플라즈마는 얼마나 뜨거워 질 수 있습니까?

실온의 경우 $ kT \ 약 25 $ milli-eV; 이것은 고체 포논의 전형적인 에너지입니다.

$ kT \ approx 1 $ eV에서 a 전형적인 원자-원자 충돌은 전자를 해방시키기에 충분한 에너지를 가질 수 있습니다. 이것은 고밀도 이온화 플라즈마를 유지하는 데 필요한 최소 온도입니다 (태양의 광구는 $ kT = 0.5 $ eV, 즉 여기에서 목표로하는 정밀도 수준에서 " 정확히 동일합니다.)

$ kT \ approx 10 ^ 4 $ eV, 가장 무거운 원자조차도 평균적으로 완전히 이온화됩니다. (마지막 전자의 결합 에너지는 $ 13.6 \, \ mathrm {eV} \ cdot Z ^ 2 $ 이며, 여기서 $ Z \ lesssim 100 $ 은 양성자 수입니다.)

At $ kT \ approx 0.1 $ MeV는 내부적으로 핵을 자극하기에 충분한 에너지를 갖기 시작합니다. 중수소 및 헬륨 -3과 같이 안정된 여기 상태가없는 가벼운 핵은 해리 될 수 있습니다. 안정적인 경량 핵은 전기적 반발과 융합을 극복 할 수 있습니다. 이것은 별의 핵 내부의 온도 척도입니다. 융합 지향적 인 토카막은 별이 크기의 장점을 가지고 있기 때문에 조금 더 뜨거워 야합니다. 이 온도의 전자는 상대론 적이기 시작합니다 $ (m_ec ^ 2 = 0.5 \ rm \, MeV) $ . 온도가 전자 질량을 통과하면 세속적 인 양전자 집단 이 발생합니다.

어딘가에 class = “math-container”> $ kT \ approx 10 $ MeV, 헬륨 해리는 융합에 의한 헬륨 형성과 평형을 이룹니다. 무거운 핵 사이의 대부분의 충돌은 양성 자나 중성자를 해방시키기에 충분한 에너지를 가질 것입니다. 이것은 아마도 모든 핵이 철 -56 및 니켈 -58로 진화하는 경향이있는 무거운 별의 온도 체제 일 것입니다.

At $ kT \ approx 100 $ MeV, 대부분의 충돌은 pion을 생성하기에 충분한 에너지를 가지고 있습니다 ( $ m_ \ pi c ^ 2 = 140 $ MeV). 많은 사람들이 카온을 생산하기에 충분한 에너지를 가지고 있습니다 ( $ m_K c ^ 2 = 500 $ MeV). 이러한 불안정한 입자는 붕괴 될 때 중성미자를 생성합니다.중성미자는 상호 작용 영역에서 열을 전달하는 데 매우 효율적이므로 장기적인 천체 물리학 적 온도가이 척도를 넘을 수 있습니다. 여기서 가장 강력한 충돌은 반양성자를 생성 할 수 있습니다 ( $ m_ \ bar pc ^ 2 = 1 $ GeV).

내 직감이 그다지 좋지 않은 에너지에는 천 정도의 요소가 있습니다.

RHIC와 LHC에서 볼 수 있듯이 $ kT \ approx 200 $ GeV는 약 1eV에서 원자를 핵과 전자로 분리하기 시작한 것과 동일한 방식으로 핵을 쿼크와 글루온으로 분리하기 시작합니다. 이것은 약 200 억 켈빈 " 만 "입니다. LHC는 현재 에너지가 거의 100 배 더 높은 8–14 TeV를 목표로하고 있습니다.