Uzayda plazma var mı? Tozlu plazmadaki kristaller Uzayda plazma nasıl görünüyor?
Kısmen iyonize gaz) uzayda ve içinde yaşayan nesneler. Kozmik plazma, Büyük Patlama'dan sonra Evren'in doğuşunun ilk mikrosaniyesinde ortaya çıktı ve şu anda maddenin doğadaki en yaygın halidir ve Evrenin kütlesinin %95'ini oluşturur (karanlık madde ve karanlık enerji hariç, evrenin doğası). hala bilinmiyor). Maddenin sıcaklığına ve yoğunluğuna bağlı olarak özelliklerine ve araştırma alanlarına göre kozmik plazma şu türlere ayrılabilir: kuark-gluon (nükleer), galaktik (galaksilerin ve galaktik çekirdeklerin plazması), yıldızsal (galaktik çekirdeklerin plazması). yıldızlar ve yıldız atmosferleri), gezegenlerarası ve manyetosferik. Kozmik plazma dengede ve denge dışı durumlarda olabilir ve ideal ve ideal olmayabilir.
Kozmik plazmanın ortaya çıkışı. Büyük Patlama teorisine göre, 13,7 milyar yıl önce Evren'in maddesi çok küçük bir hacimde yoğunlaşmış, yoğunluğu (5·10 91 g/cm3) ve sıcaklığı (10 32 K) çok büyüktü. Evrenin genişlemesinin ilk aşamalarının karakteristik özelliği olan aşırı yüksek sıcaklıklarda, zayıf etkileşimden sorumlu olan W ± - ve Z 0 - bozonları gibi parçacıklar, fotonlar gibi kütlesizdi (elektromanyetik ve zayıf simetri) etkileşimler). Bu, zayıf etkileşimin uzun menzilli olduğu ve kendi kendine tutarlı elektromanyetik alanın analoğunun kendi kendine tutarlı Yang-Mills alanı olduğu anlamına gelir. Böylece, zayıf ve elektromanyetik etkileşimlere katılan maddenin leptonik bileşeninin tamamı plazma halindeydi. Elektrozayıf etkileşimin T'de elektromanyetik ve zayıfa bozulması< 10 15 К привёл к появлению массы у кварков, лептонов и W ± -, Z-бозонов. Вещество оказалось в состоянии кваркглюонной плазмы (рис.) - сильновзаимодействующей ядерной материи, в которой освобождённые цветные кварки (фундаментальные частицы вещества) и глюоны (кванты сильного взаимодействия) образуют непрерывную среду (хромоплазму) и могут распространяться в ней как квазисвободные частицы, а слабые взаимодействия играют роль дальнодействующих сил. При плотностях вещества n >1014 g/cm3, enerjiler > 0,1 GeV ve parçacıklar arasındaki ortalama mesafeler 10-13 cm'den çok daha azdır; böyle bir plazma ideal ve çarpışmasız olabilir (parçacıkların ortalama serbest yolu, plazmanın karakteristik boyutlarından çok daha büyüktür). sistemi). Kuarklar soğudukça hadronlar halinde gruplanmaya başladı (hadronizasyon, kuarkadron faz geçişi). Hadronlar çağındaki ana süreçler, gama ışınları tarafından parçacık-antiparçacık çiftlerinin yaratılması ve ardından bunların yok edilmesiydi. Hadron çağının sonuna gelindiğinde sıcaklık 10 12 K'ye ve maddenin yoğunluğu 10 14 g/cm3'e düştüğünde hadron-antihadron çiftlerinin oluşması imkansız hale geldi ve bunların yok olması ve bozunması devam etti. Ancak foton enerjisi lepton-antilepton çiftlerinin oluşması için yeterliydi (lepton dönemi).
Büyük Patlama'nın başlangıcından 1 saniye sonra nükleosentez reaksiyonları başladı ve modern kozmik plazmanın oluşumu gerçekleşti. Radyasyonun yüksek yoğunluğu ve sıcaklığı nötr atomların oluşumuna izin vermedi; madde plazma halindeydi. Büyük Patlama'dan 300 bin yıl sonra, yaklaşık 4000 K sıcaklığa soğutulduğunda protonlar ve elektronlar hidrojen, döteryum ve helyum atomları halinde birleşmeye başladı ve radyasyonun maddeyle etkileşimi durdu. Fotonlar serbestçe yayılmaya başladı. Artık denge mikrodalga arka plan ışınımı (kalıntı ışınımı) biçiminde gözlenmektedirler. Büyük Patlama'dan 150 milyon - 1 milyar yıl sonra ilk yıldızlar, kuasarlar, galaksiler, galaksi kümeleri ve süperkümeleri oluştu. Hidrojen, galaktik ve yıldız plazmasının oluşmasıyla yıldızların ve kuasarların ışığıyla yeniden iyonize edildi. 9 milyar yıl sonra, güneş sistemini ve Dünya'yı doğuran yıldızlararası bir bulut oluştu.
Uzay plazması türleri. Yıldız çekirdeklerinin plazması ve gezegen çevresindeki plazmanın alt katmanları hariç, kozmik plazma çarpışmasızdır. Sonuç olarak, kozmik plazmanın dağılım fonksiyonları genellikle klasik Maxwell dağılımından farklıdır; yani yüklü parçacıkların ışınlarına karşılık gelen tepe noktalarına sahip olabilirler. Çarpışmasız plazma, proton ve elektronların sıcaklıklarının farklı olduğu dengesiz bir durumla karakterize edilir. Çarpışmasız kozmik plazmadaki denge, çarpışmalarla değil, yüklü plazma parçacıklarının kolektif hareketiyle tutarlı elektromanyetik dalgaların uyarılmasıyla kurulur. Dalga türleri, dış manyetik ve elektrik alanlarına, plazmanın ve alanların konfigürasyonuna bağlıdır.
Kozmik nesnelerden gelen dengesiz radyasyonun gücü, denge radyasyonunun gücünden çok daha büyük olabilir ve spektrum Planckian değildir. Dengesiz radyasyonun kaynakları örneğin kuasarlar ve radyo galaksileridir. Radyasyonlarında önemli bir rol, göreceli elektron akışlarının emisyonları (jetleri) veya kozmik manyetik alanlarda yayılan yüksek derecede iyonize plazma tarafından oynanır. Dünya yakınındaki manyetosferik plazmanın dengesizliği, yüklü parçacık ışınlarının üretilmesinde de kendini gösterir, bu da Dünya'dan kilometrelerce dalga boyu aralığında radyo emisyonuna yol açar. Dengesizlik plazma fenomeni, dalga paketlerinin oluşmasına ve uzay plazmasında çok ölçekli plazma türbülansının ortaya çıkmasına neden olur.
Galaktik plazma, iyonize gaz ve tozdan oluşan ön yıldız bulutlarının çökmesinden oluşan genç galaksilerde daha yoğundur. Galaksideki toplam yıldız ve yıldızlararası madde miktarının oranı evrimle birlikte değişir: yıldızlar yıldızlararası dağınık maddeden oluşur ve evrimsel yollarının sonunda maddenin yalnızca bir kısmını yıldızlararası uzaya geri döndürürler; bir kısmı beyaz cücelerde ve nötron yıldızlarında ve ayrıca yaşı Evren'in yaşıyla karşılaştırılabilecek yavaş yavaş gelişen düşük kütleli yıldızlarda kalır. Böylece zamanla galaksideki yıldızlararası madde miktarı azalır: "eski" galaksilerde yıldızlararası plazma konsantrasyonu ihmal edilebilir düzeydedir.
Yıldız plazması. Güneş gibi yıldızlar devasa plazma küresel nesnelerdir. Çekirdekteki termonükleer reaksiyonlar, maddenin termal iyonizasyonunu ve plazma durumuna geçişini sağlayan yüksek sıcaklıkları korur. Yüksek plazma basıncı hidrostatik dengeyi korur. Normal yıldızların merkezindeki plazmanın sıcaklığı 10 9 K'ye ulaşabilir. Güneş koronasının plazması yaklaşık 2.10 6 K sıcaklığa sahiptir ve esas olarak Güneş'in manyetik alanları tarafından oluşturulan manyetik yaylar, tüpler içinde yoğunlaşmıştır. koronaya kadar uzanıyor.
Yüksek yoğunluklara rağmen, yıldız plazması genellikle yüksek sıcaklıklar nedeniyle idealdir: ideal olmayan plazmayla ilişkili etkiler yalnızca düşük kütleli [ ≥ 0,5 güneş kütlesi (Mʘ)] yıldızlarda görülür. Normal yıldızların merkez bölgelerinde parçacıkların ortalama serbest yolu küçüktür, dolayısıyla içlerindeki plazma çarpışma ve denge halindedir; üst katmanlarda (özellikle kromosferde ve koronada) plazma çarpışmasızdır.
Büyük ve kompakt yıldızlarda kozmik plazmanın yoğunluğu, normal yıldızların merkezine göre birkaç kat daha yüksek olabilir. Bu nedenle, beyaz cücelerde yoğunluk o kadar yüksektir ki elektronların dejenere olduğu ortaya çıkar (bkz. Dejenere gaz). Fermi enerjisi tarafından belirlenen parçacıkların yüksek kinetik enerjisi nedeniyle maddenin iyonlaşması sağlanır; beyaz cücelerdeki kozmik plazmanın ideal olmasının da nedeni budur. Dejenere elektron gazı, yerçekimi kuvvetlerine karşı etki ederek yıldızın dengesini sağlar.
Madde yoğunluğu 3·10 · 14 -2·10 · 15 g/cm3 olan nötron yıldızlarında (kütlesi 1,3-2 Mʘ olan yıldızların evriminin son ürünleri), atom çekirdeğindeki madde yoğunluğuyla kıyaslanabilir, sadece elektronlar değil aynı zamanda nötronlar da oluşur. Nötron dejenere gazının basıncı, nötron yıldızlarındaki yerçekimi kuvvetini dengeler. Kural olarak, nötron yıldızları - pulsarlar - 10-20 km çapa sahiptir, hızla döner ve güçlü bir dipol tipi manyetik alana sahiptir (yüzeyde 10 12 -10 13 G düzeyinde). Pulsarların manyetosferi, elektromanyetik dalgaların radyasyonunun kaynağı olan göreceli plazma ile doludur.
Modern teoriler, en büyük nötron yıldızlarının çekirdeklerinde kuark-gluon plazmasının (kuark veya garip yıldızlar olarak adlandırılır) bulunabileceğini öne sürüyor. Nötron yıldızlarının merkezlerindeki yüksek madde yoğunluklarında, nötronlar, kuarkların maddenin tüm bölgesi boyunca serbestçe hareket edebilmesi nedeniyle birbirine yakın (klasik yarıçap mesafesinde) bulunur. Böyle bir madde kuark gazı veya sıvısı olarak düşünülebilir.
Gezegenlerarası ve manyetosferik plazma. Gezegensel plazmanın durumu ve kapladığı alanın yapısı, gezegenin kendi manyetik alanının varlığına ve koronada açık (kapalı değil) manyetik alan çizgilerinin bulunduğu Güneş'e olan mesafesine bağlıdır. . Güneş rüzgarı bunların içinden 300-1200 km/s hızla akar - yoğunluğu 1-10 cm -3 civarında olan iyonize parçacıklardan (protonlar, elektronlar ve helyum çekirdekleri) oluşan bir akıntı. Güneş'in içinden akan akımların yarattığı gezegenler arası manyetik alanın kuvvet çizgileri, güneş rüzgarının plazmasında donmuş sayılabilir. Çoğu gezegenin içsel manyetik alanı, kural olarak, gezegenler arası plazmanın ve enerjik güneş parçacıklarının doğal manyetik tuzaklara yakalanmasını kolaylaştıran bir dipol şekline sahiptir. Güneş rüzgarının gezegenin manyetik alanı etrafındaki akışı, gezegenin manyetosferinin oluşumuna yol açar - güneş rüzgarı plazması ve gezegen kökenli plazma ile dolu bir boşluk.
Süpersonik bir güneş rüzgarı, Dünya'nın manyetik alanı etrafında, merkezinden 13-17 Dünya yarıçapı uzaklıkta aktığında, güneş rüzgarı plazmasının yavaşlatıldığı, ısıtıldığı ve manyetik yoğunluğun ve genliğin olduğu çarpışmasız bir şok dalgası oluşur. alan artar. Gezegene daha yakın olan manyetopoz, güneş rüzgarı plazmasının dinamik basıncının Dünya'nın manyetik alanının basıncıyla dengelendiği manyetosferin sınırıdır. Dünyanın manyetosferi, gündüz tarafındaki olay akışından sıkıştırılır ve gece yönünde güçlü bir şekilde uzar, bir kuyruklu yıldızın kuyruğuna (sözde manyetosferik kuyruk) benzer.
Manyetik alanın gücüne bağlı olarak, gezegenlerin manyetosferleri farklı yapılara sahip olabilir; gezegenin kendi manyetik alanı ne kadar küçük olursa, bunlar da o kadar kompakt olur. Dünyanın manyetosferi, 10 2 -10 6 cm -3 parçacık yoğunluğuna sahip iyonosferi (60 km ve daha yüksek rakımlarda, plazmanın güneş kısa dalga radyasyonunun etkisi altında yüksek oranda iyonize olduğu üst atmosfer) içerir. Yoğunluğu 10 7 cm -3 düzeyinde olan Dünya'nın radyasyon kuşakları, birkaç Dünya yarıçapına kadar mesafelerde yoğunluğu 10 2 -10 4 cm -3 düzeyinde olan plazmasfer ve manyetosferik kuyruğun plazması. 1 cm mertebesinde ortalama yoğunluk.
Güneş rüzgarı plazması, manyetohidrodinamik (MHD) etkiler ve plazma kararsızlıkları nedeniyle manyetosfere, “açık” manyetik alan çizgileri (kutupsal uçlar) bölgesinde, karasal ve gezegenler arası manyetik alanların manyetopozda yeniden bağlanma bölgelerinde nüfuz eder. Manyetosfere nüfuz eden plazmanın bir kısmı, gezegenin radyasyon kuşaklarını ve manyetosferik kuyruğun plazma katmanını yeniler. Plazmanın manyetosfere nüfuz etmesi ve atmosferin ve iyonosferin üst katmanlarına çökelmesi auroraların nedenidir.
Güneş Sistemindeki hemen hemen tüm gezegenlerin manyetosferleri vardır. Dünya ve dev gezegenler (Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün) kendilerine ait en güçlü manyetik alana sahiptir, Mars en zayıf manyetik alana sahiptir, Venüs ve Ay'ın neredeyse kendilerine ait bir manyetik alanı yoktur. Gezegenlerin manyetosferik plazması çarpışmasızdır. Böyle bir plazmada enerjilerde ve momentumlarda gevşeme, çeşitli salınımların ve dalgaların uyarılması yoluyla gerçekleşir. Dünyanın manyeto kuyruğunun plazmasında termodinamik denge yoktur: elektron sıcaklığı iyon sıcaklığından 3-8 kat daha azdır.
Gezegenlerin manyetosferleri oldukça değişkendir; bu, gezegenler arası manyetik alanın değişkenliği ve manyetopozdaki manyetik alan çizgilerinin yeniden bağlanması nedeniyle güneş rüzgarından manyetosfere gelen enerji akışıyla ilişkilidir. En güçlü manyetosferik bozukluklar - manyetik fırtınalar - güneş koronasından gelen güçlü plazma emisyonları sırasında plazma bulutlarının Dünya'ya gelişiyle ilişkilidir.
Uzay plazmasını inceleme yöntemleri. Uzak nesnelerin kozmik plazması, optik teleskoplar, radyo teleskopları, atmosfer dışı X-ışını ve gama ışını teleskopları kullanılarak uzak spektral yöntemlerle incelenir. Roketlere, uydulara ve uzay araçlarına yerleştirilen cihazların yardımıyla, Güneş Sistemindeki uzay plazma parametrelerinin doğrudan ölçümlerinin sayısı hızla artıyor (Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve diğer gezegenlerle ilgili çalışmalar). Araştırma yöntemleri, prob ölçümlerinin, düşük ve yüksek frekanslı dalga spektrometresinin, manyetik ve elektrik alan ölçümlerinin kullanımını içerir. Dünya'nın radyasyon kuşakları, güneş rüzgarı, Dünya'nın manyetosferinin çarpışmasız şok dalgası, manyeto kuyruğu, auroralar, Dünya'nın kilometre ölçeğindeki radyasyonu vb. üzerinde araştırmalar yürütülmektedir. Modern uzay teknolojisi, radyo emisyonu, yüklü parçacık ışınları, plazma pıhtıları vb. ile Dünya'ya yakın uzay plazmasını aktif olarak etkilemek için uzayda sözde aktif deneyler yapmayı mümkün kılar. Bu yöntemler, doğal süreçleri gerçek koşullarda teşhis etmek ve simüle etmek için kullanılır.
Karasal koşullar altında, göreceli ağır iyon ışınlarının çarpışması sırasındaki çarpıştırıcılarda kuark-gluon plazmasını incelemek mümkün hale geldi [CERN, İsviçre; RHIC (Göreceli Ağır İyon Çarpıştırıcısı), ABD].
Kozmik plazma, büyük genliklerde oldukça doğrusal olmayan ve solitonlar veya şok dalgaları şeklini alabilen manyetohidrodinamik dalgaların varlığıyla karakterize edilir. Doğrusal olmayan dalgalara ilişkin genel bir teori henüz mevcut değildir. Küçük genlikli dalgalar sorunu, plazma durum denklemlerinin doğrusallaştırılması yöntemiyle tamamen çözülür. Çarpışma kozmik plazmasını tanımlamak için genellikle MHD yaklaşımı kullanılır (bkz. Manyetohidrodinamik). Çarpışmasız uzay plazmasındaki dalga yayılımı ve küçük ölçekli yapılar, elektromanyetik alanlar ve plazma için Vlasov-Maxwell denklem sistemleriyle tanımlanır. Bununla birlikte, yüklü parçacıkların termal hareketi önemsiz olduğunda ve sistemin ölçeği Larmor yarıçapına (manyetik alanda yüklü parçacıkların dönme karakteristik ölçeği) kıyasla büyük olduğunda, MHD yaklaşımı çarpışmasız plazmada da kullanılır.
Kaynak: Akasofu S.I., Chapman S. Güneş-yersel fizik. M., 1974-1975. Bölüm 1-2; Alven H. Kozmik plazma. M., 1983; Zeleny L. M. Dünyanın manyetosferinin kuyruğundaki plazma ve manyetik alanların dinamiği // Bilim ve Teknolojinin Sonuçları. Ser. Uzay araştırması. M., 1986; Astronomi: XXI. yüzyıl / Düzenleyen: V. G. Surdin. Fryazino, 2007; Hawking S. Zamanın Kısa Tarihi: Büyük Patlamadan Kara Deliklere. St.Petersburg, 2008.
L.M. Zeleny, H.V. Malova.
1990'ların başından bu yana, içinde nispeten büyük (iyonların boyutuna kıyasla) mikropartiküllerin - 10 ila 100 nanometre çapında toz taneciklerinin varlığıyla sıradan plazmadan farklı olan sözde tozlu plazma, artan ilgiyi çekmeye başladı. fizikçiler arasında ilgi var. Bilim adamlarının ilgisi istemsiz olarak ortaya çıktı, çünkü plazmadaki toz, mikroçip üretiminde kullanılan plazma aşındırma işleminin hassas teknolojik süreçlerini önemli ölçüde bozdu. Sorunun derinlemesine incelenmesi, plazma akışında bulunan benzer yüklü mikropartiküllerin, sezgiye ve fizik kanunlarına aykırı olarak uçmadığını, ancak birbirlerine çekilerek büyük topaklar oluşturduğunu ve tedavinin temizliğini kirlettiğini gösterdi. .
Sorunun daha kapsamlı bir şekilde incelenmesi - Uluslararası Uzay İstasyonunda yerde ve mikro yerçekimi koşullarında yapılan deneyler, bilgisayar modellemesi - araştırmacıları, plazma akışlarındaki tozlu plazmanın, maddenin tamamen özel bir durumunu temsil ettiği sonucuna götürdü. Bu durumun en önemli özelliklerinden biri, içinde sürekli olarak meydana gelen güçlü dağılma süreçleridir; dış çevre ile enerji alışverişi yaparak kendi kendini düzenleyen yapıların oluşmasını sağlar. Aynı zamanda plazma akışları ve elektrik alanları, toz için çok özel koşullar yaratarak benzer yüklü toz parçacıklarının uzun mesafelerde çekilmesini sağlar. Uygun koşullar altında bu süreçlerin doğal bir sonucu, plazmada stabil "toz kristallerinin" oluşması olabilir.
Yerçekimi koşulları altında bu tür deneyler genellikle düzenli bir yapıya sahip girdap konvektif hücrelerinden oluşan bir kafes şeklinde düz kristallerin oluşumuna yol açar. Bununla birlikte, yerçekiminin yokluğunu simüle eden bilgisayar simülasyonları ile yapılan deneylerde, düz bir girdap silindirik bir şekil alır ve onu oluşturan toz taneleri, tek veya çift sarmal sarmal yapılar halinde kendi kendine organize olabilir. Buradaki DNA benzerliğini fark etmemek elbette oldukça zor. Ve 2007 yazında, New Journal of Physics'te, plazma tozu kristalleri üzerine yapılan çalışmanın mevcut sonuçları üzerine çok tartışmalı bir çalışma yayınlandı ve bu çalışma, çevrimiçi uluslararası bir yayında hızla popülerlik ve otorite kazandı. Makale, plazma fiziğinin öncülerinden akademisyen Vadim N. Tsytovich ve Rusya, Almanya ve Avustralya'daki enstitülerden bir grup meslektaşı tarafından hazırlandı ve sonuçları, inorganik hayata çok benzer yapıların keşfine dayanıyordu.
Özellikle araştırmacılar, uzayın her yerinde bulunan belirli çevresel koşulların, tozlu plazma parçacıklarından spiral şekilli yapıların kendiliğinden oluşmasına yol açabileceğini bulmuşlardır. Ayrıca, bu yapıların bazılarında yarıçapın çatallanmaları olarak adlandırılan durumlar not edilmiştir; bir vida yarıçapından diğerine ve tekrar geriye geçişlerin aniden değişmesi, sarmal bölümlerinin uzunluğu ve yarıçapı açısından bilgilerin depolanması için bir mekanizma sağlar. Üstelik bazı bilgisayar simülasyonlarında spiral ikiye bölünerek kendini etkili bir şekilde yeniden üretiyordu. Diğer deneylerde ise iki sarmal birbirlerinde yapısal değişikliklere neden oldu, hatta bazı sarmallar evrim göstererek zamanla daha kararlı yapılara dönüştüler...
Yıldızlararası veya galaksiler arası uzayda nelerin bulunduğunu hiç düşündünüz mü? Uzayda teknik bir boşluk vardır ve bu nedenle hiçbir şey kapsanmaz (hiçbir şeyin kapsanmadığı anlamında değil, göreceli anlamda). Ve haklısınız, çünkü yıldızlararası uzayda ortalama olarak santimetreküp başına yaklaşık 1000 atom vardır ve çok uzak mesafelerde madde yoğunluğu ihmal edilebilir düzeydedir. Ancak burada her şey o kadar basit ve açık değil. Yıldızlararası ortamın uzaysal dağılımı önemsiz değildir. Galaksilerin çubuk ve sarmal kolları gibi genel galaktik yapıların yanı sıra, daha sıcak gazla çevrelenmiş bireysel soğuk ve sıcak bulutlar da vardır. Yıldızlararası ortam (ISM) çok sayıda yapı içerir: dev moleküler bulutlar, yansıma bulutsuları, protoplanet bulutsular, gezegenimsi bulutsular, kürecikler vb. Bu, ortamda meydana gelen çok çeşitli gözlemsel tezahürlere ve süreçlere yol açar. Aşağıdaki liste MZS'de bulunan yapıları listelemektedir:
- Koronal gaz
- Parlak HII bölgeleri
- Düşük Yoğunluklu HII Bölgeleri
- Bulutlararası ortam
- Sıcak alanlar HI
- Maser yoğunlaşmaları
- Bulutlar merhaba
- Dev moleküler bulutlar
- Moleküler bulutlar
- Kürecikler
Bu soruyu cevaplamak için bir tanım vermemiz gerekiyor: Plazma nedir ve fizikçiler hangi parametrelere göre maddenin bu halini plazma olarak değerlendiriyorlar?
Plazma hakkındaki modern fikirlere göre, bu, maddenin gaz halindeki, yüksek oranda iyonlaşmış dördüncü halidir (birinci durum katıdır, ikincisi sıvı durumdur ve son olarak üçüncüsü gaz halindedir). Ancak her gaz, hatta iyonize gaz bile plazma değildir.
Plazma yüklü ve nötr parçacıklardan oluşur. Pozitif yüklü parçacıklar pozitif iyonlar ve deliklerdir (katı hal plazması), negatif yüklü parçacıklar ise elektronlar ve negatif iyonlardır. Her şeyden önce belirli bir parçacık türünün konsantrasyonlarını bilmek gerekir. Eğer sözde iyonizasyon derecesi şuna eşitse, plazmanın zayıf iyonize olduğu kabul edilir.
Elektron konsantrasyonu nerede, plazmadaki tüm nötr parçacıkların konsantrasyonu, aralıkta yatıyor. Ve tamamen iyonize edilmiş bir plazmanın belirli bir iyonizasyon derecesi vardır.
Ancak yukarıda da söylendiği gibi her iyonize gaz plazma değildir. Plazmanın bu özelliğe sahip olması gerekir yarı tarafsızlık yani ortalama olarak, yeterince uzun süreler boyunca ve yeterince büyük mesafelerde plazma genellikle nötrdü. Peki bir gazın plazma olarak kabul edilebileceği bu zaman aralıkları ve mesafeler nelerdir?
Dolayısıyla yarı tarafsızlık şartı şu şekildedir:
Öncelikle fizikçilerin yük ayrımının zaman ölçeğini nasıl tahmin ettiklerini öğrenelim. Plazmadaki bir elektronun uzaydaki ilk denge konumundan saptığını düşünelim. Elektron harekete geçmeye başlar Coulomb kuvveti, elektronu denge durumuna döndürme eğiliminde, yani. , elektronlar arasındaki ortalama mesafe nerede. Bu mesafe yaklaşık olarak aşağıdaki gibi tahmin edilmektedir. Diyelim ki elektron konsantrasyonu (yani birim hacim başına elektron sayısı). Elektronlar ortalama olarak birbirlerinden belli bir uzaklıkta bulunurlar, bu da ortalama bir hacim kapladıkları anlamına gelir. Dolayısıyla bu hacimde 1 elektron varsa, . Sonuç olarak elektron denge konumu etrafında belirli bir frekansla salınmaya başlayacaktır.
Daha doğru formül
Bu frekansa denir elektronik Langmuir frekansı. Nobel Kimya Ödülü sahibi Amerikalı kimyager Irwin Langmuir tarafından "yüzey olaylarının kimyası alanındaki keşifleri ve araştırmaları nedeniyle" geliştirildi.
Bu nedenle yük ayrımının zaman ölçeği olarak Langmuir frekansının tersini almak doğaldır.
Uzayda, büyük ölçekte, parçacıklar zaman periyotları boyunca denge konumu çevresinde birçok salınımlara maruz kalır ve bir bütün olarak plazma yarı-nötr olur; zaman ölçeklerinde yıldızlararası ortam plazma ile karıştırılabilir.
Ancak uzayın plazma olduğunu doğru bir şekilde gösterebilmek için uzaysal ölçekleri de değerlendirmek gerekir. Fiziksel değerlendirmelerden, bu uzaysal ölçeğin, yüklü parçacıkların yoğunluğundaki bir bozukluğun, plazma salınımlarının periyoduna eşit bir sürede termal hareketlerinden dolayı değişebileceği uzunluk tarafından belirlendiği açıktır. Böylece mekansal ölçek şuna eşittir:
Nerede . Bu harika formülün nereden geldiğini soruyorsunuz. Şöyle düşünelim. Termostatın denge sıcaklığındaki plazmadaki elektronlar kinetik enerjiyle sürekli hareket halindedir. Öte yandan, düzgün enerji dağılımı yasası istatistiksel termodinamikten bilinmektedir ve ortalama olarak vardır. Bu iki enerjiyi karşılaştırırsak yukarıda sunulan hız formülünü elde ederiz.
Böylece, fizikte adı verilen uzunluğu elde ettik. elektron Debye yarıçapı veya uzunluğu.
Şimdi Debye denkleminin daha kesin bir şekilde türetilmesini göstereceğim. Yine bir elektrik alanının etkisi altında belirli bir miktarda yer değiştiren N elektronu hayal edelim. Bu durumda, yoğunluğu eşit olan bir uzay yükü tabakası oluşur; burada elektron yükü ve elektron konsantrasyonudur. Poisson formülü elektrostatikten iyi bilinmektedir.
İşte ortamın dielektrik sabiti. Öte yandan elektronlar termal hareket nedeniyle hareket eder ve elektronlar dağılıma göre dağıtılır. Boltzmann
Boltzmann denklemini Poisson denkleminde değiştirerek şunu elde ederiz:
Bu Poisson-Boltzmann denklemidir. Bu denklemdeki üstel sayıyı Taylor serisine genişletelim ve ikinci dereceden ve daha yüksek miktarları atalım.
Bu genişlemeyi Poisson-Boltzmann denkleminde yerine koyalım ve şunu elde edelim:
Bu Debye denklemidir. Daha kesin bir isim Debye-Hückel denklemidir. Yukarıda öğrendiğimiz gibi, yarı nötr bir ortamda olduğu gibi plazmada da bu denklemin ikinci terimi sıfıra eşittir. İlk dönemde esasen elimizde Debye uzunluğu.
Yıldızlararası ortamda Debye uzunluğu yaklaşık 10 metre, galaksiler arası ortamda ise yaklaşık metredir. Bunların örneğin dielektriklerle karşılaştırıldığında oldukça büyük değerler olduğunu görüyoruz. Bu, elektrik alanının bu mesafeler boyunca zayıflama olmadan yayıldığı, yükleri hacimsel yüklü katmanlara dağıttığı, parçacıkların Langmuir frekansına eşit bir frekansla denge konumları etrafında salındığı anlamına gelir.
Bu makaleden, bu ortamın yoğunluğunun son derece küçük olmasına ve uzayın bir bütün olarak makroskobik ölçekte fiziksel bir boşluk olmasına rağmen, uzay ortamının plazma olup olmadığını belirleyen iki temel niceliği öğrendik. Yerel ölçekte hem gaz, hem toz hem de plazma
Etiketler: Etiket ekleyin
UZAY PLAZMASI
UZAY PLAZMASI
-
plazma boşlukta uzay ve kozmik nesneler. Kozmik plazma, araştırma konularına göre şartlı olarak bölünebilir: gezegen çevresi, gezegenler arası, yıldızların ve yıldız atmosferlerinin plazması, kuasarların plazması ve galaktik plazmalar. çekirdekler, yıldızlararası ve galaksiler arası. plazma. Belirtilen CP türleri parametreleri bakımından farklılık gösterir (bkz. yoğunluklar P, evlenmek parçacıkların enerjileri, vb.) ve ayrıca termodinamik olarak denge, kısmen veya tamamen dengesizlik durumları.
Gezegenlerarası K. s. Gezegensel plazmanın durumu ve kapladığı alanın yapısı, kendi manyetik alanının varlığına bağlıdır. gezegene yakın alanlar ve Güneş'e olan uzaklığı. Magn. gezegen, gezegensel plazma tutma alanını önemli ölçüde artırarak doğal oluşturur manyetik tuzaklar. Bu nedenle, gezegen çevresindeki plazma hapsi bölgesi homojen değildir. Gezegensel plazmanın oluşumunda önemli bir rol, Güneş'ten neredeyse radyal olarak hareket eden güneş plazma akışları tarafından oynanır (sözde. güneşli rüzgar), yoğunlukları Güneş'ten uzaklaştıkça düşer. Uzay uyduları kullanılarak Dünya yakınındaki güneş rüzgarı parçacıklarının yoğunluğunun doğrudan ölçümü. cihazlar değer verir P(1-10)cm-3 . Dünya'ya yakın kozmik plazma. uzay genellikle plazmaya bölünür iyonosfer, sahip olmak P 350 km yükseklikte 10 5 cm -3'e kadar, plazma radyasyon kemerleri Toprak ( P 10 7 cm -3) ve Dünyanın manyetosferi;birkaç taneye kadar Dünyanın yarıçapı sözde uzanır. plazmasfer, yoğunluk kesimi P 10 2 cm-3 .
Plazma üst özelliği. iyonosfer, radyasyon kayışlar ve manyetosfer çarpışmasızdır, yani dalga ve salınımların uzay-zamansal ölçekleridir. içinde çok daha az çarpışma süreci var. Enerjilerde ve momentumlarda gevşeme, çarpışmalar nedeniyle değil, plazmanın kolektif serbestlik dereceleri (salınımlar ve dalgalar) aracılığıyla meydana gelir. Bu tip bir plazmada kural olarak termodinamik yoktur. özellikle elektronik ve iyonik bileşenler arasındaki denge. Mesela içlerinde hızla akıyor. Şoklar aynı zamanda küçük ölçekli salınımların ve dalgaların uyarılmasıyla da belirlenir. Tipik bir örnek, güneş rüzgârının Dünya'nın manyetosferi etrafında akması sırasında oluşan çarpışmasız örnektir.
Yıldız K. s. Güneş, yoğunluğu dışarıdan sürekli artan dev kozmik madde yığınları olarak düşünülebilir. merkeze doğru kısımlar: taç, renk küre, fotosfer, konvektif bölge, çekirdek. Sözde Normal yıldızlarda yüksek sıcaklıklar termal enerji sağlar. Bir maddenin iyonlaşması ve plazma durumuna geçişi. Yüksek plazma hidrostatik olarak korunur. denge. Maks. normal yıldızların merkezinde hesaplanan kozmik yoğunluk P 10 24 cm -3, sıcaklık 10 9 K'ye kadar. Yüksek yoğunluklara rağmen buradaki plazma, yüksek sıcaklıklar nedeniyle genellikle idealdir; Plazma kusurlarıyla ilişkili etkiler yalnızca düşük kütleli (0,5 güneş kütlesi) yıldızlarda görülür. Merkeze doğru. Normal yıldızların olduğu bölgelerde parçacıkların ortalama serbest yolu küçüktür, dolayısıyla buralardaki plazma çarpışma ve denge halindedir; Başa katmanlar, özellikle de kromosfer ve korona, plazma çarpışmasızdır. (Bu hesaplama modelleri aşağıdaki denklemlere dayanmaktadır: manyetik hidrodinamik.)
Büyük ve kompakt yıldızlarda kozmik yoğunluk yoğunluğu birkaç olabilir. normal yıldızların merkezinden kat kat daha yüksek. Yani, içinde beyaz cüceler yoğunluk o kadar yüksektir ki elektronlar dejenere olur (bkz. Dejenere gaz). Büyük kinetik değer nedeniyle maddenin iyonizasyonu sağlanır. parçacık enerjisi, belirlendi fer mi-enerji;.
Bu aynı zamanda beyaz cücelerdeki evrenin idealliğinin nedenidir. Statik denge, dejenere plazmanın elektronlarının Fermi basıncı ile sağlanır. Nötron yıldızlarında ortaya çıkan daha yüksek madde yoğunlukları, yalnızca elektronların değil aynı zamanda nükleonların da yozlaşmasına yol açar. Nötron yıldızları, çapı 20 km ve kütlesi 1 km olan kompakt yıldızları içerir. M.
Pulsarlar, hızlı dönüş (yıldızın mekanik dengesinde önemli bir rol oynar) ve manyetik alan ile karakterize edilir. dipol tipi alan (yüzeyde 10 12 G) ve manyetik. eksenin dönme ekseniyle çakışması şart değildir. Pulsarlar, elektromanyetik radyasyon kaynağı olan göreceli plazmayla dolu bir manyetosfere sahiptir. dalgalar
CP'nin sıcaklık ve yoğunluk aralığı çok büyüktür. İncirde. Plazma tiplerinin çeşitliliği ve bunların sıcaklık-yoğunluk diyagramındaki yaklaşık konumları şematik olarak gösterilmiştir. Diyagramdan görülebileceği gibi kozmik parçacıkların yoğunluğundaki azalma sırası yaklaşık olarak şu şekildedir: yıldız plazması, gezegen çevresi plazması, kuasar plazması ve galaktikler. çekirdekler, gezegenlerarası plazma, yıldızlararası ve galaksiler arası. plazma. Yıldız çekirdeklerinin plazması ve altı hariç. Gezegensel plazma katmanları nedeniyle evren çarpışmasızdır. Bu nedenle çoğu zaman termodinamik olarak dengesizdir ve onu oluşturan yüklerin dağılımı farklıdır. parçacık hızları ve enerjileri Maxwell'den uzaktır. Özellikle derinliğe karşılık gelen tepe noktaları içerebilirler. şarj ışınları Parçacıklar özellikle manyetik alanlarda anizotropiktir. uzay alanlar vb. Bu tür plazma dengesizlikten çarpışmalar yoluyla değil, daha ziyade “kurtulur”. hızlı bir şekilde - elektromanyetik uyarım yoluyla. titreşimler ve dalgalar (bkz. Çarpışmaz şok dalgaları). Bu kozmik radyasyona yol açar. çarpışmasız plazma içeren nesneler, denge radyasyonunun gücünü çok aşar ve Planck radyasyonundan önemli ölçüde farklıdır. Bir örnek kuasarlar, hem radyo hem de optik olarak kesin. aralığı dengesiz bir karaktere sahiptir. Ve teorikteki belirsizliğe rağmen Gözlemlenen radyasyonun yorumlanmasında tüm teoriler, ana plazmanın arka planına karşı yayılan göreceli elektron akışlarının rolünün önemine işaret etmektedir.
Dr. dengesiz radyo emisyonunun kaynağı - radyo galaksileri, boyut olarak optikte görülebilen gökadalardan önemli ölçüde daha büyüktürler. menzil. Burada galaksilerden fırlatılan ve galaksiyi çevreleyen plazmanın arka planına karşı yayılan göreceli elektronlar da önemli bir rol oynuyor. Yük ışınlarının varlığında da kendini gösteren manyetosferik plazmanın dengesizliği. parçacıklar, Dünya'dan kilometrelerce radyo emisyonuna yol açar.
Plazma türlerinin sınıflandırılması: GR - gaz deşarj plazması; MHD - manyetohidrodinamik jeneratörlerde plazma; TYAP-M - termonükleer manyetik tuzaklarda plazma; TYAP-L - lazer termonükleer füzyon koşulları altında plazma: EGM - metallerde; EHP - yarı iletkenlerde elektron deliği plazması; BC - beyaz cücelerdeki dejenere elektron; ben - iyonosferik plazma; SW - güneş rüzgarı plazması; SC - güneş korona plazması; C - Güneş'in merkezindeki plazma; MP - pulsarların manyetosferlerindeki plazma.
Dengesiz plazma fenomeni aynı zamanda plazmanın sadece güçlü bir şekilde yayılmakla kalmayıp aynı zamanda kararlı olması nedeniyle türbülanslı hale gelmesine de yol açar. Uyarılmış dalga ve salınım türleri ya plazmada uzun süre "oyalanır" ya da plazmayı hiç "terk edemez" (örneğin Langmuir dalgaları). Bu, sözde sorunu çözmenin bir yolunu bulmanızı sağlar. Evrendeki elementlerin kökeni teorisinde "atlanmış" elementler. Naib. Elementlerin kökenine ilişkin yaygın bir teori, bunların başlangıçtaki proton ve nötronlardan ardışık olarak oluşturulduğunu varsayar. nötron yakalama ve yeni bir izotop nötronlarla aşırı yüklendiğinde, bir elektronun emisyonu ile radyoaktif bozunması sonucunda yeni bir element ortaya çıkar. Ancak, oluşumu nötron yakalamayla açıklanamayan “baypas edilmiş” elementler (örneğin lityum, bor vb.) vardır; kökenleri şarjın hızlanmasıyla ilgili olabilir. yüksek derecede plazma türbülansının olduğu bölgelerdeki parçacıklar ve ardından hızlandırılmış parçacıkların nükleer reaksiyonları.
Uzak nesnelerin verimliliği, optik teknoloji kullanılarak uzak spektral yöntemlerle incelenir. teleskoplar, radyo teleskoplar, X-ışını ve g-bant radyasyonunda atmosfer dışı uydu teleskopları. Roketlere, uydulara ve uzay araçlarına monte edilen aletlerin kullanılması. Güneş sistemindeki güneş parametrelerinin doğrudan ölçüm aralığı hızla genişliyor. Bu yöntemler arasında prob, düşük ve yüksek frekanslı dalga spektrometrisi kullanımı yer alır. ölçümler, manyetik ölçümler ve elektrik alanlar (bkz. Plazma teşhisi). Radyasyon böyle keşfedildi. Dünya'nın kuşağı, Dünya'nın manyetosferinin önündeki çarpışmasız bir şok dalgası, manyetosferin kuyruğu, Dünya'nın kilometrelik radyasyonu, Merkür'den Satürn'e kadar gezegenlerin manyetosferleri vb.
Modern uzay teknoloji sözde gerçekleştirmenizi sağlar uzayda aktif deneyler - uzay aracını, özellikle Dünya'ya yakın alanı, radyo emisyonları ve şarj ışınlarıyla aktif olarak etkiler. parçacıklar, plazma pıhtıları vb. Bu yöntemler, doğal koşulların teşhisi ve modellenmesi için kullanılır. Gerçek koşullarda süreçler, doğal sürecin başlatılması fenomenler (örn. auroralar).
Kozmolojide kozmik element türleri. Modern göre fikirler, Evren sözde ortaya çıktı. büyük patlama. Maddenin genişleme döneminde (genişleyen Evren), genişlemeyi belirleyen yerçekimine ek olarak, diğer üç etkileşim türü (güçlü, zayıf ve elektromanyetik), genişlemenin farklı aşamalarında plazma olaylarına katkıda bulunur. Genişlemenin erken aşamalarının karakteristiği olan son derece yüksek tempo-pax'ta, örneğin W + - ve Z 0 - bozonları gibi parçacıklar, zayıf etkileşimler, fotonlar gibi kütlesizdi (elektronik ve zayıf etkileşimler). Bu, uzun menzilli olduğu ve kendi kendine tutarlı bir elektrik mıknatısının benzeri olduğu anlamına geliyor. alan şuydu Young-Mills sahası. Böylece maddenin lepton bileşeninin tamamı plazma halindeydi. Standart modelde mevcut olan uçuş süresi arasındaki bağlantı dikkate alınarak T ve termodinamik olarak dengedeki maddenin sıcaklıkları T:t(c))1/T 2 .
(MeV cinsinden temp-pa), böyle bir lepton plazmasının var olduğu zamanı tahmin edebiliriz. Temp-pax'te T, Z 0 bozonunun geri kalan enerjisine yaklaşıyor Mz 2.100 GeV'den (karşılık gelen süre) T 10 -10 s), şu şekilde oluşur: kendiliğinden simetri kırılması zayıf ve el.-mag. W +'da kütlelerin ortaya çıkmasına yol açan etkileşimler -
ve Z 0 -bozonlar, bundan sonra yalnızca yüklü olanlar yalnızca uzun menzilli kuvvetleri (elektromanyetik olanları) kullanarak etkileşime girer.
Bu kadar yüksek sıcaklıklarda maddenin hadronik (kuvvetle etkileşime giren) bileşeni de tuhaf bir plazma halindedir. kuark-gluon plazması. Burada kuarklar arasındaki etkileşim de kütlesiz gluon alanları tarafından gerçekleştirilmektedir. Sıcak kuark-gluon plazmasının yoğunluklarında ( PT3)Çarşamba'dan itibaren. temel parçacıklar arasındaki mesafe 10-13 cm'dir - nükleonun yarıçapı (bu durumda T 100 MeV) kuark-gluon plazması idealdir ve çarpışmasız olabilir. Evrenin daha da soğumasıyla birlikte zamanla T 10 -4 s temp-pa düşer T 100 MeV (mezonların dinlenme enerjisi), yeni bir faz geçişi meydana gelir: kuark-gluon plazma - hadronik (10 -13 cm'lik bir etkileşim yarıçapı ile kısa menzilli etkileşim ile karakterize edilir). Bu madde kararlı nükleonlardan ve hızla çürüyen hadronlardan oluşur. Hücrenin sonraki dönemdeki genel durumu yüke göre belirlenir. lepton (çoğunlukla elektron-pozitron) bileşeni, çünkü toplam baryon yükünün lepton yüküne oranı Evrende korunur ve bu oranın kendisi çok küçüktür (10 -9). Sonuç olarak, küçük zamanlarda ( T 1 c) QP ultra görecelidir ve temel olarak elektron-pozitrondur. Zamanın bir anında T 1 saniye sonra, elektron-pozitron plazma sıcaklığı 1 MeV ve altına düşer ve elektron-pozitron plazmasının yoğun yok oluşu başlar, ardından kozmik plazma yavaş yavaş modern plazmaya yaklaşır. temel parçacıkların bileşiminde çok az değişiklik olan durum.
Aydınlatılmış.: Pikelner S.B., Uzay elektrodinamiğinin temelleri, 2. baskı, M., 1966; Akasofu S.I., Chapman S., Solar-karasal