Jeg husker, at jeg havde læst om et eksperiment, hvor fine stænger af wolfram blev superopvarmet med millioner af ampere elektricitet, smeltede dem i ioniseret gas og derefter blev komprimeret ( af magnetfelter?) i plasma.

Plasmaet opvarmes til temperaturer, der aldrig før er nået. Jeg kan ikke huske præcist, men jeg tror, det var et par milliarder grader fahrenheit.

Det var for et antal år siden – og jeg kan ikke finde rapporten via en søgemaskine.

Er der en grænse for plasmatemperaturen? Hvad er den aktuelle højeste registrerede temperatur i plasma? Er det varmere end nukleare reaktioner?

Kommentarer

Svar

Den højeste registrerede temperatur i et plasma er ikke varmere end nukleare reaktioner. Der er et kontinuum af fænomener, der sker ved høj temperatur, der inkluderer og strækker sig ud over nukleare reaktioner.

Når temperaturen bliver meget høj, giver det mening at begynde at tænke i energierne involveret i stedet for at holde sig til kelvin-skalaen (eller Fahrenheit, ugh). Ved termodynamisk ligevægt er den gennemsnitlige energi af en " frihedsgrad " med temperatur $ T $ er $ U = \ frac12 kT $ . For eksempel har en monoatomisk idealgas gennemsnitlig energi pr. Partikel $ \ frac32 kT $ til oversættelser i tre dimensioner. Hvis du har et system, hvor de tilladte energier kommer i klumper, som rotations- og vibrationstilstande i molekyler, er den gennemsnitlige energi pr. Tilstand nul mens temperaturen $ kT $ er meget mindre end energien $ E $ i den første ophidsede tilstand. Dette betyder, at de fleste systemer har større varmekapacitet, når de er varme, end når de er kolde, hvilket gør det vanskeligt at nå høje temperaturer.

  • For stuetemperatur $ kT \ ca. 25 $ milli-eV; dette er en typisk energi for en fonon i et fast stof.

  • Ved $ kT \ ca. 1 $ eV, en typisk atom-atom kollision kan have nok energi til at frigøre en elektron. Dette er den mindste temperatur, der kræves for at opretholde et tæt, ioniseret plasma (Solens fotosfære har $ kT = 0,5 $ eV, hvilket er " nøjagtig den samme " på det præcisionsniveau, jeg sigter mod her.)

  • Ved $ kT \ ca. 10 ^ 4 $ eV, selv de tungeste atomer vil i gennemsnit være fuldstændigt ioniserede. (Bindingsenergien for den sidste elektron er $ 13,6 \, \ mathrm {eV} \ cdot Z ^ 2 $ , hvor $ Z \ lesssim 100 $ er proton-nummeret.)

  • Ved $ kT \ ca. 0,1 $ MeV du begynder at have nok energi til at excitere kerner internt. Lette kerner uden stabile ophidsede tilstande, som deuterium og helium-3, kan dissocieres. Stabile lette kerner kan overvinde deres elektriske frastødning og sikring. Dette er temperaturskalaen inde i kernen af en stjerne; fusionsorienterede tokamaks skal køre lidt varmere, da stjerner har fordelen ved størrelse. Elektroner ved denne temperatur begynder at være relativistiske $ (m_ec ^ 2 = 0,5 \ rm \, MeV) $ . Når temperaturen passerer elektronmassen, udvikles en sekulær befolkning af positroner.

  • Et eller andet sted over $ kT \ ca. 10 $ MeV, heliumdissociation vil komme i ligevægt med heliumdannelse ved fusion. De fleste kollisioner mellem tunge kerner vil have nok energi til at frigøre en proton eller en neutron. Dette er sandsynligvis temperaturregimet i tunge stjerner, hvor alle kernerne har tendens til at udvikle sig mod jern-56 og nikkel-58.

  • Ved $ kT \ ca. 100 $ MeV, de fleste kollisioner har nok energi til at producere pioner ( $ m_ \ pi c ^ 2 = 140 $ MeV), og mange har nok energi til at producere kaoner ( $ m_K c ^ 2 = 500 $ MeV). Disse ustabile partikler vil producere neutrinoer, når de henfalder.Neutrinoer er meget effektive til at transportere varme væk fra interaktionsregionen, så langsigtede astrofysiske temperaturer kan toppe rundt omkring denne skala. De mest energiske sammenstød her kan producere antiprotoner ( $ m_ \ bar pc ^ 2 = 1 $ GeV).

  • Der er en faktor tusind eller deromkring i energi, hvor min intuition ikke er særlig god.

  • Som vist på RHIC og ved LHC, et sted omkring $ kT \ ca. 200 $ GeV du begynder at adskille nukleoner i kvarker og gluoner, på samme måde som omkring 1 eV begyndte du at adskille atomer i kerner og elektroner. Bemærk, at dette kun er " " omkring tyve milliarder kelvin. LHC sigter i øjeblikket mod 8–14 TeV, næsten en faktor, der er højere i energi.

Jeg kender ikke dit eksperiment med fordampning af wolfram. Jeg vil vild gætte på, at friskfordampet wolfram måske har en temperatur på 1–10 eV, og at ved at begrænse og komprimere plasmaet kan du øge dens energitæthed med en faktor på 1000. Det ville placere det et sted under den lave ende af energiområde for et plasma med nukleare interaktioner.

Kommentarer

  • I rumplasmaer er der regioner, der har, hvad jeg ville betragte som meget varme plasmas. For eksempel i klyngemedier inden for galaksen observerer de ofte beviser for ~ GeV elektroniske termiske energier. Jeg forestiller mig, at de lokale plasmas i nærheden af pulsarer, magnetarer og sorte huller kan blive endnu mere ekstreme, men jeg bliver nødt til at kontrollere det.
  • GeV-elektroner mellem galakser skal være uden for termisk ligevægt. Imidlertid holder magnetisk tilslutningsturbulens solen ' s korona varmere end dens fotosfære, og jeg kan forestille mig noget lignende på en galaktisk skala. Jeg ' ville være interesseret i at se en reference.
  • Så jeg er glad for, at du spurgte om dette, fordi jeg tog fejl. De termiske energier i ICM er ~ 10 keV, og den supraterale hale, som observeres gennem synkrotronemission, er i ~ GeV-området. Forresten har jeg kigget på rumplasmaer i ~ 10 år nu og har endnu ikke set en i termisk ligevægt …

Svar

Det afhænger af, hvilken type plasma du taler om. Jeg lægger kvark-gluon-plasmas til side, som adskiller sig fra andre plasmaer, idet nukleonerne faktisk er “brudt i stykker”.

De hotteste plasmaer på jorden er ellers generelt dem, der er rettet mod generere atomfusionsreaktioner i en betydelig mængde (for eksempel energiproduktion eller studere stjerner, planeter osv.). I laboratoriet har et par store instrumenter sat imponerende rekorder, varmere end stjerner faktisk:

Det ser ud til, at Z-maskinen har den hotteste, men jeg er ikke sikker på, hvor meget af dette plasma der produceres i hver af disse faciliteter. Generelt kan tokamakerne holde temperaturen høj i lang tid (minutter), da den er meget fortyndet. De to andre teknikker kan kun opretholde plasmaet i nanosekunder, da det er meget tæt.

Kommentarer

  • Jeg tror, han bare ville vide om hotteste plasma. Grænsespørgsmålet er mere interessant. Ville grænsen være den tilgængelige energi efter inflation fra big bang omkring 100 milliarder kelvin?
  • Eksperimentet med wolframstænger, som @Pete spurgte om, var faktisk den Z-maskine, som jeg tror.

Skriv et svar

Din e-mailadresse vil ikke blive publiceret. Krævede felter er markeret med *