější. Byla by limitem dostupná energie po inflaci z velkého třesku kolem 100 miliard kelvinů?
  • Experiment s pruty wolframu, na který se @Pete ptal, byl ve skutečnosti Z-stroj, kterému věřím.

Napsat komentář

Vaše e-mailová adresa nebude zveřejněna. Vyžadované informace jsou označeny *