Recuerdo haber leído sobre un experimento en el que se sobrecalentaron finas varillas de tungsteno con millones de amperios de electricidad, se fundieron en gas ionizado y luego se comprimieron ( ¿por campos magnéticos?) en plasma.
El plasma se calentó a temperaturas nunca antes alcanzadas. No puedo recordar exactamente, pero creo que fueron unos miles de millones de grados Fahrenheit.
Fue hace varios años, y no puedo encontrar el informe a través de un motor de búsqueda.
¿Existe un límite para la temperatura del plasma? ¿Cuál es la temperatura del plasma más alta registrada actualmente? ¿Es más caliente que las reacciones nucleares?
Comentarios
- IINM, se afirma que es un plasma de quark-gluón haber alcanzado unos pocos billones de grados.
- ALICE afirma haber alcanzado los 9,9 billones de grados F. wired.com/2012/08/hottest-temperature-record
- ¿Quién mide esas temperaturas en grados Fahrenheit? Es ' es como medir la galaxia en pies.
- @BlackbodyBlacklight De hecho. Estas unidades hacen que las misiones espaciales fallen. en.wikipedia.org/wiki/Mars_Climate_Orbiter
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La temperatura más alta registrada de un plasma no es más caliente que las reacciones nucleares. Existe un continuo de fenómenos que ocurren a altas temperaturas que incluyen y se extienden más allá reacciones nucleares.
Cuando las temperaturas llegan a ser muy altas, tiene sentido empezar a pensar en términos de las energías involucrado en lugar de ceñirse a la escala kelvin (o Fahrenheit, ugh). En el equilibrio termodinámico, la energía promedio de un " grado de libertad " con temperatura $ T $ es $ U = \ frac12 kT $ . Por ejemplo, un gas ideal monoatómico tiene una energía media por partícula $ \ frac32 kT $ , para traslaciones en tres dimensiones. Si tienes un sistema en el que las energías permitidas vienen en grumos, como estados rotacionales y vibracionales en moléculas, la energía media por modo es cero mientras que la temperatura $ kT $ es mucho menor que la energía $ E $ del primer estado excitado. Esto significa que la mayoría de los sistemas tienen una mayor capacidad calorífica cuando están calientes que cuando están fríos, lo que hace que alcanzar altas temperaturas sea un desafío.
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Para temperatura ambiente $ kT \ approx 25 $ mili-eV; esta es una energía típica de un fonón en un sólido.
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En $ kT \ approx 1 $ eV, un La colisión típica átomo-átomo puede tener suficiente energía para liberar un electrón. Esta es la temperatura mínima requerida para mantener un plasma ionizado denso (la fotosfera del sol tiene $ kT = 0.5 $ eV, que es " exactamente lo mismo " en el nivel de precisión que estoy buscando aquí.)
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En $ kT \ approx 10 ^ 4 $ eV, incluso los átomos más pesados estarán, en promedio, completamente ionizados. (La energía de enlace para el último electrón en desaparecer es $ 13.6 \, \ mathrm {eV} \ cdot Z ^ 2 $ , donde $ Z \ lesssim 100 $ es el número de protón.)
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En $ kT \ approx 0.1 $ MeV comienza a tener suficiente energía para excitar los núcleos internamente. Los núcleos ligeros sin estados excitados estables, como el deuterio y el helio-3, pueden disociarse. Los núcleos ligeros y estables pueden superar su repulsión eléctrica y fusionarse. Esta es la escala de temperatura dentro del núcleo de una estrella; Los tokamaks orientados a la fusión tienen que funcionar un poco más calientes, ya que las estrellas tienen la ventaja del tamaño. Los electrones a esta temperatura están comenzando a ser relativistas $ (m_ec ^ 2 = 0.5 \ rm \, MeV) $ . A medida que la temperatura pasa por la masa del electrón, se desarrollará una población secular de positrones.
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En algún lugar por encima de $ kT \ approx 10 $ MeV, la disociación del helio se equilibrará con la formación de helio por fusión. La mayoría de las colisiones entre núcleos pesados tendrán suficiente energía para liberar un protón o un neutrón. Este es probablemente el régimen de temperatura en las estrellas pesadas, donde todos los núcleos tienden a evolucionar hacia el hierro-56 y el níquel-58.
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En $ kT \ approx 100 $ MeV, la mayoría de las colisiones tienen suficiente energía para producir piones ( $ m_ \ pi c ^ 2 = 140 $ MeV), y muchos tienen suficiente energía para producir kaones ( $ m_K c ^ 2 = 500 $ MeV). Estas partículas inestables producirán neutrinos cuando se desintegran.Los neutrinos son muy eficientes para alejar el calor de la región de interacción, por lo que las temperaturas astrofísicas a largo plazo pueden superar esta escala. Las colisiones más energéticas aquí pueden producir antiprotones ( $ m_ \ bar pc ^ 2 = 1 $ GeV).
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Hay un factor de aproximadamente mil en energía donde mi intuición no es muy buena.
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Como se muestra en RHIC y en LHC, en algún lugar alrededor de $ kT \ approx 200 $ GeV comienzas a disociar nucleones en quarks y gluones, de la misma manera que alrededor de 1 eV comenzaste a disociar átomos en núcleos y electrones. Tenga en cuenta que esto es " solo " unos veinte mil millones de kelvin. El LHC apunta actualmente a 8-14 TeV, casi un factor cien más en energía.
No estoy familiarizado con su experimento de vaporización de tungsteno. Supongo que el tungsteno recién vaporizado podría tener una temperatura de 1 a 10 eV y que al confinar y comprimir el plasma podría aumentar su densidad de energía en un factor de 1000. Eso lo colocaría en algún lugar por debajo del extremo inferior de la rango de energía para un plasma con interacciones nucleares.
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- En los plasmas espaciales, hay regiones que tienen lo que yo consideraría plasmas muy calientes. Por ejemplo, en los medios de cúmulos intra-galaxias a menudo observan evidencia de energías térmicas de electrones de ~ GeV. Me imagino que cerca de púlsares, magnetares y agujeros negros, los plasmas locales pueden volverse aún más extremos, pero tendría que comprobar eso.
- Los electrones GeV entre galaxias deben estar fuera de equilibrio térmico. Sin embargo, la turbulencia de reconexión magnética mantiene ' la corona del sol más caliente que su fotosfera, y puedo imaginar algo similar a escala galáctica. Me ' me interesaría ver una referencia.
- Me alegra que me preguntes sobre esto porque me equivoqué. Las energías térmicas en el ICM son ~ 10 keV y la cola supratérmica, que se observa a través de la emisión de sincrotrón, está en el rango de ~ GeV. Por cierto, he estado mirando plasmas espaciales durante ~ 10 años y todavía no he visto uno en equilibrio térmico …
Respuesta
Depende del tipo de plasma del que estés hablando. Estoy dejando de lado los plasmas de quark-gluones, que son diferentes de otros plasmas en que los nucleones en realidad están «rotos en pedazos».
Los plasmas más calientes de la tierra, de lo contrario, son generalmente aquellos que están dirigidos a generar reacciones de fusión nuclear en una cantidad considerable (por ejemplo, generación de energía o estudio de estrellas, planetas, etc.). En el laboratorio, algunos instrumentos grandes han establecido récords impresionantes, más calientes que las estrellas en realidad:
- tokamaks : 100 millones de kelvin
- la Z-machine : 2 mil millones de kelvin
- instalaciones láser como NIF : 100 millones de kelvin
Parece que la máquina Z tiene la temperatura más caliente, pero no estoy seguro de cuánto de este plasma se produce en cada uno de estas instalaciones. En general, los tokamaks pueden mantener la temperatura alta durante mucho tiempo (minutos), ya que está muy diluido. Las otras dos técnicas solo pueden sostener el plasma durante nanosegundos, ya que es muy denso.
Comentarios
- Creo que solo quería saber sobre el plasma más caliente. La pregunta límite es más interesante. ¿El límite sería la energía disponible después de la inflación del big bang alrededor de 100 mil millones de kelvin?
- El experimento con barras de tungsteno sobre el que preguntó @Pete fue en realidad la máquina Z, creo.