Plasma (estat de la matèria)

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca

En física i química, el plasma és un estat de la matèria en el qual pràcticament tots els àtoms estan ionitzats i amb la presència d'una certa quantitat d'electrons lliures, no lligats a cap àtom o molècula. És un fluid, format per electrons, i ions positius. Això fa que el plasma sigui conductor elèctric i que respongui fortament als camps electromagnètics. El plasma presenta unes propietats diferents de les dels sòlids, líquids, i gasos, de manera que és considerat com un altre estat de la matèria. Pot presentar-se de diferents maneres: com a núvols gasosos neutres, com s'observa en cas de les estrelles; en forma de gas, el plasma no té una forma o un volum definits però sota la influència d'un camp magnètic pot formar estructures com raigs d'ions o bé com a suspensions de partícules de l'ordre del nanòmetre o el micròmetre.

Una flama pot ser considerada com una forma de plasma parcial de baixa temperatura.

Història[modifica | modifica el codi]

La disciplina avui denominada física del plasma va néixer de la convergència entre dues línies d'investigació originades al segle XIX. D'una banda, l'estudi rigorós de les descàrregues elèctriques va ser iniciat a Anglaterra per Michael Faraday i va ser continuat després per Joseph John Thomson, William Crookes i Sealy Edward Townsend. El 1923 Irving Langmuir va observar que els gasos ionitzats presents en una descàrrega responien col·lectivament a les pertorbacions externes. Aquesta qualitat, anàloga a la dels plasmes sanguinis, li va portar a adoptar el terme plasma per referir-se a aquests sistemes.

L'altra columna sobre la qual descansa la física del plasma prové dels estudis sobre el comportament de fluids conductors sota la influència de camps electromagnètics. Aquesta disciplina, dita magnetohidrodinàmica, va ser desenvolupada inicialment per Faraday i André-Marie Ampère. Al segle XX la magnetohidrodinàmica va permetre estudiar fenòmens observats al Sol i a la ionosfera terrestre. Per exemple, les ones magnetohidrodinàmiques, avui anomenades ones d'Alfvén en honor al físic suec Hannes Alfvén, van ser introduïdes per ell mateix el 1942. Aquesta aportació va ser premiada amb el Premi Nobel de Física del 1970, únic premi Nobel concedit fins avui per treballs en la física del plasma.

Després de la Segona Guerra Mundial el creixent interès a desenvolupar reactors de fusió que proporcionessin una energia neta, segura i barata va alimentar un ràpid avenç de la física del plasma, essencial per entendre el comportament d'un gas a les altes temperatures necessàries en l'interior de tals dispositius. Malgrat l'optimisme inicial, la fusió nuclear encara no ha aconseguit complir les seves promeses, principalment a causa de l'existència d'inestabilitats abans desconegudes en el plasma. Tanmateix, la comunitat científica espera que el Reactor Termonuclear Experimental Internacional (ITER) aconsegueixi eliminar tals inestabilitats i operi en condicions energèticament rendibles de fusió.

Actualment la física del plasma és una disciplina madura i extensa. Les seves eines són imprescindibles en la investigació astrofísica i geofísica; les seves aplicacions tenen una gran importància econòmica i van des de la fusió nuclear esmentada fins al tractament de materials mitjançant descàrregues elèctriques. Altres usos industrials són el gravat de circuits electrònics i la purificació d'emissions contaminants.

Exemples de plasma[modifica | modifica el codi]

Un llum de plasma.
Una altra vista del llum de plasma

Els plasmes formen l'estat d'agregació més abundant de la naturalesa. De fet, la major part de la matèria en l'Univers visible es troba en estat de plasma.[1] Alguns exemples de plasmes són:

  • Produïts artificialment:
    • En l'interior d'un tub fluorescent (il·luminació de baix consum).
    • Matèria expulsada per la propulsió de coets.
    • La regió que envolta l'escut tèrmic d'una nau espacial durant la seva entrada en l'atmosfera.
    • L'interior d'un reactor de fusió.
    • Les descàrregues elèctriques d'ús industrial.
    • Les boles de plasma.
  • Plasmes espacials i astrofísics:
    • Les estrelles (per exemple, el Sol).
    • El vent solar.
    • El medi interplanetari (la matèria existent entre els planetes del Sistema Solar), el medi interestel·lar (la matèria entre les estrelles) i el medi intergalàctic (la matèria entre les galàxies).
    • Els discs d'acreció.
    • Les nebuloses intergalàctiques.
    • Ambiplasma

Propietats i paràmetres del plasma[modifica | modifica el codi]

La "font de plasma" de La Terra, mostrant l'emissió de ions d'oxigen, heli, i hidrogen que surten a raig cap a l'espai des de regions properes als pols de la Terra. L'àrea groga feble mostrada damunt del pol nord representa gas perdut de la Terra a espai; l'àrea verda és l'energia de l'aurora boreal que s'aboca altra vegada a l'atmosfera.[2]

Definició de plasma[modifica | modifica el codi]

Encara que un plasma es descriu com un medi elèctricament neutre de partícules positives i negatives, una definició més rigorosa pot tenir tres criteris:[3][4][5]

  1. La proximitat del plasma: Les partícules carregades han de ser prou properes de forma que cada partícula influeixi en moltes partícules carregades properes, més que no pas només interaccionant amb la partícula més propera (aquests efectes col·lectius són un tret que distingeix un plasma). La proximitat del plasma és vàlida quan el nombre de portadors de càrrega dins de l'esfera d'influència (anomenada l'esfera Debye el radi del qual és la longitud de Debye) d'una partícula particular és més alt que la unitat per proporcionar comportament col·lectiu de les partícules carregades. El nombre mitjà de partícules en l'esfera Debye ve donat pel paràmetre del plasma, "Λ" (la lletra grega Lambda).
  2. Interaccions de volum: La longitud de Debye (definida a dalt) es compara de manera resumida amb la mida física del plasma. Aquest criteri significa que les interaccions el volum del plasma siguin més importants que a les seves vores, on poden tenir lloc els efectes de frontera. Quan aquest criteri se satisfà, el plasma és quasineutre.
  3. Freqüència del plasma: La freqüència dels electrons del plasma (mesurant les oscil·lacions del plasma dels electrons) es compara amb la freqüència de col·lisió d'electró-neutre (mesurant la freqüència de col·lisions entre electrons i partícules neutres). Quan aquesta condició és vàlida, les interaccions electrostàtiques dominen sobre els processos corrents de cinètica de gasos.

Variabilitat dels paràmetres del plasma[modifica | modifica el codi]

Els paràmetres dels plasmes poden prendre valors que varien en molts ordres de magnitud, però les propietats de plasmes amb paràmetres aparentment dispars poden ser molt similars. La següent taula considera només plasmes atòmics convencionals i no fenòmens exòtics com el plasma de quark-gluó:

Gamma de plasmes. La densitat augmenta cap amunt, la temperatura augmenta cap a la dreta. Els electrons lliures en un metall es poden considerar un plasma d'electrons .[6]
Gammes típiques de paràmetres de plasma: ordres de magnitud (ODM)
Característica Plasmes terrestres Plasmes còsmics
Mida
en metres
10−6 m (plasmes de laboratori) a
102 m (llampec) (~8 ODM)
10−6 m (embolcall de vehicles espacials) a
1025 m (nebulosa intergalàctica) (~31 ODM)
Vida
en segons
10−12 s (plasma produït per làsers) a
107 s (llums fluorescents) (~19 ODM)
101 s (erupcions solars) a
1017 s (plasma intergalactic) (~16 ODM)
Densitat
en partícules per
metre cúbic
107 m-3 a
1032 m-3 (plasma de confinament d'inercial)
100 (i.e., 1) m-3 (medi intergalàctic) a
1030 m-3 (nucli estel·lar)
Temperatura
en kèlvins
~0 K (plasma cristal·li no neutral)[7] a
108 K (plasma de fusió magnètic)
102 K (aurora) a
107 K (nucli solar)
Camps magnetics
en tesles
10−4 T (plasma de laboratori) a
103 T (plasma polsant de potència)
10−12 T (medi intergalàctic) a
1011 T (gairebé estrelles de neutrons)

Grau de ionització[modifica | modifica el codi]

Perquè el plasma existeixi, cal que hi hagi ionització. El terme "densitat de plasma" per si mateix normalment es refereix a la "densitat d'electrons", és a dir, el nombre d'electrons lliures per unitat de volum. El grau de ionització d'un plasma és la proporció d'àtoms que han perdut (o guanyat) electrons, i és controlat principalment per la temperatura. Fins i tot un gas parcialment ionitzat en què només s'ionitzi un 1% de les partícules pot tenir les característiques d'un plasma (és a dir respongui a camps magnètics i sigui altament conductor del corrent). El grau de ionització, α es defineix com = α = ni/(ni + na) on ni és la densitat del nombre de ions i na és la densitat de nombre d'àtoms neutres. La densitat d'electrons està relacionada amb això per l'estat de càrrega mitjà \left \langle Z \right \rangle dels ions a través de n_e=\left \langle Z \right \rangle n_i on ne és la densitat del nombre d'electrons.

Temperatures[modifica | modifica el codi]

La temperatura del plasma es mesura comunament en kèlvins o electronvolts, i és una mesura informal de l'energia cinètica tèrmica per partícula. En la majoria dels casos els electrons són prou a prop de l'equilibri tèrmic que la seva temperatura està relativament ben definida, fins i tot quan hi ha una desviació significativa d'una funció de distribució d'energia de Maxwell–Boltzmann, per exemple a causa de la radiació ultraviolada, de partícules energètiques, o de forts camps elèctrics. A causa de la gran diferència en massa, els electrons arriben a l'equilibri termodinàmic entre ells mateixos molt més ràpid que amb els ions o amb àtoms neutres. Per aquesta raó d'aquella la "temperatura dels ions" pot ser molt diferent (normalment més baixa) que la "temperatura dels electrons". Això és especialment comú en plasmes tecnològics feblement ionitzats, on els ions són sovint prop de la temperatura ambient.

Basant-se en les temperatures relatives dels electrons, els ions i els àtoms neutres, els plasmes es classifiquen en "tèrmics" o "no-tèrmics". Els plasmes tèrmics tenen els electrons i les partícules pesants a la mateixa temperatura és a dir estan en l'equilibri tèrmic els uns amb els altres. Els plasmes no tèrmics d'altra banda tenen els ions i els àtoms neutres a una temperatura molt més baixa (normalment a temperatura ambient) mentre que els electrons estan molt més "calents".

La temperatura controla el grau de ionització del plasma. En particular, la ionització del plasma està determinada per la "temperatura dels electrons" relativa a l'energia de ionització (i més feblement per la densitat) en una relació anomenada l'equació Saha. A vegades es diu que un plasma com està "calent" si és gairebé completament ionitzat, o "fred" si només una fracció petita (per exemple un 1%) de les molècules de gas estan ionitzades (però hi ha altres definicions comuns dels termes "plasma calent" i "plasma fred"). Fins i tot en un plasma "fred" la temperatura dels electrons encara és típicament d'uns quants milers de graus Celsius. Els plasmes que es fan servir en la "tecnologia de plasma" ("plasmes tecnològics") són normalment freds en aquest sentit.

Potencials[modifica | modifica el codi]

El llampec és un exemple de plasma present a la superfície de la Terra. Típicament, el llampec descarrega 30 000 amperes, a fins a 100 milions de volts, i emet llum, ones radioelèctriques, raigs X i fins i tot raigs gamma.[8] les temperatures del Plasma al llampec es poden apropar als ~28 000 kèlvins i les densitats d'electrons poden excedir els 1024/m³.

Ja que els plasmes són molt bons conductors, els potencials elèctrics tenen un paper important. El potencial com a tal existeix de mitjana en l'espai entre partícules carregades, independentment de la qüestió de com es pot mesurar, s'anomena el "potencial de plasma" o el "potencial espacial". Si s'introdueix un elèctrode en un plasma, el seu potencial generalment serà considerablement inferior al potencial del plasma a causa del que s'anomena un embolcall de Debye. La bona conductivitat elèctrica dels plasmes provoca que els seus camps elèctrics siguin molt petits. Això ocasiona el concepte important de "quasineutralitat", que diu que la densitat de càrregues negatives és aproximadament igual a la densitat de càrregues positives si es consideren volums grans del plasma (n_e=\langle Z\rangle n_i), però en l'escala de la longitud de Debye hi pot haver desequilibri de càrrega. En el cas especial que es formin dobles capes, la separació de càrrega es pot estendre algunes desenes de longituds de Debye.

La magnitud dels potencials i camps elèctrics s'ha de determinar per altres mitjà i no simplement trobant la densitat neta de càrrega. Un exemple comú és suposar que els electrons satisfan la "Relació de Boltzmann":

n_e \propto e^{e\Phi/k_BT_e}.

Derivant aquesta relació s'obté un mitjà per calcular el camp elèctric a partir de la densitat:

\vec{E} = (k_BT_e/e)(\nabla n_e/n_e).

És possible produir un plasma que no sigui quasineutral. Un raig d'electrons, per exemple, té només càrregues negatives. La densitat d'un plasma no neutre ha de ser generalment molt baixa, o ha de ser molt petit, altrament seria dissipat per la força electrostàtica repulsiva.

En plasmes astrofísics, l'apantallament elèctric de Debye impedeix que els camps elèctrics afectin directament a distàncies grans (és a dir més gran que la longitud de Debye). Però l'existència de partícules carregades provoca que el plasma generi i sigui afectat per camps magnètics. Això pot i provoca comportaments extremadament complexos, com la generació de dobles capes de plasma, un objecte que separa càrrega unes quantes desenes de longituds de Debye. La dinàmica dels plasmes que interaccionen amb camps magnètics externs i autogenerats s'estudien en la disciplina acadèmica de magnetohidrodinàmica.

Magnetització[modifica | modifica el codi]

Es diu que s'imanta un plasma quan el camp magnètic és prou fort per influir en el moviment de les partícules carregades. Un criteri quantitatiu comú és que una partícula de mitjana completa com a mínim una revolució al voltant del camp magnètic abans de fer una col·lisió (és a dir \omega_{ce}/\nu_{coll} > 1 on \omega_{ce} és la "freqüència de rotació de l'electró" i \nu_{coll} és l'"índex de col·lisió de l'electró"). Sovint es dóna el cas que els electrons s'imantin mentre que els ions no. Els plasmes imantats són anisòtrops, el que vol dir que les seves propietats en la paral·lel a direcció al camp magnètic són diferents de les perpendiculars. Mentre que els camps elèctrics en plasmes són normalment petits a causa de l'alta conductivitat, el camp elèctric associat a un plasma que es mou en un camp magnètic ve donat per E = -v x B (on E és el camp elèctric, v és la velocitat, i B és el camp magnètic), i no és afectat per l'embolcall de Debye.[9]

Comparació de les fases plasma i gas[modifica | modifica el codi]

El plasma s'anomena sovint el "quart estat de matèria". És diferent d'altres estats de la matèria d'energia més baixa; més comunament sòlid, líquid, i gas. Encara que està relacionat de prop amb la fase de gas, ja que tampoc no té cap forma definida o volum, es diferencia en un cert nombre de maneres, incloent-hi les següents:

Propietat Gas Plasma
Conductivitat elèctrica Molt baixa
L'aire és un aïllant excel·lent fins que es descompon en plasma a intensitats de camp elèctric per damunt de 30 kilovolts per centimetre[10]
Normalement molt alta
Per a molts propòsits la conductivitat elèctrica d'un plasma es pot tractar com infinita.
Components que actuen independentment Un
Totes les partícules de gas es comporten d'una manera similar, influïdes per la gravetat, i les col·lisions de l'una amb l'altra
dos o tres
Els electrons, els ions, i els àtoms neutres es poden distingir pel signe de la seva càrrega elèctrica de manera que es comporten independentment en moltes circumstàncies, amb diferents velocitats globals i temperatures, que permeten fenòmens com tipus nous d'ones i inestabilitats
Distribució de velociats Maxweliana
Les col·lisions normalment condueixen a una distribució de velocitat Maxwelliana de totes les partícules del gas, amb molt poques partícules relativament ràpides.
Covint no-Maxwelliana
Les interaccions degudes a les col·lisions són sovint febles en plasmes calents, i les forces externes sovint poden fer-lo allunyar de l'equilibri local, i conduir a una població significativa de partícules particularment ràpides.
Interaccions Binaries
Les col·lisions de dues partícula són la regla, col·lisions de tres cossos són extremadament rares.
Col·lectiu
Ones, o moviment organitzat del plasma, són molt importants perquè les partícules poden interaccionar a llargues distàncies a través de les forces elèctriques magnètiques
.

Descripcions matemàtiques[modifica | modifica el codi]

Línies de camp magnètic i camins de corrent complexes autoconstrenyides en un corrent de Birkeland alineat amb el camp que es poden desenvolupar en un plasma.[11]

Per Descriure completament l'estat d'un plasma, s'haurien d'escriure totes les posicions i velocitats de les partícules, i descriure el camp electromagnètic a la regió del plasma. Tanmateix, generalment no és pràctic o no és necessari enregistrar totes les partícules d'un plasma. Per això, els físics que estudien els plasmes habitualment fan servir descripcions menys detallades anomenades models, dels quals n'hi ha dos tipus principals:

Model fluid[modifica | modifica el codi]

Els models fluids descriuen els plasmes en termes de quantitats contínues com la densitat i la velocitat mitjana al voltant de cada posició de l'espai (vegeu paràmetres dels plasmes). Un model fluid simple, la magnetohidrodinàmica, tracta el plasma com un fluid únic governat per una combinació de les equacions de Maxwell i les equacions de Navier-Stokes. Una descripció més general és una model de plasma de dos fluids, on els ions i els electrons es descriuen separadament. Els models fluids són sovint acurats quan la freqüència de col·lisions és prou alta per mantenir la distribució de velocitats del plasma propera a una distribució de Maxwell-Boltzmann. Com que els models fluids normalment descriuen el plasma en termes d'un flux únic a una certa temperatura en cada localització de l'espai, no poden ni captar estructures espacials de velocitat com bigues o dobles capes ni resoldre efectes d'ona-partícula.

Model cinètic[modifica | modifica el codi]

Els models cinètics descriuen la funció de distribució de la velocitat de les partícules en cada punt del plasma, i per això no necessiten suposar una distribució de Boltzmann-Maxwell. Una descripció cinètica sovint és necessària per a plasmes sense col·lisions. Hi ha dues aproximacions comunes per la descripció cinètica d'un plasma. Un es basa a representar la funció de distribució contínua en un reixat en velocitat i posició. L'altre, conegut com la tècnica partícula-dins-cèl·la (PIC), inclou informació cinètica seguint les trajectòries d'un gran nombre de partícules individuals. Els models cinètics generalment requereixen més intensitat de càlcul que els models de fluids. L'equació de Vlasov es pot fer servir per descriure la dinàmica d'un sistema de partícules carregades que interaccionen amb un camp electromagnètic. En plasmes magnetitzats, un enfocament girocinètic pot reduir substancialment el cost computacional d'una simulació purament cinètica.

Fenòmens de plasma complexos[modifica | modifica el codi]

Fitxer:Main tycho remnant full.jpg
El romanent de la "Supernova de Tycho", una bola enorme de plasma en expansió. La closca exterior blava sorgeix de l'emissió de raig X per electrons d'alta velocitat.

Encara que les equacions subjacents que governen els plasmes són relativament simples, el comportament del plasma és extraordinàriament variat i subtil: l'emergència de comportament inesperat a partir d'un model simple és un tret típic dels sistemes complexos. Tals sistemes són en cert sentit en el límit entre el comportament ordenat i el desordenat, i normalment no es poden descriure per funcions simples, funcions matemàtiques contínuament derivables, o per l'aleatorietat pura. La formació espontània de trets espacials interessants en una gamma àmplia d'escales de llargada és una manifestació de la complexitat del plasma. Les característiques són interessants, per exemple, perquè són molt sobtades, espacialment intermitents (la distància entre característiques és molt més gran que les mateixes característiques), o tenen una forma de fractal. Moltes d'aquestes característiques es van estudiar primer al laboratori, i s'han reconegut posteriorment per tot l'univers. Exemples de complexitat i estructures complexes en plasmes inclouen:

Filamentació[modifica | modifica el codi]

En molts plasmes s'observen estructures estirades o de tipus corda,[12] com la bola de plasma (imatge de damunt), l'aurora,[13] els llampecs,[14] els arcs elèctrics, les erupcions solars,[15] i els romanents de supernova.[16] S'associen de vegades amb grans densitats de coorent, i la interacció amb el camp magnètic poden formar una estructura de corda magnètica.[17] (Vegeu també esclafament magnètic)

La Filamentació també es refereix a l'autoenfocament d'un pols làser d'alta potència. A altes potències, la part no lineal de l'índex de refracció esdevé important i provoca un índex més alt de refracció en el centre del raig làser, on el làser és més brillant que a les vores, que provoca una resposta que fins i tot centra més el làser. El làser centrat més estret té una brillantor de pic més alta (irradiància) que forma un plasma. El plasma té un índex de refracció més baix que u, i provoca un desenfocament del raig làser. La interacció de l'índex de refracció d'enfocament, i el plasma que desenfoca provoca la formació d'un filament llarg de plasma que potn ser de micres a quilòmetres en llarg.[18]

Xocs o dobles capes[modifica | modifica el codi]

Les propietats del plasma canvien ràpidament (dins d'unes quantes longituds de Debye) al llarg d'una superfície bidimensional en presència d'un xoc (en moviment) o d'una doble capa (estacionaria). Les dobles capes impliquen una separació de càrrega localitzada, que provoca una diferència de potencial gran a través de la capa, però no genera un camp elèctric a l'exterior de la capa. Les dobles capes separen regions de plasma adjacents amb característiques físiques diferents, i es troben sovint en plasmes que transporten corrent elèctric. Acceleren tant ions com electrons.

Camps elèctrics i circuits[modifica | modifica el codi]

La Quasineutralitat d'un plasma exigeix que els corrents elèctriques del plasma es tanquin sobre si mateixes en circuits elèctrics. Aquests circuits segueixen les lleis de Kirchhoff, i posseeixen una resistència elèctrica i una inductància. Aquests circuits s'han de tractar generalment com un sistema fortament acoblat, amb el comportament a cada regió de plasma dependent del circuit sencer. És aquest acoblament fort entre elements del sistema, juntament amb la no linealitat, el que pot conduir a comportament complex. Els circuits elèctrics en els plasmes emmagatzemen energia inductiva (magnètica), i el circuit s'interromp, per exemple, per una inestabilitat del plasma, l'energia inductiva s'alliberara en fora d'escalfament del plasma i d'acceleració. Aquesta és una explicació comuna per l'escalfament que té lloc a la corona solar. Els corrents elèctrics, i en particular els corrents elèctrics aliniats per camps magnètics (que de vegades s'anomenen de forma genèrica "Corrents de Birkeland") també s'observen en l'aurora de la Terra, i en filaments de plasma.

Estructura cel·lular[modifica | modifica el codi]

Làmines primes amb canvis sobtats de les propietats del plasma al travessar la làmina poden separar regions del plasma amb propietats diferents com magnetització, densitat, i temperatura, donant lloc a un conjunt de regions en forma de cèl·lules. Els exemples inclouen la magnetosfera, l'heliosfera, i làmina de corrent heliosfèrica. Hannes Alfvén va escriure: "Des del punt de vista cosmològic, la nova descoberta més important en recerca espacial probablement és l'estructura cel·lular de l'espai. Com s'ha vist a totes les regions de l'espai que són accessibles a mesures in situ, hi ha un cert nombre de 'parets cel·lulars', làmines de corrents elèctrics, que divideixen l'espai en compartiments amb diferent magnetització, temperatura, densitat, etc. ."[19]

Velocitat de ionització crítica[modifica | modifica el codi]

La velocitat de ionització crítica és la velocitat relativa entre un plasma ionitzat (magnetitzat) i un gas neutre sobre els quals té lloc un procés de ionització sobtat. El procés de ionització crític és un mecanisme bastant general per la conversió de l'energia cinètica d'un gas que flueix a ràpidament en energia de ionització i energia tèrmica del plasma. Els fenòmens crítics en general són típics de sistemes complexos, i poden conduir a característiques espacials o temporals amb sobtades.

Plasma ultrafred[modifica | modifica el codi]

És possible crear plasmes ultrafreds, fent servir làsers per atrapar i refredar àtoms neutres a temperatures d'1 mK o inferiors. Llavors un altre làser ionitza els àtoms donant prou energia només a cada un dels electrons més externs per que eviti l'atracció elèctrica del seu ió de pare.

El punt clau sobre plasmes ultrafreds és que manipulant els àtoms amb làsers, l'energia cinètica dels electrons alliberats es pot controlar. Fent servir làsers polsants estàndards, l'energia dels electrons es pot fer correspondre a una temperatura de tan baixa com 0.1 K,­ un conjunt límit per l'amplada de banda de freqüència dels làsers polsants. Els ions, tanmateix, retenen les temperatures mil·likelvin dels àtoms neutres. Aquest tipus de plasma ultrafred no en equilibri evoluciona ràpidament, i moltes qüestions fonamentals sobre el seu comportament romanen sense resposta. Els experiments duts a terme fins ara han mostrat dinàmiques sorprenents i comportament de recombinació que estan prement els límits del coneixement de la física de plasmes. Un dels estats metastables de plasma fortament no ideal és la matèria de Rydberg que es forma amb la condensació d'àtoms excitats.

Plasma no neutre[modifica | modifica el codi]

La intensitat i l'abast de la força elèctrica i la bona conductivitat dels plasmes normalment asseguren que la densitat de càrregues positives i negatives a qualsevol regió gran sigui igual ("quasineutralitat"). Un plasma que té un excés significatiu de densitat de càrrega o que està, en el cas extrem, compost només d'una espècie, s'anomena un plasma no neutre. En tal plasma, els camps elèctrics juguen un paper dominant. Exemples són dolls de partícules carregades, núvols d'electrons tancats en una trampa de Penning, i plasmes de positrons.[20]

Plasma polsegós i plasma granular[modifica | modifica el codi]

Un plasma polsegós és el que conté partícules de pols minúscules carregades (normalment es troba a lespai) que també es comporten com un plasma. Un plasma que conté partícules més grans s'anomena un plasma granular.

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. S'ha manifestat sovint que més d'un 99% de l'univers és plasma. Vegeu, per exemple, D. A. Gurnett, A. Bhattacharjee, Introduction to Plasma Physics: With Space and Laboratory Applications (2005) (Pàgina 2) i també K Scherer, H Fichtner, B Heber, "Space Weather: The Physics Behind a Slogan" (2005) (Pàgina 138). Essencialment tota la llum visible de l'espai ve d'estrelles, que són plasmes a una temperatura tal que emeten intensament a longituds d'ona visibles. La majoria de la matèria corrent (o bariònica) de l'univers, tanmateix, es troba al medi intergalàctic, que és també un plasma, però molt més calent, de manera que emet principalment raigs X. El consens científic actual és que aproximadament un 96% de la densitat d'energia total en l'univers no és ni plasma ni altra forma de matèria corrent, sinó una combinació de matèria fosca freda i energia fosca.
  2. Font de plasma Source, nota de premsa: EL vent Solar aboca part de l'atmosfera terrestre a l'espai
  3. R. O. Dendy, Plasma Dynamics.
  4. Hillary Walter, Michelle Cooper, Illustrated Dictionary of Physics
  5. Daniel Hastings, Henry Garrett, Spacecraft-Environment Interactions
  6. After Peratt, A. L., "Advances in Numerical Modeling of Astrophysical and Space Plasmas" (1966) Astrophysics and Space Science, v. 242, Issue 1/2, p. 93-163.
  7. Vegeu The Nonneutral Plasma Group a la Universitat de California, San Diego
  8. See Flashes in the Sky: Earth's Gamma-Ray Bursts Triggered by Lightning
  9. Richard Fitzpatrick, Introduction to Plasma Physics, Magnetized plasmas
  10. Hong, Alice. «Dielectric Strength of Air». The Physics Factbook, 2000.
  11. See Evolution of the Solar System, 1976)
  12. Dickel, J. R., "The Filaments in Supernova Remnants: Sheets, Strings, Ribbons, or?" (1990) Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 22, p.832
  13. Grydeland, T., et al., "Interferometric observations of filamentary structures associated with plasma instability in the auroral ionosphere" (2003) Geophysical Research Letters, Volume 30, Issue 6, pp. 71-1
  14. Moss, Gregory D., et al., "Monte Carlo model for analysis of thermal runaway electrons in streamer tips in transient luminous events and streamer zones of lightning leaders" (2006) Journal of Geophysical Research, Volume 111, Issue A2, CiteID A02307
  15. Doherty, Lowell R., "Filamentary Structure in Solar Prominences." (1965) Astrophysical Journal, vol. 141, p.251
  16. Hubble views the Crab Nebula M1: The Crab Nebula Filaments
  17. Zhang, Yan-An, et al., "A rope-shaped solar filament and a IIIb flare" (2002) Chinese Astronomy and Astrophysics, Volume 26, Issue 4, p. 442-450
  18. S. L. Chin, "[1]" "Journal of the Korean Physical Society", Vol. 49, No. 1, July 2006, pp. 281 ∼285
  19. Hannes Alfvén, Cosmic Plasma (1981) See section VI.13.1. Cellular Structure of Space.
  20. R. G. Greaves, M. D. Tinkle, and C. M. Surko, "Creation and uses of positron plasmas", Physics of Plasmas -- May 1994 -- Volume 1, Issue 5, pp. 1439-1446

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Plasma (estat de la matèria) Modifica l'enllaç a Wikidata