Az olaj és gáz nagy enciklopédiája. Fizikai enciklopédikus szótár - űrplazma
Gondoltál már arra, hogy mit tartalmaz a csillagközi vagy intergalaktikus tér? A térben technikai vákuum van, és ezért semmi sem zárható be (nem abban az abszolút értelemben, hogy semmi sincs benne, hanem relatív értelemben). És igazad lesz, mert a csillagközi térben átlagosan körülbelül 1000 atom van köbcentiméterenként és nagyon nagy távolságokon az anyag sűrűsége elhanyagolható. De itt minden nem olyan egyszerű és egyértelmű. A csillagközi közeg térbeli eloszlása nem triviális. Az általános galaktikus struktúrák mellett, mint például a galaxisok rúdja és spirálkarjai, léteznek egyedi hideg és meleg felhők is, amelyeket melegebb gáz vesz körül. A csillagközi közegben (ISM) nagyon sok struktúra található: óriási molekulafelhők, reflexiós ködök, protoplanetáris ködök, planetáris ködök, gömbök stb. Ez a megfigyelési megnyilvánulások és folyamatok széles skálájához vezet a közegben. Az alábbi lista felsorolja az MZS-ben található struktúrákat:
- Koronális gáz
- Világos HII régiók
- Alacsony sűrűségű HII zónák
- Keresztfelhős környezet
- Meleg területek HI
- Maser kondenzáció
- Felhők HI
- Óriási molekuláris felhők
- Molekuláris felhők
- Gömbök
A kérdés megválaszolásához definíciót kell adnunk: mi a plazma, és milyen paraméterek alapján tekintik a fizikusok ezt az állapotot plazmának?
A plazmáról alkotott modern elképzelések szerint ez az anyag negyedik halmazállapota, amely gáz halmazállapotú, erősen ionizált (az első halmazállapot szilárd, a második folyékony halmazállapotú, végül a harmadik gáz halmazállapotú). De nem minden gáz, még az ionizált gáz sem plazma.
A plazma töltött és semleges részecskékből áll. A pozitív töltésű részecskék pozitív ionok és lyukak (szilárd testplazma), a negatív töltésű részecskék pedig elektronok és negatív ionok. Először is ismerni kell egy adott típusú részecske koncentrációját. A plazmát gyengén ionizáltnak tekintjük, ha az úgynevezett ionizációs fok egyenlő
Hol van az elektronkoncentráció, az összes semleges részecske koncentrációja a plazmában, a tartományba esik. És a teljesen ionizált plazmának van bizonyos ionizációs foka
De ahogy fentebb említettük, nem minden ionizált gáz plazma. Szükséges, hogy a plazma rendelkezzen a tulajdonsággal kvázi semlegesség, azaz átlagosan kellően hosszú időn keresztül és kellően nagy távolságokban a plazma általában semleges volt. De melyek azok az időintervallumok és távolságok, amelyeknél egy gáz plazmának tekinthető?
Tehát a kvázi-semlegesség követelménye a következő:
Először nézzük meg, hogyan becsülik meg a fizikusok a töltésszétválás időskáláját. Képzeljük el, hogy a plazmában egy elektron eltért kiinduló egyensúlyi helyzetétől a térben. Az elektron cselekedni kezd Coulomb-erő, hajlamos az elektron egyensúlyi állapotba hozására, azaz. , ahol az elektronok közötti átlagos távolság. Ez a távolság hozzávetőlegesen a következőképpen becsülhető. Tegyük fel, hogy az elektronkoncentráció (azaz az egységnyi térfogatra jutó elektronok száma) . Az elektronok átlagosan távolságra vannak egymástól, ami azt jelenti, hogy átlagos térfogatot foglalnak el. Ezért, ha ebben a térfogatban 1 elektron van, . Ennek eredményeként az elektron egyensúlyi helyzete körül egy frekvenciával oszcillálni kezd
Pontosabb képlet
Ezt a frekvenciát ún elektronikus Langmuir frekvencia. Irwin Langmuir amerikai kémikus fejlesztette ki, aki kémiai Nobel-díjas "felfedezéseiért és kutatásaiért a felszíni jelenségek kémiája terén".
Így természetes, hogy a Langmuir-frekvencia reciprokát vesszük a töltésszétválás időskálájának
A térben, hatalmas léptékben, időnként a részecskék sok rezgésen mennek keresztül az egyensúlyi helyzet körül, és a plazma egésze kvázi semleges lesz, azaz. időskálán a csillagközi közeg összetéveszthető a plazmával.
De szükség van a térbeli léptékek értékelésére is, hogy pontosan megmutassuk, hogy a tér plazma. Fizikai megfontolások alapján világos, hogy ezt a térbeli léptéket az határozza meg, hogy a töltött részecskék sűrűségében bekövetkező zavar mennyivel tud eltolódni a hőmozgásuk miatt a plazma rezgésének periódusával megegyező időben. Így a térbeli lépték egyenlő
Hol . Honnan jött ez a csodálatos képlet, kérdezed. Gondolkozzunk így. A plazmában lévő elektronok a termosztát egyensúlyi hőmérsékletén folyamatosan mozgási energiával mozognak. Másrészt a statisztikai termodinamikából ismert az egyenletes energiaeloszlás törvénye, és átlagosan van . Ha ezt a két energiát összehasonlítjuk, akkor a fent bemutatott sebességképletet kapjuk.
Tehát megkaptuk a hosszt, amit a fizikában úgy hívnak elektron Debye sugár vagy hossz.
Most megmutatom a Debye-egyenlet szigorúbb levezetését. Képzeljünk el ismét N elektront, amelyek elektromos tér hatására egy bizonyos mértékben elmozdulnak. Ebben az esetben egy tértöltési réteg keletkezik, amelynek sűrűsége egyenlő, ahol az elektrontöltés és az elektronkoncentráció. A Poisson-képlet jól ismert az elektrosztatikából
Itt van a közeg dielektromos állandója. Másrészt az elektronok a hőmozgás következtében mozognak, és az elektronok az eloszlás szerint oszlanak el Boltzmann
A Boltzmann-egyenletet a Poisson-egyenletbe behelyettesítve kapjuk
Ez a Poisson-Boltzmann egyenlet. Bővítsük ki ebben az egyenletben az exponenciálist Taylor-sorozattá, és dobjuk el a másodrendű és magasabb mennyiségeket.
Helyettesítsük be ezt a bővítést a Poisson-Boltzmann egyenletbe, és kapjuk meg
Ez a Debye-egyenlet. Egy pontosabb név a Debye-Hückel egyenlet. Mint fentebb megtudtuk, a plazmában, akárcsak egy kvázi semleges közegben, ebben az egyenletben a második tag nullával egyenlő. Az első ciklusban lényegében megvan Debye hossza.
A csillagközi közegben a Debye hossza körülbelül 10 méter, az intergalaktikus közegben körülbelül méter. Látjuk, hogy ezek meglehetősen nagy értékek, például a dielektrikumokhoz képest. Ez azt jelenti, hogy az elektromos tér csillapítás nélkül terjed ezeken a távolságokon, a töltéseket térfogati töltésű rétegekbe osztva, amelyek részecskéi a Langmuir-frekvenciával megegyező frekvenciával oszcillálnak egyensúlyi helyzetek körül.
Ebből a cikkből megtudtunk két alapvető mennyiséget, amelyek meghatározzák, hogy a térközeg plazma-e, annak ellenére, hogy ennek a közegnek a sűrűsége rendkívül kicsi, és a tér egésze makroszkopikus léptékű fizikai vákuum. Helyi léptékben mind a gáz, mind a por, ill vérplazma
Címkék:
- vérplazma
- fizika
- tér
1. oldal
Az űrplazma nyugodt és turbulens állapotban is lehet. Ez utóbbi akkor jelenik meg, ha a plazma erős külső, nem álló hatásnak van kitéve. Az űrben gyakran előfordulnak ilyen folyamatok.
Az űrplazmában a leggyakoribb ionok a protonok.
A kozmikus plazmában bizonyos hidrodinamikai mozgások mennek végbe, amelyek energiája nem kicsi. Ezek azok, amelyek a megnövekedett mágneses mezők lehetséges forrásaiként biztatóak. Ezt a mechanizmust általában dinamó mechanizmusnak nevezik. Ebben az esetben azért beszélnek erősítésről, mert bármely bizonyos vezetőképességű makroszkopikus elmélet szimmetrikus az E, H - - - E, - H helyettesítésére, miközben a sebesség- és erőteret megtartja, E - H - megoldás. 0 létezik, egy mező létrehozásához interakciót kell bevezetni.
A kozmikus plazmában az ütközési gyakoriságok olyan alacsonyak, hogy a plazma ütközésmentes kinetikai leírása megfelelőbb.
A kozmikus plazmával kapcsolatos elméleti tanulmányok többségét a homogén plazma vizsgálatának szentelték. A megfigyelések azonban azt mutatják, hogy a legtöbb esetben a kozmikus plazma erősen inhomogén. Az ionoszféra gyakran kis léptékű szerkezetet mutat, a legvilágosabban az aurorák során. Az aurora sugarai gyakran nagyon vékonyak, és az ionizáció mértéke, és így a vezetőképesség is, néhány kilométeren belül két-három nagyságrenddel változhat. Amint azt a sípoló légkör eloszlásának vizsgálata kimutatta, a magnetoszférának is láthatóan rostos szerkezete van. A szoláris légkörnek is van sugárzó szerkezete. A Nap felszínéhez közelebb kiemelkedések figyelhetők meg, amelyek általában rostos szerkezetűek. A kromoszférát néha kis kiemelkedések fonalszerű plexusaként ábrázolják. Gázködben gyakran látható fonalas szerkezet. Így a közepes sűrűségű plazma (és esetleg az alacsony sűrűségű plazma is) gyakran erősen inhomogénnek tűnik, és rostos szerkezetet mutat, amelynek elemei párhuzamosak a mágneses térrel. Ezért fontosnak tűnik megvizsgálni azokat a mechanizmusokat, amelyek egy ilyen struktúrát létrehozhatnak. szakaszt szenteltek ennek a kérdésnek.
Figyelembe véve, hogy az űrplazmában a paraméterek összes lehetséges értékének nagyon széles tartománya van - mágneses tér indukció B0, sűrűség r, hőmérséklet Te, Th, elektromos tér E, részletesebben foglalkozunk a jelenléttel kapcsolatos hatásokkal. egy mágneses térről, valamint az ionhang instabilitásra és anomális ellenállásra vonatkozó képletek általunk tárgyalt kritériumairól.
Éppen ellenkezőleg, a kozmikus plazmában a rendellenes ellenállás vizsgálata lehetővé teszi annak tanulmányozását, hogy ezek a nagy léptékű folyamatok hogyan mennek végbe az idő múlásával. Így várható, hogy az anomális ellenállás és a kettős rétegek problémájának magnetoszférikus vizsgálata a turbulens plazma fizikájának számos kérdésének teljesebb megértéséhez, valamint a kapott eredmények napelemes problémák megoldásában való alkalmazásához vezet. fizika és asztrofizika.
Az MHD áramlások elsősorban a kozmikus plazmára jellemzőek.
Ahogy a táblázat mutatja. 3.2, a kozmikus plazma feltétele (17) a legtöbb esetben teljesül.
A kozmikus plazmára alkalmazott N k Nkl feltétel meglehetősen szigorúnak tűnik. Hiszen az erős elektromágneses sugárzás, amelyhez szükség lehet a nemlinearitás figyelembevételére, maga is turbulizálja a plazmát ugyanazon bomlási folyamatok miatt. Ha a nemlinearitás jelentősen befolyásolja az elektromágneses sugárzás intenzitását, akkor ez egyben azt jelenti, hogy energiájának jelentős része plazmahullámokba kerül [lásd (4.56) 1, és mivel egy plazmahullám energiája sokkal kisebb, mint egy elektromágnesesé hullám, akkor következik N kl Nk - Vannak azonban olyan esetek, amikor a plazmahullámok intenzíven nyelődnek el, ezért energiaszintjük alacsony marad. Mindenesetre az elektromágneses hullámok plazmában történő nemlineáris átvitelének problémája nyilvánvalóan nem választható el a plazma turbulencia gerjesztésének és a sugárzás kölcsönhatásának vizsgálatától, különösen a szórástól és a frekvencia növekedésétől.
Ennek a könyvnek a középpontjában a kozmikus plazma (CP) nagyenergiájú komponense állt, de a termikus bolygóközi plazma tulajdonságairól is röviden tárgyalt a fejezet. Ezért a könyv nem csak a kozmikus sugarakba ad némi betekintést, hanem a bolygóközi közeg egyéb dinamikus folyamataiba is. A szerző reméli, hogy legalább valamennyire képes volt reflektálni, és az olvasó átérezni annak a számos fizikai problémának a szépségét és sokszínűségét, amelyek a fizika e fiatal és gyorsan fejlődő területén a kutató előtt felmerülnek. Sok probléma megoldódott már, és általános elképzelések születtek, de sok probléma és még konkrétabb probléma vár megoldásra, és számuk a kutatás fejlődésével nő.
Csak az Alfven-hullámokkal lehet észrevenni a relativisztikus részecskék sugárzásának hatása a kozmikus plazmában.
Van egy másik lehetőség is a nagy effektív anomális ellenállás magyarázatára az űrplazmában, nevezetesen a hidromágneses fluktuációk hatása az effektív ellenállásra. Ugyanakkor érdemes megpróbálni nem megadni az ilyen jellemzőket, hanem a műholdakon lévő fluktuáló elektromágneses mezők mérési adatai alapján megszerezni azokat.
Várható, hogy egy ilyen eseménysor alakul ki az asztrofizikai vagy kozmikus plazma áramlapjainál, amelyek mérete nagyobb, mint a leginstabilabb mód hullámhossza és nagy Reynolds-számok. Először is, az aktuális lap a lineáris rendszerben a leggyorsabban növekvő üzemmód 4 5 / Yat hullámhosszán szakad meg. Az elsődleges egyesülés ezután egyesíti a szomszédos szigeteket.
A mágneses hidrodinamika alkalmazási területe nagyon sokféle fizikai objektumra terjed ki, a folyékony fémektől a kozmikus plazmáig.
Részlegesen ionizált gáz) a világűrben és az azt lakó objektumokban. A kozmikus plazma az Univerzum születésének első mikroszekundumában keletkezett az ősrobbanás után, és jelenleg a természetben a leggyakoribb anyagállapot, amely az Univerzum tömegének 95%-át teszi ki (a sötét anyagot és a sötét energiát leszámítva, ami még ismeretlen). Az anyag hőmérsékletétől és sűrűségétől függő tulajdonságok, valamint a kutatási területek szerint a kozmikus plazma a következő típusokra osztható: kvark-gluon (nukleáris), galaktikus (galaxisok és galaktikus magok plazmája), csillag (plazma csillagok és csillaglégkör), bolygóközi és magnetoszférikus . A kozmikus plazma lehet egyensúlyi és nem egyensúlyi állapotban, lehet ideális és nem ideális.
A kozmikus plazma megjelenése. Az ősrobbanás elmélete szerint 13,7 milliárd évvel ezelőtt az Univerzum anyaga nagyon kis térfogatban koncentrálódott, és hatalmas sűrűsége (5·10 91 g/cm 3) és hőmérséklete (10 32 K) volt. Az Univerzum tágulásának korai szakaszára jellemző rendkívül magas hőmérsékleten a gyenge kölcsönhatásért felelős részecskék, mint például a W ± - és Z 0 - bozonok tömegtelenek voltak, mint a fotonok (elektromágneses és gyenge szimmetria). interakciók). Ez azt jelenti, hogy a gyenge kölcsönhatás nagy hatótávolságú volt, és az önkonzisztens elektromágneses tér analógja az önkonzisztens Yang-Mills mező volt. Így a gyenge és elektromágneses kölcsönhatásban részt vevő anyag teljes leptonikus komponense plazmaállapotban volt. Az elektrogyenge kölcsönhatás elektromágnesessé és gyengévé a T-nél< 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 >10 14 g/cm 3, energiák > 0,1 GeV és a részecskék közötti átlagos távolságok jóval kisebbek, mint 10 -13 cm, egy ilyen plazma ideális és ütközésmentes lehet (a részecskék átlagos szabad útja jóval nagyobb, mint a részecskék jellemző méretei rendszer). Ahogy lehűltek, a kvarkok hadronokká kezdtek csoportosulni (hadronizáció, kvarkadron fázisátmenet). A hadronok korszakának fő folyamatai a részecske-antirészecske párok gamma-kvantumok általi létrehozása, majd ezek megsemmisítése volt. A hadronkorszak végére, amikor a hőmérséklet 10 12 K-re, az anyagsűrűség pedig 10 14 g/cm 3 -re süllyedt, a hadron-antihadron párok létrejötte lehetetlenné vált, megsemmisülésük és bomlásuk folytatódott. A fotonenergia azonban elegendő volt a lepton-antilepton párok megszületéséhez (lepton korszak).
Az Ősrobbanás kezdetétől számított 1 másodperc elteltével megindultak a nukleoszintézis reakciói, és megtörtént a modern kozmikus plazma kialakulása. A sugárzás nagy sűrűsége és hőmérséklete nem tette lehetővé semleges atomok képződését; az anyag plazmaállapotban volt. 300 ezer évvel az Ősrobbanás után, amikor körülbelül 4000 K-re hűtötték le, a protonok és elektronok hidrogén-, deutérium- és héliumatomokká kezdtek egyesülni, és a sugárzás megszűnt kölcsönhatásba lépni az anyaggal. A fotonok szabadon terjedni kezdtek. Jelenleg egyensúlyi mikrohullámú háttérsugárzás (reliktum sugárzás) formájában figyelhetők meg. 150 millió - 1 milliárd évvel az Ősrobbanás után, létrejöttek az első csillagok, kvazárok, galaxisok, galaxishalmazok és szuperhalmazok. A hidrogént a csillagok és kvazárok fénye újra ionizálta galaktikus és csillagplazma képződésével. 9 milliárd év után csillagközi felhő alakult ki, amely a Naprendszert és a Földet hozta létre.
Az űrplazma típusai. A csillagmagok plazmája és a körkörös plazma alsó rétegei kivételével a kozmikus plazma ütközésmentes. Ennek eredményeként a kozmikus plazma eloszlási függvényei gyakran eltérnek a klasszikus Maxwell-eloszlástól, azaz lehetnek töltött részecskék nyalábjainak megfelelő csúcsok. Az ütközésmentes plazmát nem egyensúlyi állapot jellemzi, amelyben a protonok és az elektronok hőmérséklete eltérő. Az ütközésmentes kozmikus plazmában az egyensúly nem ütközéseken keresztül jön létre, hanem elektromágneses hullámok gerjesztésével, összhangban a töltött plazmarészecskék kollektív mozgásával. A hullámok típusa a külső mágneses és elektromos mezőktől, a plazma és a mezők konfigurációjától függ.
A kozmikus objektumok nem egyensúlyi sugárzásának ereje sokkal nagyobb lehet, mint az egyensúlyi sugárzásé, és a spektrum nem plancki. A nem egyensúlyi sugárzás forrásai például a kvazárok és a rádiógalaxisok. Kisugárzásukban fontos szerepet játszanak a kozmikus mágneses térben terjedő relativisztikus elektronok vagy erősen ionizált plazma sugárzásának (jetjei). A Föld közelében lévő magnetoszférikus plazma egyensúlyának felbomlása töltött részecskék nyalábjainak generálásában is megnyilvánul, ami a Földről kilométeres hullámhosszúságú rádiósugárzáshoz vezet. A nem egyensúlyi plazmajelenségek hullámcsomagok generálásához és többléptékű plazmaturbulencia kialakulásához vezetnek az űrplazmában.
A galaktikus plazma sűrűbb a fiatal galaxisokban, amelyek ionizált gáz és por összeomló protocsillagfelhőiből alakultak ki. A galaxisban a csillagközi és a csillagközi anyag összmennyiségének aránya az evolúcióval változik: a csillagok a csillagközi diffúz anyagból keletkeznek, és evolúciós útjuk végén az anyagnak csak egy részét juttatják vissza a csillagközi térbe; egy része fehér törpékben és neutroncsillagokban, valamint lassan fejlődő, kis tömegű csillagokban marad, amelyek életkora a Világegyetem korához hasonlítható. Így idővel a csillagközi anyag mennyisége a galaxisban csökken: a „régi” galaxisokban a csillagközi plazma koncentrációja elhanyagolható.
Csillag plazma. A Naphoz hasonló csillagok hatalmas gömb alakú plazmatárgyak. A magban zajló termonukleáris reakciók magas hőmérsékletet tartanak fenn, ami biztosítja az anyag termikus ionizációját és plazmaállapotba való átmenetét. A magas plazmanyomás fenntartja a hidrosztatikus egyensúlyt. A normál csillagok középpontjában a plazma hőmérséklete elérheti a 10 9 K-t. A napkorona plazma hőmérséklete körülbelül 2·10 6 K, és főleg mágneses ívekben, a Nap mágneses mezői által létrehozott csövekben koncentrálódik. benyúlik a koronába.
A nagy sűrűség ellenére a csillagplazma általában ideális a magas hőmérséklet miatt: csak az alacsony tömegű [≥ 0,5 naptömegű (Mʘ)] csillagokban jelennek meg a nem ideális plazmával kapcsolatos hatások. A normál csillagok központi tartományaiban a részecskék átlagos szabad útja kicsi, ezért a bennük lévő plazma ütközési és egyensúlyi állapotú; a felső rétegekben (főleg a kromoszférában és a koronában) a plazma ütközésmentes.
A nagy tömegű és kompakt csillagokban a kozmikus plazma sűrűsége több nagyságrenddel nagyobb lehet, mint a normál csillagok középpontjában. Így a fehér törpékben a sűrűség olyan nagy, hogy az elektronok degeneráltnak bizonyulnak (lásd: Degenerált gáz). Az anyag ionizációját a részecskék nagy kinetikus energiája biztosítja, amelyet a Fermi-energia határoz meg; ez az oka a kozmikus plazma ideálisságának is a fehér törpékben. A degenerált elektrongáz ellensúlyozza a gravitációs erőket, biztosítva a csillag egyensúlyát.
Neutroncsillagokban (az 1,3-2 Mʘ tömegű csillagok evolúciójának végtermékei), amelyek anyagsűrűsége 3·10 14 -2·10 15 g/cm3, összemérhető az atommagok anyagsűrűségével, degeneráció nem csak elektronok, de neutronok is előfordulnak. A neutron degenerált gáz nyomása kiegyensúlyozza a gravitációs erőt a neutroncsillagokban. A neutroncsillagok - pulzárok - általában 10-20 km átmérőjűek, gyorsan forognak és erős dipólus típusú mágneses mezővel rendelkeznek (a felszínen 10 12 -10 13 G nagyságrendűek). A pulzárok magnetoszférája tele van relativisztikus plazmával, amely az elektromágneses hullámok sugárzásának forrása.
A modern elméletek azt sugallják, hogy a kvark-gluon plazma (úgynevezett kvark vagy furcsa csillagok) létezhet a legnagyobb tömegű neutroncsillagok magjában. A neutroncsillagok középpontjában lévő nagy anyagsűrűség esetén a neutronok egymáshoz közel helyezkednek el (klasszikus sugarak távolságára), aminek köszönhetően a kvarkok szabadon mozoghatnak az anyag teljes tartományában. Az ilyen anyag kvarkgáznak vagy folyadéknak tekinthető.
Interplanetáris és magnetoszférikus plazma. A körkörös plazma állapota, valamint az általa elfoglalt tér szerkezete a bolygó saját mágneses tere jelenlététől és a Naptól való távolságától függ, melynek koronájában nyitott (nem zárt) mágneses erővonalak találhatók. . A napszél 300-1200 km/s sebességgel áramlik át rajtuk - ionizált részecskék (protonok, elektronok és héliummagok) áramlása, amelynek sűrűsége 1-10 cm -3 nagyságrendű. A bolygóközi mágneses tér erővonalai, amelyeket a Nap belsejében folyó áramok hoznak létre, a napszél plazmájába fagyottnak tekinthetők. A legtöbb bolygó belső mágneses tere általában dipólus alakú, ami megkönnyíti a bolygóközi plazma és az energetikai naprészecskék természetes mágneses csapdákba való befogását. A bolygó mágneses mezeje körüli napszél áramlása a bolygó magnetoszférájának kialakulásához vezet - egy üreg, amely tele van napszélplazmával és planetáris eredetű plazmával.
Amikor szuperszonikus napszél a Föld mágneses tere körül a középpontjától 13-17 földsugárnyi távolságra áramlik, ütközésmentes lökéshullám keletkezik, amelyen a napszélplazma lelassul, felmelegszik, és a mágnesesség sűrűsége és amplitúdója. mező növekszik. A bolygóhoz közelebb van a magnetopauza – a magnetoszféra határa, ahol a napszélplazma dinamikus nyomását a Föld mágneses mezejének nyomása egyensúlyozza ki. A Föld magnetoszférája a beeső áramlástól a nappali oldalon összenyomódik, éjszaka pedig erősen megnyúlik, és egy üstökös farkára emlékeztet (az úgynevezett magnetoszférikus farok).
A mágneses tér erősségétől függően a bolygók magnetoszférái különböző szerkezetűek lehetnek, amelyek annál tömörebbek, minél kisebb a bolygó saját mágneses tere. A Föld magnetoszférája magában foglalja a 10 2 -10 6 cm -3 részecskesűrűségű ionoszférát (a légkör felső része 60 km-es és magasabb magasságban, ahol a plazma erősen ionizálódik a nap rövidhullámú sugárzása hatására) a Föld sugárzási övei 10 7 cm -3 nagyságrendű sűrűséggel, a plazmagömb 10 2 -10 4 cm -3 nagyságrendű sűrűséggel több Föld sugarú távolságban és a magnetoszféra farok plazmája egy átlagos sűrűsége 1 cm nagyságrendű.
A napszélplazma a magnetohidrodinamikai (MHD) hatások és a plazma instabilitása miatt behatol a magnetoszférába a „nyitott” mágneses erővonalak (poláris csúcsok), a földi és bolygóközi mágneses mezők magnetopauzában történő újrakapcsolódásának tartományaiban. A magnetoszférába behatoló plazma egy része feltölti a bolygó sugárzási öveit és a magnetoszférikus farok plazmarétegét. A plazma behatolása a magnetoszférába és kicsapódása a légkör és az ionoszféra felső rétegeibe az aurorák oka.
A Naprendszerben szinte minden bolygónak van magnetoszférája. A Föld és az óriásbolygók (Jupiter, Szaturnusz, Uránusz, Neptunusz) rendelkeznek a legerősebb saját mágneses mezővel, a Marson a leggyengébb, a Vénusznak és a Holdnak gyakorlatilag nincs saját mágneses tere. A bolygók magnetoszférikus plazmája ütközésmentes. Az energiák és a momentumok ellazulása egy ilyen plazmában különféle rezgések és hullámok gerjesztése révén történik. A Föld mágnesfarkú plazmájában nincs termodinamikai egyensúly: az elektron hőmérséklete 3-8-szor alacsonyabb, mint az ion hőmérséklete.
A bolygók magnetoszférája nagymértékben változékony, ami a bolygóközi mágneses tér változékonyságával és a napszélből a magnetoszférába érkező energia áramlásával függ össze a mágneses erővonalak magnetopauzában történő visszakapcsolása miatt. A legerősebb magnetoszférikus zavarok - mágneses viharok - a plazmafelhők Földre érkezésével kapcsolatosak a napkoronából származó erőteljes plazmakibocsátás során.
Módszerek az űrplazma vizsgálatára. A távoli objektumok kozmikus plazmáját távoli spektrális módszerekkel tanulmányozzák optikai teleszkópok, rádióteleszkópok, atmoszférán kívüli röntgen- és gamma-teleszkópok segítségével. A rakétákra, műholdakra és űrrepülőgépekre telepített műszerek segítségével rohamosan bővül a Naprendszeren belüli űrplazmaparaméterek közvetlen méréseinek száma (a Merkúr, Vénusz, Mars, Jupiter és más bolygók vizsgálata). A kutatási módszerek közé tartozik a szondás mérések, a kis- és nagyfrekvenciás hullámspektrometria, a mágneses és elektromos tér mérések alkalmazása. Kutatások folynak a Föld sugárzási öveivel, napszélével, a Föld magnetoszférájának ütközésmentes lökéshullámával, magnetofarkával, aurórákkal, a Föld kilométeres léptékű sugárzásával stb. A modern űrtechnológia lehetővé teszi úgynevezett aktív kísérletek elvégzését az űrben - a Föld-közeli űrplazma aktív befolyásolását rádiósugárzással, töltött részecskék nyalábjaival, plazma rögökkel stb. Ezeket a módszereket a természetes folyamatok valós körülmények közötti diagnosztizálására és szimulálására használják.
Földi körülmények között lehetővé vált a kvark-gluon plazma tanulmányozása ütköztetőknél a relativisztikus nehéz ionok nyalábjainak ütközésekor [CERN, Svájc; RHIC (Relativistic Heavy Ion Collider), USA].
A kozmikus plazmát a magnetohidrodinamikus hullámok jellemzik, amelyek nagy amplitúdójúak erősen nemlineárisak, és szolitonok vagy lökéshullámok formájában jelentkezhetnek. A nemlineáris hullámokra még nincs általános elmélet. A kis amplitúdójú hullámok problémáját a plazma állapotegyenletek linearizálásának módszere teljesen megoldja. Az ütközési kozmikus plazma leírására általában az MHD közelítést használják (lásd Magnetohidrodinamika). A hullámterjedést és a kis léptékű szerkezeteket az ütközésmentes űrplazmában az elektromágneses terekre és a plazmára vonatkozó Vlasov-Maxwell egyenletrendszerek írják le. Ha azonban a töltött részecskék hőmozgása jelentéktelen, és a rendszer léptéke nagy a Larmor-sugárhoz (a töltött részecskék mágneses térben történő forgásának jellegzetes skálája) képest, akkor az ütközésmentes plazmában is alkalmazzák az MHD közelítést.
Lit.: Akasofu S.I., Chapman S. Solar-terrestrial physics. M., 1974-1975. 1-2. rész; Alven H. Kozmikus plazma. M., 1983; Zeleny L. M. A plazma és a mágneses mezők dinamikája a Föld magnetoszférájának farkában // A tudomány és a technológia eredményei. Ser. Űrkutatás. M., 1986; Csillagászat: XXI. század / Szerk.: V. G. Surdin. Fryazino, 2007; Hawking S. Az idő rövid története: Az ősrobbanástól a fekete lyukakig. Szentpétervár, 2008.
L. M. Zeleny, H. V. Malova.
>>Fizika: Plazma
Most megismerkedhetsz az anyag negyedik állapotával - a plazmával. Ez az állapot nem egzotikus. Az Univerzum anyagának túlnyomó többsége plazmaállapotban van.
Nagyon alacsony hőmérsékleten minden anyag szilárd állapotban van. Melegítésük hatására az anyagok szilárdból folyékonyba alakulnak át. A hőmérséklet további emelkedése a folyadékok gázzá alakulásához vezet.
Megfelelően magas hőmérsékleten a gázionizáció megindul a gyorsan mozgó atomok vagy molekulák ütközése miatt. Az anyag új állapotba kerül, ún vérplazma. Vérplazma részben vagy teljesen ionizált gáz, amelyben a pozitív és negatív töltések lokális sűrűsége gyakorlatilag azonos. Így a plazma összességében elektromosan semleges rendszer. A körülményektől függően a plazma ionizációs foka (az ionizált atomok számának aránya a teljes számukhoz) eltérő lehet. A teljesen ionizált plazmában nincsenek semleges atomok.
A melegítés mellett a gázionizációt és a plazmaképződést különböző sugárzások vagy a gázatomok gyors töltésű részecskék általi bombázása okozhatja. Ez előállítja az ún alacsony hőmérsékletű plazma.
A plazma tulajdonságai. A plazmának számos sajátos tulajdonsága van, ami lehetővé teszi, hogy egy speciális, negyedik halmazállapotnak tekintsük.
Nagy mobilitásuk miatt a töltött plazmarészecskék könnyen mozognak elektromos és mágneses mezők hatására. Ezért a plazma egyes területeinek elektromos semlegességének bármilyen megsértése, amelyet az azonos töltésjelű részecskék felhalmozódása okoz, gyorsan kiküszöbölhető. A keletkező elektromos mezők addig mozgatják a töltött részecskéket, amíg az elektromos semlegesség helyreáll, és az elektromos mező nullává válik.
A semleges gázoktól eltérően, amelyek molekulái között rövid hatótávolságú erők lépnek fel, a Coulomb-erők a töltött plazmarészecskék között hatnak, és a távolsággal viszonylag lassan csökkennek. Mindegyik részecske egyszerre nagyszámú környező részecskével lép kölcsönhatásba. Ennek köszönhetően a véletlenszerű (termikus) mozgás mellett a plazmarészecskék sokféle rendezett (kollektív) mozgásban vehetnek részt. A különböző típusú rezgések és hullámok könnyen gerjeszthetők a plazmában.
A plazma vezetőképessége az ionizációs fok növekedésével nő. Magas hőmérsékleten a teljesen ionizált plazma vezetőképességében megközelíti a szupravezetőket.
Plazma a világűrben. Az Univerzum anyagának túlnyomó többsége (kb. 99%) plazmaállapotban van. Magas hőmérsékletük miatt a Nap és más csillagok főként teljesen ionizált plazmából állnak.
A csillagok és galaxisok közötti teret kitöltő csillagközi közeg szintén plazmából áll. A csillagközi közeg sűrűsége nagyon alacsony - átlagosan kevesebb, mint egy atom 1 cm 3 -enként. Az atomok ionizációját a csillagközi közegben a csillagok sugárzása és a kozmikus sugarak okozzák - gyors részecskék, amelyek minden irányban behatolnak az Univerzum terébe. A csillagok forró plazmájával ellentétben a csillagközi plazma hőmérséklete nagyon alacsony.
Bolygónkat is plazma veszi körül. A légkör felső rétege 100-300 km magasságban ionizált gáz - ionoszféra. A levegő ionizációját a felső légkörben elsősorban a Nap sugárzása és a Nap által kibocsátott töltött részecskék áramlása okozza. Az ionoszféra felett nyúlnak ki a Föld sugárzási övei, amelyeket műholdak fedeztek fel. A sugárzószalagok is plazmából állnak.
A fémekben található szabad elektronok számos plazma tulajdonsággal rendelkeznek. A hagyományos plazmától eltérően a szilárdtest plazmában a pozitív ionok nem mozoghatnak az egész testben.
A részben vagy teljesen ionizált gázt plazmának nevezik. A csillagok plazmából készülnek. A plazma technikai alkalmazásai bővülnek.
G.Ja.Mjakisev, B.B.Buhovcev, N.N. Szockij, fizika 10. osztály
Az óra tartalma leckejegyzetek keretóra prezentációgyorsítási módszerek támogatása interaktív technológiák Gyakorlat feladatok és gyakorlatok önellenőrző műhelyek, tréningek, esetek, küldetések házi feladat megbeszélés kérdések szónoki kérdések a tanulóktól Illusztrációk audio, videoklippek és multimédia fényképek, képek, grafikák, táblázatok, diagramok, humor, anekdoták, viccek, képregények, példázatok, mondások, keresztrejtvények, idézetek Kiegészítők absztraktokat cikkek trükkök a kíváncsi kiságyak tankönyvek alap- és kiegészítő szótár egyéb Tankönyvek és leckék javításaa tankönyv hibáinak javítása egy töredék frissítése a tankönyvben, innováció elemei a leckében, az elavult ismeretek újakkal való helyettesítése Csak tanároknak tökéletes leckékévre vonatkozó naptári javaslatok; Integrált leckékHa javításai vagy javaslatai vannak ehhez a leckéhez,
A csillagközi közeg (ISM) fizikai állapotának fő jellemzője rendkívül alacsony sűrűsége. A tipikus értékek 0,1-1000 atom köbméterenként. cm, a jellemző molekula sebessége pedig körülbelül 10 km/s, az egyes részecskék ütközési ideje eléri a tíz- és ezer évet. Ez az idő sok nagyságrenddel hosszabb, mint az atomok jellemző élettartama gerjesztett állapotban (megengedett szinteken - c nagyságrendben). Következésképpen az atom által elnyelt fotonnak van ideje újra kisugározni a gerjesztett szintről a nem ionizáló kvantumok valós abszorpciójának valószínűsége az ISM atomok által (amikor az elnyelt foton energiája a kaotikus mozgás kinetikus energiájává változik); részecskék) rendkívül kicsi.
Az abszorpciós vonal a folytonos spektrum (kontinuum) hátterében már a vonal közepén lévő optikai vastagságnál megkülönböztethetővé válik 
. Az abszorpciós keresztmetszet az optikai mélységhez kapcsolódik az összefüggés alapján 
hol van az atomok száma a látóvonalon. Mert egy vonalban elnyelő atom egy harmonikus oszcillátorként ábrázolható csillapítással, ekkor mind a klasszikus, mind a kvantummechanikai számítások megadják a profil abszorpciós keresztmetszetét
(Lorentz-képlet), ahol [c] az atomi szintek közötti átmenet teljes valószínűsége, amely egy adott abszorpciós egyenesért felelős (az érték a vonal félszélességét jellemzi),
, . Az optikai tartományban 
A, tehát a sor közepén 
lásd 4.1. A csillagok spektrumában megfigyelt ISM abszorpciós vonalakból rendkívül alacsony koncentrációjú szennyeződéseket lehet meghatározni. Például 300 cm-es távolságot (a fényes csillagok jellemző távolságát) figyelembe véve azt találjuk, hogy az elnyelő atomok koncentrációja a csillagközi abszorpciós vonalak alapján határozható meg. 
cm - 1 atom köbméter térfogatban! 4.1.1 A lokális termodinamikai egyensúly hiánya
Az ISM sugárzással szembeni átlátszóságát a csillagközi plazma legfontosabb fizikai tulajdonsága, a hiánya határozza meg. lokális termodinamikai egyensúly(LTR). Emlékezzünk erre a körülmények között teljes termodinamikai egyensúly minden közvetlen és fordított folyamat azonos sebességgel megy végbe (az úgynevezett részletes egyensúly elve), és csak egy hőmérsékleti érték határozza meg a környezet fizikai állapotát (a helyi SDR azt jelenti, hogy minden ponton részletes egyensúly létezik és fenntartja az SDR-t , de a hőmérséklet függvény koordináták és idő) 4.2.
Az LTE-közelítés jól működik nagy optikai vastagságok esetén (például csillagok belsejében), és a nem LTE-hatások csak akkor válnak észrevehetővé (például a csillagok fotoszférájában, ahonnan a fotonok szabadon távoznak az űrbe) .
A csillagközi közegben az atomok koncentrációja kicsi, 
részecskék köbméterenként cm, az optikai vastagság kicsi, és az LTE nem működik. Ennek oka, hogy (a) az ISM-ben (főleg csillagsugárzás) a sugárzási hőmérséklet magas K, a plazma elektron- és ionhőmérsékletét pedig részecskeütközések határozzák meg, és nagymértékben eltérhetnek a sugárzási hőmérséklettől. Az atomok és ionok szintpopulációk közötti eloszlását az ionizációs és rekombinációs folyamatok egyensúlya határozza meg, azonban az LTE-vel ellentétben a részletes egyensúly elve nem teljesül. Például be koronális megközelítés(alacsony részecskesűrűség határa, az elnevezés a plazma fizikai állapotából származik a napkoronában) az atomok ionizációja elektronütéssel, a gerjesztés pedig spontán sugárzási átmenetekkel történik a HII zónákban és be kvazárokban a gázt a központi forrásból érkező kemény UV-sugárzás ionizálja, a szintek populációját pedig sugárzási folyamatok rekombinációja határozza meg. Ezekben a példákban a közvetlen és a fordított elemi folyamatok eltérő természetűek, így a feltételek messze vannak az egyensúlytól. Azonban még egy nagyon ritka kozmikus plazmában is az elektronok Maxwell-féle sebességeloszlása (saját hőmérsékletével) sokkal rövidebb idő alatt jön létre, mint a részecskeütközések közötti jellemző idő a Coulomb-erők nagy hatótávolságú hatása miatt 4.3; a részecskék energiaeloszlására a Boltzmann-képlet használható.
4.1.2 Fagyott mágneses tér
Az ISM legfontosabb összetevője, amely nagyban meghatározza annak dinamikáját, a galaxis nagy léptékű mágneses tere. A Galaxis mágneses mezőjének átlagos értéke körülbelül G. Kozmikus plazmakörülmények között a mágneses tér a helyzetek túlnyomó többségében fagyott szerdán. A mágneses tér közeggé fagyasztása a mágneses fluxus megőrzését jelenti egy zárt vezetőkörön keresztül annak deformációja során: 
. Laboratóriumi körülmények között a mágneses fluxus megmaradása nagy vezetőképességű környezetben történik 4.4. A kozmikus plazma körülményei között azonban jelentősebbek a vizsgált körvonalak nagy jellemző méretei, és ennek megfelelően a mágneses tér hosszú lecsengési ideje a vizsgált folyamat idejéhez képest. Mutassuk meg. Tekintsük a plazma térfogatát, amelyben az áramok sűrűséggel áramlanak (az áramsűrűség az áram irányára merőleges területegységre eső áramerősség). A Maxwell-egyenletek szerint az áramok mágneses teret hoznak létre. A véges vezetőképességű plazmában az áram lecsökken az elektronok ionokkal való ütközésével kapcsolatos Joule-veszteségek miatt. Az egységnyi térfogatú plazmában egységnyi idő alatt felszabaduló hő . Az egységnyi térfogatra jutó mágneses energia . Következésképpen a mágneses energia hővé való disszipációjának (és a megfelelő tércsillapításnak) jellemző idejét egy jellemző méretű térfogatban a következőképpen határozzuk meg:
(ez a becslés 2-szeres faktorig egybeesik a mágneses tér diffúziós idejének pontos kifejezésével egy véges vezetőképességű közegben). A plazma vezetőképessége nem függ a sűrűségtől, arányos és egységeken belül van. SGSE (körülbelül egy nagyságrenddel rosszabb, mint a réz). A kozmikus plazma nagy léptékű (csillagászati egység vagy több) miatt azonban a mágneses tér csillapítási ideje hosszabbnak bizonyul, mint a vizsgált kontúrok által lefedett területen jellemző változási idők. Ez azt jelenti, hogy a mező úgy viselkedik, mintha fagyott volna, és a zárt hurkon keresztüli áramlás megmarad. Amikor a plazmafelhőt a mezőn keresztül összenyomják, a mágneses tér nagysága megnő, és a tér növekedésének fizikai oka egy indukált emf megjelenése, amely megakadályozza a mező megváltozását.
A mágneses tér befagyása a plazmába jó közelítés szinte minden asztrofizikai helyzetben (még a csillagmag összeomlásának dinamikus folyamataiban is a rövid karakterisztikus idők miatt). Kis léptékeken azonban ez a közelítés nem biztos, hogy érvényes, különösen a hirtelen térváltozások skáláján. Ezeket a helyeket a mágneses erővonalak éles fordulatai jellemzik.
4.1.3 Tiltott vonalak
.Az optikailag vékony, ritkított közegben keletkező sugárzás sajátos jellemzője a besugárzás lehetősége tiltott vonalak atomok. A tiltott spektrumvonalak olyan vonalak, amelyek az atomokban metastabil szintekről történő átmenetek során keletkeznek (azaz az elektromos dipólus átmenetekre vonatkozó szelekciós szabályok tiltják). Egy metastabil állapotban lévő atom jellemző élettartama s-től többig terjed. nap vagy több. Magas részecskekoncentrációnál (a földi légkörben, cm a napfotoszférában) a részecskeütközések megszüntetik az atomok gerjesztését, és tiltott vonalak nem figyelhetők meg.
Valóban, tekintsünk egy olyan vonalat, amely a szintről a szintre való átmenet során keletkezik, és amelynek átmeneti valószínűsége (az átmenetek száma egységnyi idő alatt) egy optikailag vékony plazma térfogatából jön ki. Vonal fényessége
| (4.1) |
Ahol 
- egy foton energiája, 
,
- az X elem ion relatív koncentrációja a szinten, 
- bőség X elem a hidrogénhez viszonyítva. Mert kicsi a valószínűsége, a tiltott vonalak rendkívül gyengének bizonyulnak. LTE körülmények között a szintpopulációt a Boltzmann-képlet határozza meg, és nem függ az elektronkoncentrációtól.
Alacsony sűrűségű körülmények között a helyzet más. Vegyük fontolóra pl. koronális megközelítés, amikor az atomok ionizálását csak elektronbecsapódások hajtják végre. Maxwell sebességeloszlás esetén az elektronok azon része, amelyek energiája elegendő a th szint gerjesztéséhez 
. A gerjesztéshez vezető ütközések gyakorisága az 
([cm/s] az atom gerjesztésének sebessége a th-edik szintig elektronütés hatására, térfogategységenként). Egy szint sugárzási leépülésének teljes valószínűsége más szintekre 
, és a gerjesztés-bomlás egyensúlyból megkapjuk a relatív koncentrációt
Ez azt mutatja, hogy először is az ionszint populációja függ az elektronkoncentrációtól. Másodszor, mivel , mint az egyensúlyi (Boltzmann) esetben kiderül. A vonalfényesség képlete a koronális közelítésben a következő alakot veszi fel
| (4.2) |
Nyilvánvaló, hogy (1) 
és (2) az elágazási tényező 1 nagyságrendű lehet (például alacsonyabb gerjesztési szinteknél). Ez azt jelenti, hogy a koronális közelítésben a megengedett és tiltott vonalakban a sugárzási teljesítménynek azonos nagyságrendűnek kell lennie, és a nagyságtól függ.
Előző cikk: Mekkora a fénysebesség Következő cikk: Harmonikus rezgések Az oszcillációs frekvencia fizikai képlete