Jeg husker at jeg leste om et eksperiment der fine stenger av wolfram ble overoppvarmet med millioner av ampere elektrisitet, smeltet dem til ionisert gass og deretter ble komprimert ( av magnetfelt?) til plasma.

Plasmaet varmet opp til temperaturer som aldri før har nådd. Jeg kan ikke huske nøyaktig, men jeg tror det var noen milliarder grader fahrenheit.

Det var for mange år siden – og jeg kan ikke finne rapporten via en søkemotor.

Er det en grense for plasmatemperaturen? Hva er den nåværende høyeste registrerte temperaturen i plasma? Er det varmere enn kjernefysiske reaksjoner?

Kommentarer

Svar

Den høyeste registrerte temperaturen i et plasma er ikke varmere enn kjernefysiske reaksjoner. Det er et kontinuum av fenomener som skjer ved høy temperatur som inkluderer og strekker seg utover kjernefysiske reaksjoner.

Når temperaturene blir veldig høye, er det fornuftig å begynne å tenke på energiene involvert i stedet for å holde seg til kelvin-skalaen (eller Fahrenheit, uh). Ved termodynamisk likevekt er gjennomsnittsenergien til en " frihetsgrad " med temperatur $ T $ er $ U = \ frac12 kT $ . For eksempel har en monoatomisk idealgass gjennomsnittlig energi per partikkel $ \ frac32 kT $ , for oversettelser i tre dimensjoner. Hvis du har et system der de tillatte energiene kommer i klumper, som rotasjons- og vibrasjonstilstander i molekyler, er den gjennomsnittlige energien per modus null mens temperaturen $ kT $ er mye mindre enn energien $ E $ i den første begeistrede staten. Dette betyr at de fleste systemer har større varmekapasitet når de er varme enn når de er kalde, noe som gjør det vanskelig å nå høye temperaturer.

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

  • Ved $ kT \ approx 1 $ eV, a typisk atom-atom kollisjon kan ha nok energi til å frigjøre et elektron. Dette er minimumstemperaturen som kreves for å opprettholde et tett, ionisert plasma (Solens fotosfære har $ kT = 0,5 $ eV, som er " nøyaktig den samme " på nøyaktighetsnivået som jeg sikter mot her.)

  • Ved $ kT \ ca 10 ^ 4 $ eV, selv de tyngste atomer vil i gjennomsnitt være fullstendig ioniserte. (Bindingsenergien for den siste elektronen er $ 13,6 \, \ mathrm {eV} \ cdot Z ^ 2 $ , der $ Z \ lesssim 100 $ er protonnummeret.)

  • Ved $ kT \ ca. 0,1 $ MeV du begynner å ha nok energi til å opphisse kjerner internt. Lette kjerner uten stabile eksiterte tilstander, som deuterium og helium-3, kan dissosieres. Stabile lette kjerner kan overvinne deres elektriske frastøting og sikring. Dette er temperaturskalaen inne i kjernen til en stjerne; fusjonsorienterte tokamaks må løpe litt varmere, siden stjerner har fordelen av størrelse. Elektroner ved denne temperaturen begynner å være relativistiske $ (m_ec ^ 2 = 0.5 \ rm \, MeV) $ . Når temperaturen passerer elektronmassen, vil en sekulær populasjon av positroner utvikle seg.

  • Et eller annet sted over $ kT \ ca 10 $ MeV, heliumdissosiasjon vil komme i likevekt med heliumdannelse ved fusjon. De fleste kollisjoner mellom tunge kjerner vil ha nok energi til å frigjøre et proton eller et nøytron. Dette er sannsynligvis temperaturregimet i tunge stjerner, der alle kjernene har en tendens til å utvikle seg mot jern-56 og nikkel-58.

  • Ved $ kT \ ca 100 $ MeV, de fleste kollisjoner har nok energi til å produsere pioner ( $ m_ \ pi c ^ 2 = 140 $ MeV), og mange har nok energi til å produsere kaoner ( $ m_K c ^ 2 = 500 $ MeV). Disse ustabile partiklene vil produsere nøytrinoer når de forfaller.Neutrinoer er veldig effektive til å transportere varme bort fra interaksjonsområdet, så langsiktige astrofysiske temperaturer kan toppe rundt denne skalaen. De mest energiske kollisjonene her kan produsere antiprotoner ( $ m_ \ bar pc ^ 2 = 1 $ GeV).

  • Det er en faktor tusen eller så i energi der intuisjonen min ikke er veldig bra.

  • Som vist på RHIC og ved LHC, et sted rundt $ kT \ ca 200 $ GeV du begynner å dissosiere nukleoner i kvarker og gluoner, på samme måte som rundt 1 eV begynte du å dissosiere atomer i kjerner og elektroner. Legg merke til at dette er " bare " omtrent tjue milliarder kelvin. LHC sikter for øyeblikket mot 8–14 TeV, nesten en faktor hundre høyere i energi.

Jeg er ikke kjent med eksperimentet med fordampning av wolfram. Jeg vil gjette på at nyfordampet wolfram kan ha en temperatur på 1–10 eV, og at ved å begrense og komprimere plasmaet kan du øke energitettheten med en faktor på 1000. Det vil sette det et sted under den lave enden av energiområde for et plasma med nukleære interaksjoner.

Kommentarer

  • I romplasmer er det regioner som har det jeg vil betrakte som veldig varme plasmas. For eksempel i klyngemedier innenfor galaksen observerer de ofte bevis for ~ GeV-elektroniske termiske energier. Jeg forestiller meg at i nærheten av pulsarer, magnetarer og sorte hull kan de lokale plasmene bli enda mer ekstreme, men jeg må sjekke det.
  • GeV-elektroner mellom galakser må være utenfor termisk likevekt. Imidlertid holder magnetisk turforbindelse på nytt solen ' s korona varmere enn fotosfæren, og jeg kan forestille meg noe lignende på galaktisk skala. Jeg ' ville være interessert i å se en referanse.
  • Så jeg er glad du spurte om dette fordi jeg tok feil. De termiske energiene i ICM er ~ 10 keV og den supraterale halen, som observeres gjennom synkrotronemisjon, er i ~ GeV-området. Forresten, jeg har sett på romplasmaer i ~ 10 år nå og har ennå ikke sett en i termisk likevekt …

Svar

Det kommer an på hvilken type plasma du snakker om. Jeg legger til side kvark-gluonplasmaene, som er forskjellige fra andre plasmaer ved at nukleonene faktisk er «brutt i stykker».

De hotteste plasmene på jorden, ellers, er generelt de som er rettet mot generere kjernefusjonsreaksjoner i en betydelig mengde (for eksempel energiproduksjon, eller studere stjerner, planeter, etc.). I laboratoriet har noen få store instrumenter satt imponerende rekorder, varmere enn stjerner faktisk:

Det ser ut som Z-maskinen har den hotteste, men jeg er ikke sikker på hvor mye av dette plasmaet som produseres i hver av disse fasilitetene. Generelt kan tokamakene holde temperaturen høy i lang tid (minutter), da den er veldig fortynnet. De to andre teknikkene kan bare opprettholde plasmaet i nanosekunder, da det er veldig tett.

Kommentarer

  • Jeg tror han bare ville vite om hotteste plasma. Grensespørsmålet er mer interessant. Ville grensen være tilgjengelig energi etter inflasjon fra big bang rundt 100 milliarder kelvin?
  • Eksperimentet med stenger av wolfram som @Pete spurte om var faktisk den Z-maskinen jeg tror.

Legg igjen en kommentar

Din e-postadresse vil ikke bli publisert. Obligatoriske felt er merket med *