Fysikaalinen tietosanakirja on kosminen plasma. Plasmakiteet: avaruustutkimuksesta lääketieteellisiin sovelluksiin maan päällä ja takaisin avaruuteen
Sivu 1
Avaruusplasma voi olla rauhallisessa ja pyöreässä tilassa. Jälkimmäinen ilmenee, kun plasma on voimakkaassa ulkoisessa epävakaassa vaikutuksessa. Avaruudessa tällaisia \u200b\u200bprosesseja esiintyy usein.
Kosmisessa plasmassa protonit ovat useimmiten ioneja.
Avaruusplasmassa tapahtuu tiettyjä hydrodynaamisia liikkeitä, joiden energia ei ole pieni. Joten ne ovat rohkaisevia mahdollisena lähteenä vahvistaa magneettikenttä. Sellaista mekanismia kutsutaan yleisesti dynaamiseksi mekanismiksi. Samalla he puhuvat vahvistumisesta, koska mikä tahansa makroskooppinen teoria, jolla on tietty johtavuus, on symmetrinen substituution E, H - - E, - H suhteen säilyttäen samalla nopeuden ja voimien kentän, ratkaisu E - H - 0: lla on kentän luomiseksi, meidän on otettava käyttöön vuorovaikutus.
Kosmisessa plasmassa törmäystaajuudet ovat niin pienet, että plasman törmäysvapaa kineettinen kuvaus on riittävämpi.
Suurin osa kosmisen plasman teoreettisista tutkimuksista on omistettu homogeenisen plasman tutkimukselle. Havainnot kuitenkin osoittavat, että kosminen plasma on useimmissa tapauksissa hyvin heterogeeninen. Ionosfäärissä havaitaan usein pienimuotoinen rakenne, joka on voimakkaimmin esiintynyt auroran aikana. Aurora-säteet ovat usein hyvin ohuita, ja ionisaatioaste ja siten johtavuus voivat vaihdella kahdella tai kolmella suuruusluokalla muutaman kilometrin sisällä tai vähemmän. Vinkuttavan ilmakehän jakautumista koskeva tutkimus on osoittanut, että myös magnetosfäärillä on ilmeisesti kuituinen rakenne. Auringon ilmakehällä on myös säteilevä rakenne. Auringon pinnan läheisyydessä havaitaan esiintymisiä, joilla on yleensä kuiturakenne. Kromosfääri esitetään joskus pienten esiintymien rihallisena plexusena. Kuiturakenne on usein havaittavissa kaasumutteissa. Joten keskitiheyksinen plasma (ja mahdollisesti myös pienitiheyksinen plasma) on ilmeisesti usein hyvin heterogeeninen ja sillä on kuiturakenne, jonka elementit ovat yhdensuuntaiset magneettikentän kanssa. Siksi vaikuttaa tärkeältä harkita mekanismeja, jotka voivat luoda tällaisen rakenteen. Tämä kysymys on omistettu Sec.
Kun otetaan huomioon, että avaruusplasmassa toteutetaan erittäin laaja valikoima erilaisia \u200b\u200bparametriarvoja - magneettikentän B0, tiheyden i, lämpötilojen Te, Th induktio sähkökentästä E, vietämme yksityiskohtaisemmin magneettikentän läsnäoloon liittyviä vaikutuksia ja kriteerejä kaavojen soveltamiseksi ioneille ääni epävakaus ja epänormaali vastus, josta me keskustelemme.
Epätavallisen resistenssin tutkimukset kosmisessa plasmassa päinvastoin antavat mahdollisuuden tutkia kuinka nämä laajamittaiset prosessit toteutuvat ajoissa. Siten voidaan odottaa, että poikkeavien resistenssi- ja kaksikerrosongelmien magnetosfääriset tutkimukset johtavat monimutkaisempaan ymmärtämiseen turbulenttisessa plasmafysiikassa ja edelleen saatujen tulosten soveltamiseen aurinkofysiikan ongelmien ratkaisussa ja astrofysiikassa.
MHD-virrat ovat pääasiassa tunnusomaisia \u200b\u200bkosmiselle plasmalle.
Kuten taulukko osoittaa. 3.2, kosmisen plasman olosuhde (17) on useimmissa tapauksissa tyydyttävä.
Edellytys N kNkl kosmiselle plasmalle vaikuttaa melko tiukka. Itse asiassa voimakas sähkömagneettinen säteily, joka voi vaatia epälineaarisuuden huomioon ottamista, itse turbulisoi plasmaa samojen rappeutumisprosessien takia. Jos epälineaarisuus vaikuttaa merkittävästi sähkömagneettisen säteilyn voimakkuuteen, niin tämä tarkoittaa myös sitä, että merkittävä osa sen energiasta siirtyy plasmaaaltoihin [ks. (4.56) 1, ja koska yhden plasmaaallon energia on paljon pienempi kuin sähkömagneettisen aallon energia, tämä tarkoittaa N kl Nk - On kuitenkin tapauksia, joissa plasma-aallot imeytyvät intensiivisesti, ja siksi niiden energiataso pysyy alhaisena. Joka tapauksessa sähkömagneettisten aaltojen epälineaarisen kuljetuksen ongelmaa plasmassa ei ilmeisesti voida erottaa plasman turbulenssin herättämisen ja säteilyn vuorovaikutuksen tutkimuksesta, erityisesti sironnasta ja taajuuden lisääntymisestä.
Tämän kirjan päähuomiota kiinnitettiin avaruusplasman korkea-energiakomponenttiin (CR), mutta lyhyt keskustelu myös planeettavälisen lämpöplasman ominaisuuksista julkaisussa Ch. Siksi kirja antaa jonkinlaisen idean paitsi CR: stä myös muista dynaamisista prosesseista planeettavälisessä ympäristössä. Kirjailija toivoo, että hän on ainakin jossain määrin onnistunut heijastamaan, ja lukija pystyi tuntemaan lukuisten fyysisten ongelmien kauneuden ja monimuotoisuuden, joita syntyy tutkijan edessä tällä nuorella ja nopeasti kehittyvällä fysiikan alalla. Monet ongelmat on jo ratkaistu ja yleisiä ideoita on kehitetty, mutta monet ongelmat ja vieläkin erityisemmät ongelmat odottavat ratkaisua, ja niiden lukumäärä kasvaa tutkimuksen kehittyessä.
Vain Alfvén-aalloissa kosmeettisessa plasmassa olevien relativististen hiukkasten säteilyn vaikutus voi olla havaittavissa.
On myös toinen mahdollisuus selittää erittäin tehokas poikkeava vastus kosmisessa plasmassa, nimittäin hydromagneettisten heilahtelujen vaikutus tosiasialliseen vastukseen. Samanaikaisesti on mielenkiintoista yrittää olla asettamatta tällaisia \u200b\u200bominaisuuksia, vaan hankkimaan ne satelliitin vaihtelevien sähkömagneettisten kenttien mittatietojen perusteella.
Tällaisen astrofysiikka- tai kosmisen plasman nykyisten levyjen tapahtumien jaksoa tulisi odottaa, joka on suurempi kuin epävakaimman moodin ja suurten Reynolds-lukujen aallonpituus. Ensinnäkin nykyinen arkki rikkoutuu lineaarisessa tilassa nopeimmin kasvavan moodin aallonpituudella 4 5 / Jat. Sitten ensisijainen sulautuminen yhdistää naapurisaaret.
Magneettisen hydrodynamiikan sovellusalue sisältää hyvin erilaisia \u200b\u200bfysikaalisia esineitä, nestemäisistä metalleista avaruusplasmiin.
Oletko koskaan ajatellut, mitä sisältyy tähtiä tai galaktien välistä tilaa? Avaruudessa on tekninen tyhjiö, ja siksi mitään ei sisällä (ei absoluuttisessa merkityksessä, että mitään ei ole, vaan suhteellisessa mielessä). Ja sinulla on oikeus, koska keskimäärin tähtienvälisessä tilassa noin 1000 atomia kuutiometriä kohti ja erittäin suurilla etäisyyksillä aineen tiheys on merkityksetön. Mutta tämä ei ole niin yksinkertaista ja suoraviivaista. Tähtienvälisen väliaineen spatiaalinen jakauma on ei-triviaali. Yleisten galaktisten rakenteiden, kuten hyppykytkimen (baari) ja galaksien spiraalivarren lisäksi, on myös erillisiä kylmiä ja lämpimiä pilviä, joita ympäröi kuumin kaasu. Tähtienvälisessä väliaineessa (MLM) on valtava määrä rakenteita: jättiläismäisiä molekyylipilviä, heijastavia sumuja, protoplanetaarisia sumuja, planeetta- sumua, palloja jne. Tämä johtaa väliaineessa tapahtuvaan laajaan joukkoon havaintoilmiöitä ja prosesseja. Seuraavassa luettelossa luetellaan MOH: ssa olevat rakenteet:
- Koronaalinen kaasu
- Kirkkaat alueet HII
- HII matalan tiheyden alueet
- Pilviympäristö
- Lämpimät alueet HI
- Maser tiivistyminen
- Pilviä hei
- Jättiläinen molekyylipilviä
- Molekyylipilvet
- globule
Tähän kysymykseen vastaamiseksi on annettava määritelmä: mikä on plasma ja millä parametreilla fyysikot pitävät tätä ainetilaa plasmana?
Plasman nykyaikaisten käsitteiden mukaan tämä on aineen neljäs tila, joka on kaasumaisessa tilassa, voimakkaasti ionisoitunut (ensimmäinen tila on kiinteä, toinen on nestemäinen ja lopulta kolmas on kaasumainen). Mutta jokainen kaasu, edes ionisoitunut, ei ole plasmaa.
Plasma koostuu varautuneista ja neutraaleista hiukkasista. Positiivisesti varautuneet hiukkaset ovat positiivisia ioneja ja reikiä (kiinteän tilan plasma) ja negatiivisesti varautuneet hiukkaset elektronit ja negatiiviset ionit. Ensinnäkin sinun on tiedettävä tietyn tyyppisen hiukkasen pitoisuus. Plasmaa pidetään heikosti ionisoituneena, jos ns. Ionisaatioaste on yhtä suuri kuin
Missä on elektronien konsentraatio, missä kaikkien neutraalien hiukkasten konsentraatio plasmassa, on alueella. Täysin ionisoidussa plasmassa on jonkinasteinen ionisoituminen
Mutta kuten edellä sanottiin, että jokainen ionisoitu kaasu ei ole plasmaa. On välttämätöntä, että plasmalla on omaisuus lähes puolueettomuus, ts. keskimäärin riittävän pitkiä aikoja ja riittävän suurilla etäisyyksillä plasma oli yleensä neutraali. Mutta mitkä ovat nämä aikavälit ja etäisyys, jolloin kaasua voidaan pitää plasmana?
Joten kvaasineutraalisuusvaatimus on seuraava:
Otetaan ensin selville, kuinka fyysikot arvioivat varauksen erottelun aikataulun. Kuvittele, että jotkut elektronit plasmassa poikkesivat alkuperäisestä tasapainoasemastaan \u200b\u200bavaruudessa. Elektroni alkaa toimia coulomb-voimayritetään palauttaa elektroni tasapainotilaan, ts. missä on keskimääräinen etäisyys elektronien välillä. Tämä etäisyys on arvioitu karkeasti seuraavasti. Oletetaan, että elektronien pitoisuus (ts. Elektronien lukumäärä tilavuusyksikköä kohti) on. Elektronit ovat keskimäärin etäisyydellä toisistaan, mikä tarkoittaa, että ne vievät keskimäärin tilavuuden. Siksi, jos tässä tilavuudessa on 1 elektroni ,. Seurauksena on, että elektroni alkaa värähtää lähellä tasapainotilaa taajuudella
Tarkempi kaava
Tätä taajuutta kutsutaan elektroninen Langmuir-taajuus. Amerikkalainen kemisti Irwin Langmuir, Nobelin kemian laureaatti, toi sen esiin pinta-ilmiöiden kemiaa koskevista löytöistä ja tutkimuksista.
Siksi on luonnollista ottaa Langmuir-taajuuden vastavuoroinen varauksen erottelun aika-asteikko
Avaruudessa valtavassa mittakaavassa hiukkaset tekevät useita värähtelyjä tasapainotilansa ympärille ja koko plasma on lähes neutraali, ts. aika-asteikolla, tähtienvälinen väliaine voidaan erehtyä plasmaan.
Mutta on myös tarpeen arvioida alueelliset asteikot, jotta voidaan osoittaa tarkasti, että kosmos on plasma. Fysikaalisten näkökohtien perusteella on selvää, että tämä tila-asteikko määritetään pituudella, jonka verran varautuneiden hiukkasten tiheyden häiriö johtuu niiden lämpöliikkeestä ajanjaksossa, joka on yhtä suuri kuin plasman heilahtelujakso, voi siirtyä. Täten tila-asteikko on yhtä suuri kuin
missä. Mistä tämä upea kaava tuli, kysyt. Perustelemme näin. Plasman elektronit termostaatin tasapainolämpötilassa liikkuvat jatkuvasti kineettisen energian avulla. Toisaalta tasaisen energian jakautumisen laki tunnetaan tilastollisesta termodynamiikasta, ja keskimäärin jokaisen hiukkasen on. Jos vertaamme näitä kahta energiaa, saadaan edellä esitetty nopeuskaava.
Joten, meillä on pituus, jota fysiikassa kutsutaan elektroninen Debye-säde tai -pituus.
Nyt esitän Debye-yhtälön tiukemman johdannon. Kuvittele taas kerran N elektronia, jotka siirtyvät tietyllä määrällä sähkökentän vaikutuksesta. Tässä tapauksessa muodostuu avaruusvarauskerros, jonka tiheys on yhtä suuri kuin missä elektronin varaus on elektronin pitoisuus. Sähköstatiikasta Poisson-kaava tunnetaan hyvin
Tässä on väliaineen dielektrisyysvakio. Toisaalta, elektronit liikkuvat lämpöliikkeen takia ja elektronit jakautuvat jakauman mukaan Boltzmannin
Korvaamme Boltzmann-yhtälön Poisson-yhtälössä, saamme
Tämä on Poisson-Boltzmann-yhtälö. Laajennamme eksponentin tässä yhtälössä Taylor-sarjassa ja hylkäämme toisen asteen määrät tai suuremmat.
Korvaa tämä laajennus Poisson-Boltzmann-yhtälöön ja hanki
Tämä on Debye-yhtälö. Tarkempi nimi on Debye-Hückel-yhtälö. Kuten edellä selvisimme, plasmassa, kuten lähes neutraalissa väliaineessa, toinen yhtälö tässä yhtälössä on nolla. Ensimmäisellä aikavälillä meillä on käytännössä debye pituus.
Tähtienvälisessä väliaineessa Debye-pituus on noin 10 metriä, galaktienvälisessä väliaineessa noin metriä. Näemme, että nämä ovat melko suuria määriä verrattuna esimerkiksi dielektrisiin tuotteisiin. Tämä tarkoittaa, että sähkökenttä etenee vaimentamatta näillä etäisyyksillä jakaen varaukset massavaraisiksi kerroksiksi, joiden hiukkaset värähtelevät tasapainotilan ympärillä taajuudella, joka on yhtä suuri kuin Langmuir.
Tästä artikkelista opimme kaksi perustavanlaatuista määrää, jotka määrittävät onko avaruusväliaine plasma, huolimatta siitä, että tämän väliaineen tiheys on erittäin pieni ja koko tila on fysikaalinen tyhjiö makroskooppisissa mittakaavoissa. Paikallisessa mittakaavassa meillä on joko kaasua, pölyä tai plasma
tunnisteet:
- plasma
- fysiikka
- tila
Tähtienvälisen väliaineen (MLM) fysikaalisen tilan pääpiirteenä on sen erittäin matala tiheys. Tyypilliset arvot ovat 0,1-1000 atomia kuutiometriä kohti. cm ja tyypillisillä molekyylinopeuksilla noin 10 km / s, yksittäisten hiukkasten välinen törmäysaika saavuttaa kymmeniä ja tuhansia vuosia. Tämä aika on monta suuruusluokkaa pidempi kuin atomien ominaiset elinajat herätetyissä tiloissa (sallituilla tasoilla, luokkaa c). Näin ollen atomin absorboiman fotonin on aika emittoitua jälleen viritetystä tasosta, ei-ionisoivien kvantien todellisen absorboitumisen todennäköisyys MZS-atomien toimesta (kun absorboituneen fotonin energia kulkee hiukkasten kaoottisen liikkeen kineettiseen energiaan) on erittäin pieni.
Absorptiolinja tulee erotettavissa jatkuvan spektrin (jatkumon) taustalla jopa optisilla paksuuksilla linjan keskellä 
. Absorptioprofiili suhteutetaan optiseen paksuuteen suhteessa 
missä on atomien lukumäärä näkölinjassa. koska linjan absorboiva atomi voidaan esittää harmonisena oskillaattorina vaimennuksella, niin klassisen että kvantmekaanisen laskenta antaa absorptioprofiilin
(Lorentzin kaava), jossa [c] on tietystä absorptiorivistä vastaavan atomitasojen välisen siirtymisen kokonais todennäköisyys (arvo kuvaa viivan puolileveyttä),
,. Optisella alueella 
A, siis linjan keskellä 
katso 4.1. Tähtien spektrissä havaittujen MSS: n absorptioviivojen perusteella on mahdollista määrittää epäpuhtaudet, joiden pitoisuus on erittäin pieni. Esimerkiksi ottamalla etäisyys 300 pc cm (tyypillinen etäisyys kirkkaisiin tähtiin), havaitaan, että absorboivien atomien konsentraatio voidaan määrittää tähtien välisistä absorptiolinjoista 
cm - 1 atomi tilavuudessa kuutiometriä! 4.1.1 Paikallisen termodynaamisen tasapainon puute
Säteilyn MLM: n läpinäkyvyys määrää tähtienvälisen plasman tärkeimmän fysikaalisen ominaisuuden - sen puuttumisen paikallinen termodynaaminen tasapaino (LTE). Muista tämä olosuhteissa täydellinen termodynaaminen tasapaino kaikki suorat ja käänteiset prosessit etenevät samoilla nopeuksilla (ns. yksityiskohtaisen tasapainon periaate) ja on vain yksi lämpötila-arvo, joka määrittää väliaineen fyysisen tilan (paikallinen TDR tarkoittaa, että jokaisessa pisteessä on yksityiskohtainen tasapaino olemassa ja ylläpitää TDR: tä, mutta lämpötila on funktio koordinaatit ja aika) 4.2.
LTE-lähentäminen toimii hyvin suurten optisten paksuuksien tapauksessa (esimerkiksi tähtiä suolistossa), ja muut kuin LTE-vaikutukset näkyvät vain (esimerkiksi tähten valokuvassa, josta fotonit pääsevät vapaasti avaruuteen).
Tähtienvälisessä väliaineessa atomien pitoisuus on alhainen, 
hiukkaset kuutiometriä kohti cm, optiset paksuudet ovat pieniä ja LTE: tä ei suoriteta. Tämä johtuu tosiasiasta, että (a) MSS: n säteilylämpötila (lähinnä tähtisäteily) on korkea K, ja elektronien ja ionien plasmalämpötilat määritetään hiukkasten törmäyksillä ja voivat poiketa suuresti säteilylämpötilasta. Atomien ja ionien jakauma tasopopulaatioiden välillä määräytyy ionisaatio- ja rekombinaatioprosessien tasapainon kautta, mutta toisin kuin LTE, yksityiskohtaisen tasapainon periaate ei ole täyttynyt. Esimerkiksi vuonna sepelvaltimoiden lähentäminen (pienen hiukkastiheyden raja, nimi tulee plasman fysikaalisesta tilasta aurinkokoronalla), atomien ionisointi tapahtuu elektroni-iskulla, ja viritys poistetaan spontaanilla säteilysiirtymillä, HII-vyöhykkeillä ja kvaasareissa kaasu ionisoidaan kovasta UV-säteilystä keskuslähteestä ja tason asukasmäärä määritetään säteilevän prosessin avulla rekombinaatiolla. Näissä esimerkeissä suorat ja käänteiset perusprosessit ovat luonteeltaan erilaisia, joten olosuhteet ovat kaukana tasapainosta. Kuitenkin jopa hyvin harvinaisessa kosmisessa plasmassa elektronien Maxwell-nopeusjakauma muodostetaan (lämpötilan kanssa) paljon lyhyemmässä ajassa kuin hiukkasille aiheutuvien törmäysten välinen karakteristinen aika, joka johtuu pitkän kantaman Coulomb-voimista 4.3, siksi Boltzmann-kaavaa voidaan käyttää hiukkasten energianjakamiseen.
4.1.2 Magneettikenttien jäätyminen
MLM: n tärkein komponentti, joka määrää suuresti sen dynamiikan, on galaksin suuren mittakaavan magneettikenttä. Galaktisen magneettikentän keskimääräinen arvo on noin G. Avaruusplasmassa magneettikenttä valtaosassa tilanteita jäädytetty keskiviikkona. Magneettikentän jäädyttäminen väliaineeksi tarkoittaa magneettisen vuon säilymistä suljetun johtavan piirin läpi sen muodonmuutoksen aikana: 
. Laboratorio-olosuhteissa magneettivuojen säilyminen tapahtuu väliaineissa, joilla on korkea johtavuus 4.4. Kosmisen plasman olosuhteissa tarkasteltavien ääriviivojen suuremmat ominaiskoko ja vastaavasti sitä pidempi magneettikentän rappeutumisajat ovat merkitsevämpiä kuin tutkittavan prosessin aika. Näytä se. Harkitse plasman tilavuutta, jossa virtaukset, joilla on tiheysvirta (virrantiheys on virran voimakkuus, joka viitataan yksikön pinta-alaan kohtisuorassa virran suuntaan nähden). Maxwellin yhtälöiden mukaan virrat muodostavat magneettikentän. Plasmassa oleva virta, jolla on äärellinen johtokyky, heikkenee Joule-häviöiden seurauksena, joka johtuu elektronien törmäyksestä ionien kanssa. Plasmatilavuudessa yksikköä kohti vapautuu lämpöä. Tilavuusyksikköä kohti on magneettista energiaa. Siksi magneettienergian hajoamisen lämpöksi (ja vastaavan kentän vaimennuksen) ominaisaika tilavuudella, jolla on ominaiskoko, määritellään
(tämä arvio kerroimeen 2 saakka vastaa tarkkaa ilmaisua magneettikentän diffuusioajalle väliaineessa, jolla on äärellinen johtavuus). Plasman johtavuus on riippumaton tiheydestä ja verrannollinen yksiköihin ja on niiden sisällä. SGSE (suunnilleen suuruusluokkaa huonompi kuin kupari). Kosmisen plasman suuren mittakaavan (tähtitieteellinen yksikkö tai enemmän) vuoksi magneettikentän hajoamisaika on kuitenkin pidempi kuin tarkasteltavien muotojen peittämän alueen muutoksen ominaiset ajat. Tämä tarkoittaa, että kenttä käyttäytyy kuin jäätynyt ja virtaus suljetun silmukan läpi säilyy. Kun plasmapilvi puristetaan kentän poikki, magneettikenttä kasvaa, ja kentän kasvun fysikaalinen syy on induktio EMF, joka estää kentän muuttumisen.
Magneettikentän jäädyttäminen plasmaan on hyvä likiarvo melkein kaikissa astrofysikaalisissa tilanteissa (jopa tähtien ytimien dynaamisissa romahdusprosesseissa lyhyiden ominaisuuksien vuoksi). Pienessä mittakaavassa tätä lähentämistä ei kuitenkaan voida suorittaa, etenkin kentän voimakkaan muutoksen asteikolla. Näille paikoille on ominaista magneettisten voimalinjojen jyrkkä käännös.
4.1.3 Kielletyt linjat
.Optisesti ohuessa harvennetussa väliaineessa esiintyvän säteilyn erottuva ominaisuus on säteilyn mahdollisuus kielletyt linjat atomia. Kielletyt spektriviivat ovat linjoja, jotka muodostuvat atomien muutosten aikana metastabiileilta tasoilta (ts. Kiellettyjä sähköisten dipolimuutosten valintasäännöillä). Atomin ominainen käyttöikä metastabiilissa tilassa on c: stä useaan. päivää tai enemmän. Korkeissa hiukkaspitoisuuksissa (maan ilmakehässä, cm aurinkovalokuvakehässä) hiukkaskoko törmää atomien viritykseen, eikä kiellettyjä viivoja havaita.
Tarkastellaan todellakin linjaa, joka muodostuu siirryttäessä tasolta tasolle siirtymän todennäköisyydellä (siirtymien määrä aikayksikköä kohden), joka syntyy optisesti ohuen plasman tilavuudesta. Vaaleus linjassa
| (4.1) |
jossa 
on yhden fotonin energia, 
,
- elementin X ionin suhteellinen pitoisuus tasolla 
- paljon elementti X vedyn suhteen. koska todennäköisyys on pieni, kielletyt linjat ovat erittäin heikkoja. LTE-olosuhteissa tasopopulaatio määritetään Boltzmann-kaavalla eikä se ole riippuvainen elektronipitoisuudesta.
Matalan tiheyden olosuhteissa tilanne on erilainen. Harkitse esimerkiksi sepelvaltimoiden lähentäminenkun atomien ionisaatio suoritetaan vain elektronien iskuilla. Maxwellin nopeusjakaumalla elektronien osuus energiasta, joka riittää virittämään i: nnen tason 
. Erotusnopeuden törmäys 
([cm / s] on atomin viritysnopeus i: nteen tasoon elektroni-iskun avulla, yksikkötilavuutena ilmaistuna). Täysin todennäköisyys säteilyn heikkenemisestä tasolle muille tasoille 
, ja heräte-rappeutumisen tasapainosta saadaan suhteellinen pitoisuus
Tämä osoittaa, että ensinnäkin ionitason populaatio riippuu elektronipitoisuudesta. Toiseksi, koska osoittautuu, kuin tasapainotapauksessa (Boltzmann). Kaava koronan lähentämisessä käytetylle linjan vaaleudelle on muoto
| (4.2) |
Voidaan nähdä, että (1) 
ja (2) haarautumiskerroin voi olla luokkaa 1 (esimerkiksi alhaisemmille herätetasoille). Tämä tarkoittaa, että säteilytehon sekä sallittujen että kiellettyjen linjojen sepelvaltimon lähentämisessä tulee olla samassa järjestyksessä ja riippuu arvosta
TILA-PLASMA
TILA-PLASMA
-
plasma avaruudessa tilaa ja tilaa esineet. Avaruusalukset voidaan jakaa ehdollisesti tutkimuksen kohteisiin: lähellä maapallotavaraa, planeettaväliseen, tähtiplasmaan ja tähtien ilmakehään, kvasaarien ja galaksien plasmaan. ytimet, tähtienvälinen ja galaktinen. plasmassa. Mainitut tyypit K. esineet eroavat parametreiltaan (vrt. Tiheydet n, Ke hiukkasenergiat jne.), samoin kuin tilat: termodynaamisesti tasapainossa, osittain tai kokonaan epätasapainossa.
Planetaarienvälinen K. s. Läheisen planeettaplasman tila ja sen käyttämän tilan rakenne riippuvat sen omasta suuruudesta. kentät lähellä planeettaa ja sen etäisyys auringosta. Magnus. planeetta lisää merkittävästi lähes planeettaplasman retentioaluetta, muodostaen luonnollisen magneettiset ansoja. Siksi lähes planeettaplasman sulkemisalue on heterogeeninen. Suuri rooli lähellä planeettaa olevan plasman muodostumisessa on aurinkoplasman virtauksilla, jotka liikkuvat melkein radiaalisesti auringosta (ns. aurinko tuuli) tiheydet-ikh: iin laskevat etäisyyden päässä auringosta. Auringon tuulen hiukkasten tiheyden suorat mittaukset lähellä Maata kosmisen avulla. laitteet antavat arvoja n(1-10) cm-3. Maapallon lähellä oleva plasma tila jaetaan yleensä plasmaan ionosfäärissä, ottaa n jopa 10 5 cm -3 350 km: n korkeudessa, plasma säteilyvyöt Maa ( n10 7 cm-3) ja Maan magnetosfääri; jopa useita. maan säde ulottuu ns plasmasfääri, tiheys leikkaus n10 2 cm -3.
Ominaisuus plasma top. ionosfääri, säteily vyöhykkeet ja magnetosfääri siinä mielessä, että se on törmäysvapaa, ts. aaltoalueen ja ajan väliset asteikot ja värähtelevät. prosessit siinä ovat paljon vähemmän törmäysprosesseja. Energian ja vauhdin rentoutuminen ei tapahdu törmäyksistä, vaan plasman kollektiivisen vapauden asteen - värähtelyjen ja aaltojen - kautta. Tämän tyyppisessä plasmassa ei yleensä ole termodynaamista. tasapaino, erityisesti elektronisten ja ionisten komponenttien välillä. Nopeasti virtaa heissä, esim. isku, joka määritetään myös pienimuotoisten värähtelyjen ja aaltojen herätellä. Tyypillinen esimerkki on törmäyksetön, joka muodostuu, kun aurinkotuuli virtaa Maan magnetosfäärin ympärillä.
Star K. p. Aurinkoa voidaan pitää myös kosmisten säteiden jättiläisinä klusterina, joiden tiheys kasvaa jatkuvasti ulkopuolelta. osia keskustaan: korona, kromosfääri, valokehä, konvektiovyöhyke, ydin. Ns. normaalit tähdet korkeat lämpötilat tarjoavat lämpöä. aineen ionisaatio ja sen siirtyminen plasmatilaan. Korkea plasma tukee hydrostaattista vaikutusta. tasapaino. Max. arvioitu kosmisten säteiden tiheys normaalien tähtien keskellä n 10 24 cm -3, lämpötila jopa 10 9 K. Suurista tiheyksistä huolimatta plasma on täällä yleensä ihanteellinen korkean lämpötila-p: n takia; vain tähdillä, joiden massa on pieni (0,5 massaa aurinkoa), ei-ihanteelliseen plasmaan liittyviä vaikutuksia ilmenee. Keskustaan. normaalien tähtien alueilla hiukkasten keskimääräiset vapaat polut ovat pieniä, siksi plasma niissä on kollisiaalinen, tasapainoinen; huipulle. kerrokset, erityisesti kromosfääri ja korona, plasma on törmäyksetön. (Nämä laskentamallit perustuvat ur magneettinen hydrodynamiikka.)
Massiivisissa ja pienikokoisissa tähtiä kosmisten säteiden tiheys voi olla useita. suuruusluokkaa suurempi kuin normaalien tähtien keskellä. Joten valkoiset kääpiöt tiheys on niin suuri, että elektronit ovat rappeutuneita (ks Degeneroitunut kaasu). Aineen ionisaatio saadaan aikaan suuren kineettisen arvon takia. hiukkasten energia määritetty fer mi energiaa;.
tämä on myös syy K.: n ihanteeseen valkoisissa kääpiöissä. Staattinen. tasapainon takaa rappeutuneen plasman elektronien Fermi-paine. Vielä korkeammat neutronitähteissä esiintyvät ainetiheydet johtavat paitsi elektronien, myös nukleonien rappeutumiseen. Neutronitähteisiin sisältyy - kompakteja tähtiä, joiden halkaisija on 20 km ja joiden massa on 1 M.
Pulsareille on ominaista nopea pyöriminen (jolla on tärkeä merkitys tähden mekaanisessa tasapainossa) ja magn. dipolityyppisen kentän (10 12 G pinnalla) ja magn. akseli ei välttämättä ole sama kuin pyörimisakseli. Pulsaareilla on relativistisella plasmalla täytetty magnetosfääri, reuna on säteilylähde el. aaltoja.
Lämpötilan ja tiheyden K. vaihteluväli on valtava. Kuvassa 1 Plasmalajien monimuotoisuus ja niiden likimääräinen sijainti lämpötilatiheyskaaviossa esitetään kaaviomaisesti. Kuten kaaviosta voidaan nähdä, kosmisten säteiden tiheyden pienenemisjärjestys on suunnilleen seuraava: tähtiplasma, lähellä planeettaplasma, kvaasarien plasma ja galaksit. ytimet, planeettojenvälinen plasma, tähtienvälinen ja galaktinen. plasmassa. Lukuun ottamatta tähteiden ja alempien ytimien plasmaa. kerrokset lähes planeettaplasmaa, avaruusalukset ovat törmäysvapaat. Siksi se on usein termodynaamisesti epätasapainoinen, ja sen varauksen komponenttien jakauma. hiukkaset nopeuksissa ja energiat ovat kaukana Maxwellin. Erityisesti ne voivat sisältää huippuja, jotka vastaavat Dep: tä. palkit latautuvat. hiukkaset, olla anisotrooppisia, etenkin magn. kosminen. kentät jne. Tällainen plasma "pääsee eroon" epätasapainosta ei törmäysten, vaan naibin kautta. nopea tapa - e-magn-herätyksen kautta. värähtelyt ja aallot (ks Törmäyksetön iskuaallot). Tämä johtaa tosiasiaan, että kosminen säteily. Kohteet, jotka sisältävät törmäysvapaata plasmaa, ylittävät selvästi tasapainosäteilyn voiman ja eroavat merkittävästi Planckista. Esimerkki on kvasaarit, parvi niin radiossa kuin optisessakin. alueella on epätasapainoinen luonne. Ja huolimatta teoreettisen moniselitteisyydestä. Havaitun säteilyn tulkinnan mukaan kaikki teoriat osoittavat pääplasman taustaa vasten leviävien relativististen elektronivirtojen merkityksen.
Et ai. epätasapainon säteilylähteen lähde - radiogalaksit koon mukaan suurempi kuin optiikassa näkyvät galaksit. alue. Relativistisilla elektroneilla, jotka on poistettu galakseista ja jotka leviävät ympäröivän plasmagalaksin taustalla, on myös tärkeä rooli. Ei-tasapainoinen magneettinen pallomainen plasma, joka ilmenee myös varauspalkkien läsnä ollessa. hiukkaset, johtaa maan päähän säteilyanteeseen.
Plasmatyyppien luokittelu: GR - kaasupurkausplasma; MHD - plasma magnetohydrodynaamisissa generaattoreissa; TNP-M - plasma lämpöydinmagneettisissa ansoissa; TNP-L - plasma laserydinfuusion olosuhteissa: EGM - metalleissa; EHP - elektronireikäplasma puolijohteissa; BK - rappeutunut elektroniikka valkoisissa kääpiöissä; Ja - ionosfäärin plasma; SV - aurinkotuulen plasma; SK - aurinkokoronan plasma; C on plasma auringon keskustassa; MP - plasma pulssarien magnetosfäärissä.
Ei-tasapainoiset plasmailmiöt johtavat myös tosiasiaan, että plasma ei vain emittoi voimaa, vaan myös muuttuu turbulenssiksi johtuen siitä, että se on määritelty. viritetyt aallot ja värähtelyt joko "viipyvät" plasmassa pitkään tai eivät voi "poistua" plasmasta ollenkaan (esim. Langmuir-aallot). Tämän avulla voit löytää tavan ratkaista ns. "kiertäneet" elementit teoriassa elementtien alkuperästä maailmankaikkeudessa. Naib. Elementtien alkuperän laajalle levinnyt teoria viittaa siihen, että alkuperäisistä protoneista ja neutroneista muodostuu sekvenssi. neutronin sieppaus, ja kun uusi isotooppi on ylikuormitettu neutroneilla, sen radioaktiivisen hajoamisen seurauksena elektronin säteilyllä, uusi elementti ilmestyy. On kuitenkin "kierrettyjä" elementtejä (esim. Litium, boori jne.), Joiden muodostumista ei voida selittää neutronien sieppauksella; niiden alkuperä voi johtua varauksen kiihtyvyydestä. hiukkaset alueilla, joilla on suuri plasmapitoisuus ja sen jälkeen kiihtyneiden hiukkasten ydinreaktiot.
Etäobjektien spatiaalista poikkileikkausta tutkitaan etäspektrimenetelmillä optisia instrumentteja käyttämällä. kaukoputket, radioteleskoopit, ilmakehän ulkopuolella olevat satelliittieskoopit röntgen- ja g-kaistoissa. Rakettien, satelliittien ja avaruuden päälle asennettujen instrumenttien avulla. Laitteiden ollessa kyseessä, kosmisten säteiden parametrien suorien mittausten alue laajenee nopeasti aurinkokunnan sisällä. Nämä menetelmät sisältävät koettimen, matala- ja korkeataajuusspektrometrisen käytön. mittaukset, mittaukset magn. ja sähkö. kentät (ks Plasman diagnoosi). Joten säteily löydettiin. maapallon vyöt, törmäyksetön iskuaalto ennen Maan magnetosfääriä, magnetosfäärin häntä, Maan kilometrien säteily, planeetan magnetosfääri elohopeasta Saturnukseen jne.
Sovrem. kosminen. tekniikka sallii ns Aktiiviset kokeilut avaruudessa - vaikuttaa aktiivisesti avaruusaluksiin, lähinnä maan läheisyyteen, radiosäteisiin ja latauskeiloihin. hiukkaset, plasmahyytymät jne. Näitä menetelmiä käytetään diagnosointiin, luonnon mallintamiseen. prosessit todellisissa olosuhteissa, luonteen aloittaminen. ilmiöt (esim. aurorat).
K. s. Tyypit kosmologiassa. Mukaan pak. ideoita, maailmankaikkeus syntyi ns. iso isku. Aineen paisumisen (laajeneva maailmankaikkeus) aikana painovoiman lisäksi, joka määrittää paisumisen, muut kolme muuta vuorovaikutustyyppiä (vahva, heikko ja elektroninen magneettinen) myötävaikuttavat plasmailmiöihin laajentumisen eri vaiheissa. Äärimmäisen korkealla lämpötila-paksilla, joka on ominaista laajenemisen alkuvaiheille, hiukkaset, kuten esimerkiksi W + ja Z 0 -posonit, jotka vastaavat heikko vuorovaikutus olivat massattomia, kuten fotonit (e-vahvuus ja heikko vuorovaikutus). Tämä tarkoittaa, että se oli itseäänjohtavan e-magnin pitkän kantaman, rommissa oleva analogi. kenttä oli Nuori - Mills-kenttä. Täten aineen koko leptoni-komponentti oli plasmatilassa. Tarkastellaan standardimallin käytettävissä olevan laajennusajan suhdetta t ja termodynaamisesti tasapainoisen aineen lämpötilat T: t (c)1/ T 2 .
(p-pa MeV: ssä), on mahdollista arvioida aika, jonka aikana k-poro tällaisen leptoniplasman esiintyi. Tempo pax T lähestyy Z0-bosonin lepoenergiaa mz c 2 100 GeV (vastaava aika t10-10 s) tapahtuu spontaani symmetrian murtuminen heikko ja el. vuorovaikutukset, jotka johtavat massojen esiintymiseen W +: ssa -
ja Z 0 -rungot, joiden jälkeen vain ladatut ovat vuorovaikutuksessa vain yhden pitkän kantaman voimien - sähkömagneettisten - avulla.
Aineen hadronikomponentti (erittäin vuorovaikutteinen) komponentti niin korkealla p-paxilla on myös ominaisessa plasmatilassa, nimeltään. kvarki-gluoniplasma. Täällä kvarkkien välillä esiintyy myös massatomia gluonikenttiä. Kuuman kvarki-gluoniplasman tiheyksillä ( n T 3) vrt. elementtihiukkasten välinen etäisyys 10 - 13 cm on nukleonin säde ( T100 MeV) kvark-gluoniplasma on ihanteellinen ja voi olla törmäyksetön. Kun maailmankaikkeus jäähtyy edelleen, kun aikana t10 -4 s temp-pa laskee T100 MeV (mesonien lepoenergiat), tapahtuu uusi vaihesiirto: kvarki-gluoniplasma - hadroniplasma (jolle on ominaista lyhyen kantaman vuorovaikutus, jonka vuorovaikutussäde on 10-13 cm). Tämä aine koostuu vakaista nukleoneista ja nopeasti hajoavista hadronista. Yleinen ehto K. Vastaanottavalle ajanjaksolle maksu määritetään. leptoninen (pääasiassa elektronipositronikomponentti), koska maailmankaikkeudessa baryonin kokonaisvarauksen suhde leptonin varaukseen säilyy ja tämä suhde itsessään on hyvin pieni (10-9). Seurauksena on lyhyinä aikoina ( t1 c) K. p. On ultrarelativistinen ja pääosin elektronipitron. Aikana t1 elektroni-positroniplasman lämpötila pa vähenee arvoon 1 MeV ja alempi, kun taas voimakas elektroni-positronin tuhoaminen alkaa, jonka jälkeen kosminen säde lähestyy hitaasti sovria. tila, vähän muuttuvaa alkuainehiukkasten koostumuksessa.
Lit .: Pikelner S. B., avaruus-elektrodynamiikan perusteet, 2. painos, Moskova, 1966; Akasofu S.I., Chapman S., aurinko-maanpäällinen, trans. englannista., osat 1-2, M., 1974-75; Artsimovich L.A., Sagdeev R. 3., Fysiikan plasmafysiikka, M., 1979.
V. N. Oraevsky, R. 3. Sagdeev.
Fyysinen tietosanakirja. 5 osaa. - M .: Neuvostoliiton tietosanakirja. Päätoimittaja A. M. Prokhorov. 1988 .
