Îmi amintesc că am citit despre un experiment în care tijele fine de tungsten au fost supraîncălzite cu milioane de amperi de electricitate, topindu-le în gaz ionizat și apoi fiind comprimate ( prin câmpuri magnetice?) în plasmă.

Plasma încălzită la temperaturi atinse până acum. Nu-mi pot aminti exact, dar cred că au fost câteva miliarde de grade fahrenheit.

A fost acum câțiva ani – și nu pot găsi raportul printr-un motor de căutare.

Există o limită a temperaturii plasmei? Care este cea mai înaltă temperatură înregistrată în prezent a plasmei? Este mai fierbinte decât reacțiile nucleare?

Comentarii

Răspuns

Cea mai înaltă temperatură înregistrată a unei plasme nu este mai fierbinte decât reacțiile nucleare. Există un continuum de fenomene care se întâmplă la temperaturi ridicate, care include și se extinde dincolo de reacții nucleare.

Când temperaturile ajung să fie foarte ridicate, este logic să începeți să gândiți în termeni de energii implicat mai degrabă decât să rămână la scara kelvin (sau Fahrenheit, ugh). La echilibru termodinamic, energia medie a unui " grad de libertate " cu temperatura $ T $ este $ U = \ frac12 kT $ . De exemplu, un gaz ideal monoatomic are energie medie pe particulă $ \ frac32 kT $ , pentru traduceri în trei dimensiuni. Dacă aveți un sistem în care energiile permise vin în bucăți, cum ar fi stările de rotație și vibrație în molecule, energia medie pe mod este zero în timp ce temperatura $ kT $ este mult mai mic decât energia $ E $ din prima stare excitată. Aceasta înseamnă că majoritatea sistemelor au o capacitate termică mai mare atunci când sunt fierbinți decât atunci când sunt reci, ceea ce face dificilă atingerea temperaturilor ridicate.

  • Pentru temperatura camerei $ kT \ approx 25 $ milli-eV; aceasta este o energie tipică pentru un fonon dintr-un solid.

  • La $ kT \ approx 1 $ eV, un coliziunea tipică atom-atom poate avea suficientă energie pentru a elibera un electron. Aceasta este temperatura minimă necesară pentru a susține o plasmă densă, ionizată (fotosfera soarelui are $ kT = 0.5 $ eV, care este " exact la fel " la nivelul de precizie pe care îl vizez aici.)

  • La $ kT \ approx 10 ^ 4 $ eV, chiar și cei mai grei atomi vor fi, în medie, complet ionizați. (Energia de legare pentru ultimul electron este 13,6 $ \, \ mathrm {eV} \ cdot Z ^ 2 $ , unde $ Z \ lesssim 100 $ este numărul protonului.)

  • La $ kT \ aproximativ 0,1 $ MeV începeți să aveți suficientă energie pentru a excita nucleele intern. Nucleii ușori fără stări excitate stabile, cum ar fi deuteriul și heliul-3, pot fi disociați. Nucleii ușori stabili pot depăși repulsia electrică și siguranța lor. Aceasta este scala de temperatură din interiorul miezului unei stele; tokamak-urile orientate spre fuziune trebuie să ruleze puțin mai fierbinți, deoarece stelele au avantajul dimensiunii. Electronii la această temperatură încep să fie relativisti $ (m_ec ^ 2 = 0,5 \ rm \, MeV) $ . Pe măsură ce temperatura depășește masa electronilor, se va dezvolta o populație seculară de pozitroni.

  • Undeva deasupra $ kT \ approx 10 $ MeV, disocierea heliului va intra în echilibru cu formarea heliului prin fuziune. Majoritatea coliziunilor dintre nucleele grele vor avea suficientă energie pentru a elibera un proton sau un neutron. Acesta este probabil regimul de temperatură în stelele grele, unde toți nucleii tind să evolueze către fier-56 și nichel-58.

  • La $ kT \ approx 100 $ MeV, majoritatea coliziunilor au suficientă energie pentru a produce pioni ( $ m_ \ pi c ^ 2 = 140 $ MeV) și mulți au suficientă energie pentru a produce kaoni ( $ m_K c ^ 2 = 500 $ MeV). Aceste particule instabile vor produce neutrini atunci când se descompun.Neutrinii sunt foarte eficienți pentru a transporta căldura departe de regiunea de interacțiune, astfel încât temperaturile astrofizice pe termen lung se pot ridica în jurul acestei scări. Cele mai energice coliziuni de aici pot produce antiprotoni ( $ m_ \ bar pc ^ 2 = 1 $ GeV).

  • Există un factor de aproximativ o mie de energie în care intuiția mea nu este foarte bună.

  • După cum se arată la RHIC și la LHC, undeva în jurul $ kT \ approx 200 $ GeV începeți să disociați nucleonii în quark și gluoni, în același mod în care în jurul valorii de 1 eV ați început să disociați atomii în nuclei și electroni. Observați că acesta este " numai " aproximativ douăzeci de miliarde de kelvin. LHC urmărește în prezent 8-14 TeV, cu aproape un factor cu o sută mai mare în energie.

Nu sunt familiarizat cu experimentul tău de vaporizare a tungstenului. Aș presupune că tungstenul proaspăt vaporizat ar putea avea o temperatură de 1-10 eV și că, prin limitarea și comprimarea plasmei, i-ați putea crește densitatea de energie cu un factor de 1000. Asta l-ar pune undeva sub capătul inferior al intervalul energetic pentru o plasmă cu interacțiuni nucleare.

Comentarii

  • În plasmele spațiale, există regiuni care au ceea ce aș considera plasme foarte fierbinți. De exemplu, în mediile de cluster intra-galaxice, ele observă adesea dovezi ale energiilor termice ale electronilor ~ GeV. Îmi imaginez că lângă pulsari, magnetari și găuri negre plasmele locale pot deveni și mai extreme, dar ar trebui să verific acest lucru.
  • Electronii GeV dintre galaxii trebuie să fie în afara echilibrului termic. Cu toate acestea, turbulența reconectării magnetice menține coroana soarelui ' mai fierbinte decât fotosfera sa și îmi pot imagina ceva similar la scară galactică. ' aș fi interesat să văd o referință.
  • Mă bucur că ați întrebat despre acest lucru, deoarece am greșit. Energiile termice din ICM sunt de ~ 10 keV, iar coada supratermală, care este observată prin emisie de sincrotron, este în intervalul ~ GeV. Apropo, mă uit la plasmele spațiale de aproximativ 10 ani acum și încă nu am văzut una în echilibru termic …

Răspuns

Depinde de tipul de plasmă despre care vorbiți. Las deoparte plasmele quark-gluon, care sunt diferite de alte plasme prin faptul că nucleonii sunt de fapt „rupți în bucăți”.

Cele mai fierbinți plasme de pe pământ, în caz contrar, sunt în general cele care vizează generarea de reacții de fuziune nucleară într-o cantitate considerabilă (de exemplu, generarea de energie sau studierea stelelor, planetelor etc.). În laborator, câteva instrumente mari au stabilit recorduri impresionante, mai fierbinți decât stelele de fapt:

Se pare că mașina Z are cea mai tare, dar nu sunt sigur cât de mult din această plasmă este produsă în fiecare dintre aceste facilități. În general, tokamak-urile pot menține temperatura ridicată mult timp (minute), deoarece este foarte diluată. Celelalte două tehnici pot susține plasma doar pentru nanosecunde, deoarece este foarte densă.

Comentarii

  • Cred că a vrut doar să știe despre cea mai fierbinte plasmă. Întrebarea limită este mai interesantă. Limita ar fi energia disponibilă după inflație de la big bang în jur de 100 de miliarde de kelvin?
  • Experimentul cu tije de tungsten despre care a întrebat @Pete a fost de fapt mașina Z pe care o cred.

Lasă un răspuns

Adresa ta de email nu va fi publicată. Câmpurile obligatorii sunt marcate cu *