Vikipeedia

Plasma

 See artikkel räägib ioniseerunud gaasist; teiste tähenduste kohta vaata lehekülge Plasma (täpsustus).

Füüsikas ja keemias tähendab plasma agregaatolekut, mis sarnaneb gaasiga, kuid kus teatud hulk osakestest on ioniseeritud. Ionisatsiooni toimumiseks on osakesele vaja anda energiahulk, mis on suurem antud osakese ionisatsioonienergiast. Ioniseerimata gaasi ja kergelt ioniseeritud gaasi käitumise määravad valdavalt gaasi osakeste binaarsed (kahe osakese vahelised) põrked. Kui gaasi ionisatsiooniaste on piisavalt kõrge, hakkavad selle käitumist olulisel määral mõjutama elektrodünaamilised ja magnethüdrodünaamilised efektid. Teatud piirist loetakse sellist aine olekut plasmaks.

Plasmakera on illustratsiooniks mõnedele keerulisematele plasmanähtustele, nagu filamentide teke. Nähtav kiirgus on põhjustatud neutraalsete aatomite ja ioonide põrkumisel elektronidega tekkinud ergastuste relaksatsioonist. Neis protsessides kiiratava valguse spekter on igal aatomil ja ioonil spetsiifiline ning selle spektri mõõtmine võimaldab kindlaks määrata, millistest elementidest plasma koosneb

Plasmal leidub tahkiste, vedelike ja gaasidega võrreldes võrdlemisi erinevaid omadusi, mistõttu loetakse teda eraldiseisvaks agregaatolekuks (aine neljandaks olekuks). Erinevalt gaasilisest olekust võib plasma magnetvälja olemasolul moodustada struktuure, nagu näiteks filamendid, joad ja kaksikkihid. Plasma on universumis tavaaine kõige levinum agregaatolek, millest enamik eksisteerib hõreda galaktikatevahelise plasmana ja tähtedes.

Plasma omadused ja parameetrid muuda

 
Kunstniku ettekujutus Maa "plasmafontäänist", mis näitab hapniku, heeliumi ja vesiniku ioone, mis purskuvad Maa pooluste lähedalt kosmosesse. Õrnalt kollane ala põhjapoolusest ülalpool tähistab Maalt kosmosesse kaduvat gaasi; roheline ala tähendab virmalisi, kus plasma energia siseneb tagasi atmosfääri[1]

Plasma definitsioon muuda

Sageli defineeritakse plasmat kui ioniseeritud gaasi, mis on peaaegu elektriliselt neutraalne (laeng on võrdne nulliga või väga väike) ning mis koosneb märkimisväärsel hulgal elektriliselt laetud osakestest, mis on suutelised muutma kogu süsteemi elektrilisi omadusi ja käitumist.[2] On oluline märkida, et need osakesed ei ole "vabad". Laengute liikudes tekitavad nad elektrivoolu, mis tekitab omakorda magnetvälja, mille kaudu osakesed mõjutavad teineteist. See juhib omakorda nende kollektiivset käitumist suure arvu vabadusastmetega.[3][4] Plasmat defineeritakse ka järgmiste kriteeriumite abil (kui aine olek vastab nendele kriteeriumitele, on tegemist plasmaga):[5][6]

  1. Plasmalähendus – laetud osakesed peavad olema üksteisele küllalt ligidal, nii et üksnes kõige lähema osakesega interakteerumise asemel mõjutab iga osake mitut teist ligidal asuvat ühtaegu (taolised kollektiivsed nähtused ongi plasma eripäraks). Plasmalähendus peab paika, kui laengukandjate arv konkreetse osakese mõjuraadiuse (ehk Debye kauguse,[nb 1] mis moodustab "Debye kera")[7] ulatuses ühest suurem, et eksisteeriks laetud osakeste kollektiivne käitumine. Debye sfääri jääv keskmine osakeste arv on määratud plasma parameetriga "Λ" (suur kreeka täht lambda).
  2. Põhiosa interaktsioonid – Debye kaugus (defineeritud ülal) on plasma lineaarmõõtmetega võrreldes väike. Selle kriteeriumi tähendus on, et plasma põhiosa interaktsioonid omavad servadel toimuvatest, kus ilmnevad äärenähtused, suuremat tähtsust. Kui see tingimus on täidetud, on plasma kvaasineutraalne.
  3. Plasmasagedus – elektronide plasmasagedus (mis mõõdab elektronide laengutiheduse kiireid võnkumisi ehk plasmavõnkumisi[nb 2])[8] on elektron-neutraalne põrkesagedusega (mis mõõdab elektronide ja neutraalsete osakeste põrgete sagedust) võrreldes suur. Kui see tingimus on täidetud, on elektrostaatilised interaktsioonid gaaside tavaliste kineetikaprotsessidega võrreldes domineerivad.

Plasma füüsikaliste parameetrite ulatus muuda

Plasma parameetrid võivad omada väärtusi mitmes suurusjärgus, kuid vaatamata sellele on suurusjärkudes erinevate parameetritega plasmade käitumine sarnane. Järgnev tabel käsitleb klassikalisi atomaarseid plasmasid ning jätab välja eksootilisemad kvantplasmad, näiteks kvark-gluuonplasmad.

 
Plasmade ulatus. Elektronide kontsentratsioon kasvab vertikaalsuunas alt üles, temperatuur kasvab horisontaalsuunas vasakult paremale. Vabu elektrone metallis võib lugeda elektronplasmaks[9]
Tüüpilised plasmade füüsikaliste parameetrite vahemikud suurusjärkudes
Füüsikaline suurus Maised plasmad Kosmilised plasmad
Lineaarmõõtmed
meetrites 		10−6 m (laboratoorsed plasmad) kuni
10² m (välk) (~8 suurusjärku) 		10−6 m (kosmoselaevade varjestus) kuni
1025 m (galaktikatevahelised udukogud) (~31 suurusjärku)
Eluiga
sekundites 		10−12 s (laseriga produtseeritud plasma) kuni
107 s (fluorestsentsvalgustid) (~19 suurusjärku) 		101 s (Päikese protuberantsid) kuni
1017 s (galaktikatevaheline plasma) (~16 suurusjärku)
Tihedus
osakest
kuupmeetri kohta 		107 m−3 kuni
1032 m−3 (inertial confinement plasma) 		1 m−3 (galaktikatevaheline keskkond) kuni
1030 m−3 (tähtede tuumad)
Temperatuur
kelvinites 		~0 K (kristalliline mitteneutraalne plasma[10]) kuni
108 K (magnetic fusion plasma) 		10² K (virmalised) to
107 K (tähtede tuumad)
Magnetvälja tugevus
teslades 		10−4 T (laboratoorsed plasmad) to
103 T (pulsed-power plasma) 		10−12 T (galaktikatevaheline keskkond) to
1011 T (neutrontähtede ligiduses)

Ionisatsiooniaste muuda

Plasma eksisteerimiseks on tarvis ionisatsiooni olemasolu. Mõiste "plasma tihedus" all mõeldakse tavaliselt elektronide tihedust: vabade elektronide arvu ruumalaühiku kohta. Plasma ionisatsiooniaste on elektrone kaotanud (või juurde saanud) aatomite suhtarv ning on määratud eelkõige temperatuuriga. Isegi osaliselt ioniseeritud gaas, kus vaid 1% osakestest on ioniseeritud, võib omada plasmale iseloomulikke jooni (näiteks reageerimine magnetväljadele ja suur elektrijuhtivus).

Gaasi ioniseeritust väljendab ionisatsiooniaste, mis defineeritakse järgmiselt: : , kus   on ioonide arvuline tihedus (kontsentratsioon) ja   on aatomite arvuline tihedus. Elektronide tihedus on selle suurusega seotud keskmise ioonide laenguoleku   kaudu:  , kus   on elektronide arvuline tihedus.

Ioniseerimata gaasis ja väga kergelt ioniseeritud gaasis määravad osakestevahelise käitumise valdavalt Londoni dispersioonijõud, mis on üks kolmest Van der Waalsi jõududest. Londoni dispersioonijõu avaldises on interaktsioonienergia   võrdeline osakestevahelise kaugusega   järgmiselt:

 .

Seevastu kõrgelt ioniseeritud gaasis kirjeldab osakesetevahelist vastastikmõju Coulombi seadus, kus vastastikmõju energia   ja osakestevaheline kaugus   on seotud järgmiselt:

 .

Ehk kokkuvõtvalt väheneb Van der Waalsi jõudude mõjuraadius tunduvalt kiiremini kui Coulombi jõu mõjuraadius. Seega asub Van der Waalsi jõu efektiivses mõjuraadiuses mitu suurusjärku vähem osakesi kui Coulombi jõu efektiivses mõjuraadiuses. Seetõttu eksisteerivad kõrgelt ioniseeritud gaasis ja plasmas, kus kuloniline jõud on määrav, osakesetevahelised kollektiivsed efektid, ehk üks osake mõjutab oma käitumisega paljusid teisi ja vastupidi.

Temperatuurid muuda

Plasma temperatuuri mõõdetakse enamasti kelvinites või elektronvoltides ning on – mitteformaalselt – soojusliku kineetilise energia mõõduks osakese kohta. Ionisatsiooni alal hoidmiseks on tavaliselt vaja väga kõrgeid temperatuure, mis on üheks plasmat eristavaks omaduseks. Plasma ionisatsiooniaste on määratud "elektrontemperatuuri" ja ionisatsioonienergia suhtega (ning nõrgemalt tihedusega). Seda seost nimetatakse Saha võrrandiks. Madalatel temperatuuridel kipuvad ioonid ja elektronid rekombineeruma aatomiteks[11] ja plasma muutub pikapeale gaasiks.

Enamikul juhtudel on elektronid küllalt ligidal soojuslikule tasakaalule, nii et nende temperatuur on küllalt hästi defineeritud, isegi kui eksisteerib oluline kõrvalekalle Maxwelli energiajaotusfunktsioonist näiteks UV-kiirguse, energiliste osakeste või tugevate elektriväljade tõttu. Suurest massierinevusest tulenevalt jõuavad elektronid soojusliku tasakaaluni palju kiiremini omavahel kui ioonide või neutraalsete aatomitega. Järelikult võib ioontemperatuur olla väga erinev (tavaliselt madalam) elektrontemperatuurist. See on eriti tüüpiline nõrgalt ioniseeritud tehniliste plasmade jaoks, kus ioonid on tihti toatemperatuuril.

Sõltuvalt elektronide, ioonide ja neutraalsete osakeste temperatuuride vahekorrast liigitatakse plasmasid termilisteks ja mittetermilisteks. Termilistes plasmades omavad elektronid ja rasked osakesed sama temperatuuri, st nad on omavahel soojuslikus tasakaalus. Mittetermilistes plasmades on seevastu ioonid ja neutraalsed osakesed palju madalamal temperatuuril (tavaliselt toatemperatuuri), samas kui elektronid on palju "kuumemad".

Plasmat nimetatakse mõnikord "kuumaks", kui ta on peaaegu täielikult ioniseeritud, või "külmaks", kui vaid väike murdosa (näiteks 1%) gaasi molekulidest on ioniseeritud, kuid leidub ka teisi levinud definitsioone. Isegi "külmas" plasmas on elektronide temperatuur siiski mitu tuhat Celsiuse kraadi. Tehnilistes rakendustes kasutatavad plasmad on tavaliselt "külmad" eelmainitud tähenduses.

Potentsiaalid muuda

 
Äike on näide Maa pinnal esinevast plasmast. Tüüpiliselt tekib äikese 100 miljoni voldise pinge juures 30 000-amprine vool ning samaaegselt kiiratakse valgust, raadiolaineid, röntgeni- ja isegi gammakiirgust.[12] Plasma temperatuurid äikeses võivad ulatuda u 28 000 kelvinini ja elektronide tihedus võib olla suurem kui 1024 m−3

Kuna plasmad on väga head elektrijuhid, omavad elektrilised potentsiaalid suurt tähtsust. Keskmistatud laetud osakeste vahel leiduvat potentsiaali, sõltumata, kas ja kuidas on seda võimalik mõõta, nimetatakse plasma potentsiaaliks või ruumipotentsiaaliks. Kui plasmasse sisestada elektrood, on selle potentsiaal märkimisväärselt madalam plasma potentsiaalist Debye varjestuse nimelise nähtuse tõttu. Plasmade hea elektrijuhtivuse tõttu on nende elektriväljad väga väikesed. Sellest tuleneb oluline kvaasineutraalsuse mõiste, mis ütleb, et negatiivsete laengute tihedus on suurte ruumalade peale ligikaudne võrdne positiivsete laengute tihedusega (ne = <Z>ni), kuid Debye kauguse piires ei pruugi laengud olla tasakaalus. Erijuhul, kui moodustuvad kaksikkihid, võivad erinimelised laengud olla eraldatud kümnete Debye kauguste jagu.

Potentsiaalide ja elektriväljade suuruse määramiseks peab kasutama muud viisi kui lihtsalt summaarse laengutiheduse leidmine. Tihti näiteks tehakse eeldus, et elektronid rahuldavad Boltzmanni seost:

 .

Seda seost diferentseerides saadakse viis laengutiheduse kaudu elektrivälja arvutamiseks:

 .

On võimalik tekitada plasmasid, mis pole kvaasineutraalsed. Näiteks sisaldab elektronide kiir vaid negatiivseid laenguid. Mitteneutraalsete plasmade tihedus peab olema üldjuhul väga väike, sest muidu hajuks plasma tõukuvate elektrostaatiliste jõudude tõttu laiali.

Astrofüüsilistes plasmades ei suuda elektriväljad plasmat üle suurte kauguste (suuremad Debye kaugusest) elektrivälja ekraneerimise tõttu otse mõjutada. Siiski põhjustab laetud osakeste olemasolu plasma tekke. See plasma allub ka magnetväljade toimele. Eelneva tõttu saavad võimalikuks väga komplitseeritud nähtused nagu kaksikkihtide teke (objektid, kus laengute eraldatus on mõnikümmend Debye kaugust).

Magnetiseerimine muuda

Plasmat, mis omab laetud osakeste mõjutamiseks piisavalt tugevat magnetvälja, nimetatakse magnetiseerituks. Tavaliseks kvantitatiivseks kriteeriumiks on, et osake jõuab enne põrget teha keskmiselt ühe tiiru ümber magnetvälja jõujoone:

ωce/νcoll > 1,

kus ωce on elektroni güromagnetiline sagedus [nb 3].[13] ja νcoll on elektronide kokkupõrkesagedus. Tihti juhtub, et elektronid on magnetiseerunud, kuid ioonid mitte. Magnetiseerunud plasmad on anisotroopsed: plasma omadused on magnetväljaga piki- ja ristsuunas erinevad. Kuigi plasmas asuvad elektriväljad on suure elektrijuhtivuse tõttu tavaliselt väikesed, on magnetväljas liikuva plasma elektrivälja võrrandiks

E = −v × B

(kus E on elektriväli, v kiirus ja B magnetiline induktsioon) ning Debye ekraneerimine ei mõjuta plasmat.[14]

Plasma- ja gaasioleku võrdlus muuda

Plasmat nimetatakse tihti aine neljandaks olekuks ning see erineb teistest väiksema energiaga agregaatolekutest (tahke, vedel ja gaasiline). Kuigi plasma on tihedalt seotud gaasiolekuga (kumbki ei oma kindlat kuju ega ruumala), erinevad nad mitmel viisil, kaasa arvatud järgmiselt:

Omadus Gaas Plasma
Elektrijuhtivus Väga väike – õhk on suurepärane isolaator kuni elektrivälja tugevuseni 30 kilovolti sentimeetri kohta, millest suurematel tugevustel tekib gaaslahendus ja muututakse plasmaks.[15] Tavaliselt väga suur – paljudel juhtudel võib lugeda elektrijuhtivuse lõpmatult suureks.
Iseseisvate komponendiliikide arv Üks – kõik gaasiosakesed käituvad ühtmoodi, olles mõjutatud gravitatsioonist ja omavahelistest kokkupõrgetest. Kaks või kolm – elektronid, ioonid, prootonid ja neutronid eristuvad oma elektrilaengute poolest, nii et nad käituvad paljudel juhtudel iseseisvalt, omades erinevaid kollektiivseid kiirusi ja temperatuure, mis võimaldavad tekkida nähtustel nagu uut sorti plasmalained ja ebastabiilsused.
Kiiruste jaotused Maxwelli – kokkupõrked viivad tavaliselt Maxwelli-Boltzmanni kiirusjaotuseni kõikide gaasiosakeste jaoks, väga väikese arvu suhteliselt kiirete osakestega. Tihti mitte Maxwelli – interaktsioonid põrgete kaudu on kuumades plasmades sageli nõrgad ja väline survestamine võib viia plasma lokaalsest tasakaaluasendist kaugele ning tekitada märkimisväärse osa ebaharilikult kiireid osakesi.
Interaktsioonid Binaarsed – kaheosakeselised põrked on valdavad, kolme keha põrked on väga haruldased. Kollektiivsed – lained (ehk plasma korrapärane liikumine) on väga olulised, sest osakesed võivad mõjutada teineteist elektri- ja magnetväljade vahendusel üle suurte kauguste.

Plasmaolek ja muud aine olekud muuda

 
Joonis 1. Faasisiirete skeem

Aine plasmaolek erineb märkimisväärselt ülejäänud kolmest olekust selle poolest, et ei ole võimalikud otsesed faasiüleminekud energeetiliselt kaugemate olekute vahel ehk aine ei saa siirduda otse tahkest või vedelast olekust plasmaolekusse ja vastupidi.

Plasmaolek on energeetiliselt kõige kõrgem aine olek, st isoleeritud süsteemi koguenergia on kõige suurem, kui antud süsteem on plasmaolekus (vt joonis 1). Sama järeldub faasisiireteks vaja minevatest või nendel eralduvatest energiahulkadest. Näiteks argooni sulamissoojus on 1,18 kJ/mol, aurustumissoojus 6,43 kJ/mol ja ionisatsioonienergia 1520 kJ/mol (ühekordsel ionisatsioonil), seega 1 mooli argooni tahkest olekust vedelasse viimiseks kulub ligikaudu 1300 korda vähem energiat kui sama koguse gaasilise argooni viimiseks plasmaolekusse. Kuna plasma tekitamiseks kulub suhteliselt palju energiat, on plasmaolekus ainet maapealsetes tingimustes suhteliselt vähe. Ometi on terve universumi lõikes plasma kõige levinum agregaatolek. See on võimalik mitmel põhjusel. Tähtedes tagab kõrge temperatuur pideva fusiooni toimumise ja tähe suurest massist tingitud gravitatsioon kõrge rõhu, mistõttu on aine tähtedes plasmaolekus. Teisalt moodustab tähtede ja galaktikate vaheline keskkond universumist väga suure osa ning on väga hõre, mistõttu ei ole ioniseeritud osakestel võimalik kergesti rekombineeruda.

Plasma karakteristikud muuda

Kvaasineutraalsus muuda

Positiivsete ja negatiivsete laengute kontsentratsioonid peavad olema ligikaudu võrdsed. Sellest tulenevalt on plasma summaarne laeng ligikaudu võrdne nulliga:

 ,

kus   on elementaarlaeng,   on elektronide kontsentratsioon ja   ioonide kontsentratsioon.

Ionisatsiooniaste muuda

Plasma ionisatsiooniaste väljendab ioniseeritud aatomite suhtarvu neutraalsetesse aatomitesse ning sõltub suuresti plasma temperatuurist. Ioniseeritud gaas, mille ionisatsiooniaste on 0,01% ehk  , võib omada juba plasmale iseloomulikke omadusi.

Debye raadius muuda

Plasma lineaarmõõtmed peavad olema Debye raadiusest märkimisväärselt suuremad. Kui see tingimus on täidetud, saab kehtida ka kvaasineutraalsus, sest Debye raadiuse ulatuses on võimalik rikkuda lokaalset kvaasineutraalsust välise elektrivälja mõjul. Päikese tuumas on Debye pikkus suurusjärgus   m ja galaktikatevaheliseses plasmas   m. Seega peavad väga erinevate parameetritega (eelkõige elektronide kontsentratsioon ja nende temperatuur) plasmad olema ka väga erinevate minimaalsete lineaarmõõtmetega. Debye pikkus kirjeldab ka plasma ekraneerimisulatust, ehk distantsi, millest edasi plasma sisse välise elektrivälja mõju ei kandu. Debye raadiuse saab avaldada järgmiselt:

 ,

kus

λD on Debye raadius (pikkus),
ε0 on vaakumi dielektriline läbitavus,
kB on Boltzmanni konstant,
qe elementaarlaeng,
Teon elektronide temperatuur,
ne elektronide kontsentratsioon.

Plasmasagedus muuda

Plasmasagedus, mis väljendab plasma laengutiheduse fluktueerumist ehk kulonilisest jõust tingitud võnkumisi, peab olema tunduvalt suurem mittekuloniliste võnkumiste sagedusest (elektronide ja neutraalsete aatomite põrgetest). Ehk teisiti öeldes peab elektron-neutraalide põrgete ristlõige olema palju väiksem kui elektron-ioonide põrgete ristlõige:

 ,

kus   on elektron-neutraalide põrgete ristlõige ja   on elektron-ioonide põrgete ristlõige.

Levinud plasmad muuda

 
Kosmosesüstiku Atlantis Maa atmosfääri taassisenemisel jäetud plasmajälg, nagu seda võis näha rahvusvahelisest kosmosejaamast (ISS)

Plasma on vaieldamatult kõige levinum agregaatolek universumis, nii massi kui ka ruumala poolest.[16] Kõik tähed koosnevad plasmast ning isegi tähtedevaheline ruum on täidetud plasmaga, ehkki väga hõredaga. Meie Päikesesüsteemis haarab planeet Jupiter enda alla kõige suurema osa mitteplasmat: vaid 0,1% massist ja 10−15% ruumalast Pluuto orbiidi piiridesse jäävas süsteemi osas. Väga väikesed plasmaterad gaasilises plasmas korjavad enda külge ka summaarse negatiivse laengu, mille tulemusena nad käituvad kui väga raske ioonne komponent.

Levinud plasma vormid
Tehislikku päritolu Maised plasmad Kosmilised ja astrofüüsilised plasmad
Plasmade karakteristikud[18]
PlasmaElektronide kontsentratsioon
ne(m−3)		Elektronide temperatuur
T(K)		Magnetiline induktsioon
B(T)		Debye raadius
λD(m)
Päikese tuum1032107--10−11
Tokamak10201081010−4
Gaaslahendus1016104--10−4
Ionosfäär101210310−510−3
Magnetosfäär10710710−810²
Päikesetuul10610510−910
Tähtedevaheline keskkond10510410−1010
Galaktikatevaheline keskkond1106--105

Keerulisemad plasmanähtused muuda

 
Tycho supernoova jäänuk: suur ja paisuv plasmakera. Väline, sinine kiht märgib kiirete elektronide tekitatud röntgenikiirgust

Vaatamata plasma käitumist juhtivate alusvõrrandite suhtelisele lihtsusele, võib see olla erakordselt varieeruv ja peen: lihtsast mudelist ootamatu käitumise ilmumine on komplekssüsteemidele omane. Taolised süsteemid asuvad mõnes mõttes korrastatud ja korrastamata käitumise piiril ning pole tavaliselt lihtsate ja siledate matemaatiliste funktsioonidega ega ka puhta juhuslikkusega kirjeldatavad. Huvitavate ruumiliste omaduste spontaanne teke laial pikkuste skaalal on üheks plasma komplekssuse ilminguks. Need ruumilised omadused võivad olla huvitavad näiteks oma suure teravuse, katkendlikkuse või fraktaalse vormi poolest. Paljusid neist uuriti esmalt laboratooriumis ja märgati hiljem ka leiduvat universumis. Plasma keerukuse ja komplekssete süsteemide näideteks on:

Filamentide teke muuda

Viirud (inglise striations) või niidilaadsed struktuurid[19] esinevad mitmetes plasmades, näiteks plasmakerades, virmalistes,[20] välgus,[21] kaarlahendustes, protuberantsides[22] ja supernoovade jäänukites.[23] Nad on mõnikord seotud suurte voolutihedustega, ning vastasmõju magnetväljaga võib tekitada magnetnööriks (inglise magnetic rope) nimetatavaid struktuure.[24] Atmosfäärirõhul suure võimsusega mikrolainete toimel tekkinud läbilöök toob samuti kaasa filamendiliste struktuuride tekke.[25]

Löögid ja kaksikkihid muuda

Plasma omadused võivad muutuda kiiresti (mõne Debye kauguse piires) kahemõõtmelise lehe ulatuses (liikuvate) löökide (inglise shocks) või (statsionaarsete) kaksikkihtide olemasolul. Kaksikkihtidega kaasnevad lokaalsed laengute eraldumised, mis põhjustavad kihi ulatuses suure potentsiaalide vahe, kuid ei tekita kihist väljaspool elektrivälja. Kaksikkihid eraldavad külgnevaid erinevate füüsiliste karakteristikutega plasmaregioone ning leiduvad tihti voolu kandvas plasmas. Nad kiirendavad nii ioone kui ka elektrone.

Elektriväljad ja vooluringid muuda

Plasma kvaasineutraalsus nõuab, et elektrilistes vooluringides plasmavoolud sulgeksid end. Sellised vooluringid järgivad Kirchhoffi seadusi ja omavad takistust ning induktiivsust. Neid vooluringe peab üldiselt käsitlema kui tugevalt ühendatud süsteemi, kus iga plasmaregiooni käitumine sõltub kogu vooluringist. Taoline tugev ühendatus ja mittelineaarsus võivadki tekitada plasma kompleksset käitumist. Vooluringid plasmas hoiavad endas induktiivset (magnetilist) energiat ning vooluringi segamise korral, näiteks plasma ebastabiilsuse tõttu, vabaneb see energia soojuse ja kiirendusena. See ongi levinud põhjenduseks päikesekoroonades (ingl solar corona) toimuvale soojenemisele. Elektrivoolude, või konkreetsemalt magnetväljasuunaliste voolude (mida mõnikord nimetatakse üldiselt Bireklandi vooludeks), olemasolu on täheldatud ka virmalistes ning plasmafilamentides.

Kärgstruktuur muuda

Järskude gradientidega kitsad lehed võivad eraldada erinevate omadustega (nagu magneetumus, tihedus ja temperatuur) piirkondi, põhjustades kärjelaadsete struktuuride tekke. Selle näiteid leiab magnetosfäärist, heliosfäärist ja heliosfääri current sheet'ist. Hannes Alfvén kirjutas: "Kosmoloogilisest vaatepunktist on kõige olulisemaks uueks avastuseks kosmoseuuringutes arvatavasti ruumi kärgstruktuur. Nagu on igas in situ mõõdetavas piirkonnas nähtud, eksisteerib hulk "kärjeseinu", elektrivoolu lehti, mis jagavad ruumi erineva magneetumuse, temperatuuri, tihedusega jne. sektsioonideks."[26]

Kriitiline ionisatsioonikiirus muuda

Kriitiline ionisatsioonikiirus on ioniseeritud plasma ja neutraalse gaasi vaheline suhteline kiirus, millest suurematel kiirustel toimub pidurdamatu ionisatsiooniprotsess. Kriitiline ionisatsiooniprotsess on üsna üldine mehhanism kiirelt voolava gaasi kineetilise energia ionisatsiooni- ja plasma soojusenergiaks teisendamiseks. Kriitilised nähtused on üleüldse komplekssüsteemidele tüüpilised ning võivad viia järskude ajaliste ja ruumiliste omaduste tekkeni.

Ülikülm plasma muuda

Ülikülmi plasmasid (inglise ultracold plasmas) tekitatakse magneto-optilises lõksus (inglise magneto-optical trap, MOT), lõksustades ja jahutades neutraalseid aatomeid temperatuurideni 1 millikelvin ja väiksemad ning seejärel kasutades laserit aatomite ioniseerimiseks.

Üheks ülikülmade plasmade eeliseks on nende hästi teadaolevad ja häälestatavad algtingimused, kaasa arvatud suurus ja elektronide temperatuur. Reguleerides ioniseeriva laseri lainepikkust on võimalik vabastatud elektronide kineetilist energiat häälestada kuni 0,1 kelvinini, piir mis on määratud laseri impulsi sagedusriba laiusega. Ioonid pärivad neutraalsete aatomite millikelvinilised temperatuurid, kuid soojenevad kähku disorder induced heating'uks (DIH) nimetatava protsessi kaudu. Seda sorti mittetasakaaluline ülikülm plasma areneb kiiresti ning ilmutab veel mitmeid teisi huvitavaid nähtusi.[27]

Üks tugevalt mitteideaalse plasma metastabiilseid olekuid on Rydbergi aine, mis moodustub ergastatud aatomite kondenseerumisel.

Mitteneutraalne plasma muuda

Plasmade elektrilise jõu tugevus ja ulatus ning hea elektrijuhtivus tavaliselt garanteerivad, et positiivsed ja negatiivsed laengud igas suuremas piirkonnas on võrdsed (kvaasineutraalsus). Olulise laengutiheduse ülejäägiga, või äärmisel juhul ainult üht sorti osakestest koosnevat, plasmat nimetatakse mitteneutraalseks. Sellises plasmas on elektriväljad domineerivas rollis. Taolise plasma näideteks on osakeste kiired, elektronpilv Penningi lõksus ja positronplasmad.[28]

Tolmune plasma ja teraline plasma muuda

Tolmune plasma (inglise dusty plasma) sisaldab pisikesi laetud (tavaliselt kosmoses leiduvaid) tolmukübemeid, mis käituvad nagu plasma. Suurematest osakestest koosnevat plasmat nimetatakse teraliseks plasmaks (inglise grain plasma).

Vaata ka muuda

Märkused muuda

  1. ↑ Debye kaugust nimetatakse ka ekraneerimiskauguseks või polarisatsioonikauguseks.[7]
  2. ↑ Plasmavõnkumisi nimetatakse ka elektrostaatilisteks võnkumisteks või Langmuiri võnkumisteks (nende esmakordse käsitleja ja plasmafüüsika rajaja Irving Langmuiri auks).[8]
  3. ↑ Güromagnetilist sagedust nimetatakse ka tsüklotronsageduseks või Larmori sageduseks (Joseph Larmori järgi).[13]

Viited muuda

  1. ↑ Plasma fountain Source, press release: Solar Wind Squeezes Some of Earth's Atmosphere into Space
  2. ↑ A. Fridman (2008). Plasma Chemistry. Cambridge University Press. ISBN 1139471732.
  3. ↑ Sturrock, Peter A. (1994). Plasma Physics: An Introduction to the Theory of Astrophysical, Geophysical & Laboratory Plasmas. Cambridge University Press. ISBN 0521448107.
  4. ↑ Hazeltine, R.D.; Waelbroeck, F.L. (2004). The Framework of Plasma Physics. Westview Press. ISBN 0738200476.{{cite book}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link)
  5. ↑ R. O. Dendy (1990). Plasma Dynamics. Oxford University Press. ISBN 0198520417.
  6. ↑ Daniel Hastings, Henry Garrett (2000). Spacecraft-Environment Interactions. Cambridge University Press. ISBN 0521471281.
  7. ↑ 7,0 7,1 Frank-Kamenetski, David (1971). Plasmaolek – aine neljas olek. Tallinn: Valgus. Lk 33.
  8. ↑ 8,0 8,1 Frank-Kamenetski, David (1971). Plasmaolek – aine neljas olek. Tallinn: Valgus. Lk 23–24.
  9. ↑ Peratt, A. L. (1966). "Advances in Numerical Modeling of Astrophysical and Space Plasmas". Astrophysics and Space Science. 242 (1–2): 93–163. Bibcode:1996Ap&SS.242...93P. DOI:10.1007/BF00645112.
  10. ↑ See The Nonneutral Plasma Group at the University of California, San Diego
  11. ↑ Nicholson, Dwight R. (1983). Introduction to Plasma Theory. John Wiley & Sons. ISBN 047109045X.
  12. ↑ See Flashes in the Sky: Earth's Gamma-Ray Bursts Triggered by Lightning
  13. ↑ 13,0 13,1 Frank-Kamenetski, David (1971). Plasmaolek – aine neljas olek. Tallinn: Valgus. Lk 66.
  14. ↑ Richard Fitzpatrick, Introduction to Plasma Physics, Magnetized plasmas
  15. ↑ Hong, Alice (2000). "Dielectric Strength of Air". The Physics Factbook.
  16. ↑ Tihti on väidetud, et enam kui 99% ainest universumis on plasma. Vaata näiteks D. A. Gurnett, A. Bhattacharjee (2005). Introduction to Plasma Physics: With Space and Laboratory Applications. Cambridge, UK: Cambridge University Press. Lk 2. ISBN 0521364833. and K Scherer, H Fichtner, B Heber (2005). Space Weather: The Physics Behind a Slogan. Berlin: Springer. Lk 138. ISBN 3540229078.{{cite book}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) Põhimõtteliselt pärineb kogu kosmiline valgus tähtedelt, mis on sellise temperatuuriga plasmad, et kiirgamine toimub nähtavatel lainepikkustel. Enamik tavalisest (ehk barüon-) ainest universumis paikneb siiski galaktikatevahelises keskkonnas, mis on samuti plasma, kuid palju kuumem ning kiirgab seetõttu valdavalt röntgenikiirgust. Praegune teaduslik konsensus on, et umbes 96% kogu energiatihedusest ei ole plasma ega ka muu tavaaine vaid kombinatsioon külmast tumeainest ja tumeenergiast.
  17. ↑ "IPPEX Glossary of Fusion Terms". Originaali arhiivikoopia seisuga 8. märts 2008. Vaadatud 4. novembril 2011.
  18. ↑ "Peatükk 19: The Particle Kinetics of Plasma". Originaali arhiivikoopia seisuga 1. oktoober 2011. Vaadatud 7. detsembril 2016.
  19. ↑ Dickel, J. R. (1990). "The Filaments in Supernova Remnants: Sheets, Strings, Ribbons, or?". Bulletin of the American Astronomical Society. 22: 832. Bibcode:1990BAAS...22..832D.
  20. ↑ Grydeland, T. (2003). "Interferometric observations of filamentary structures associated with plasma instability in the auroral ionosphere". Geophysical Research Letters. 30 (6): 71. Bibcode:2003GeoRL..30f..71G. DOI:10.1029/2002GL016362.
  21. ↑ Moss, Gregory D. (2006). "Monte Carlo model for analysis of thermal runaway electrons in streamer tips in transient luminous events and streamer zones of lightning leaders". Journal of Geophysical Research. 111 (A2): A02307. Bibcode:2006JGRA..11102307M. DOI:10.1029/2005JA011350.
  22. ↑ Doherty, Lowell R.; Menzel, Donald H. (1965). "Filamentary Structure in Solar Prominences". The Astrophysical Journal. 141: 251. Bibcode:1965ApJ...141..251D. DOI:10.1086/148107.
  23. ↑ "Hubble views the Crab Nebula M1: The Crab Nebula Filaments". Originaali arhiivikoopia seisuga 5. oktoober 2009. Vaadatud 5. oktoobril 2009.
  24. ↑ Zhang, Yan-An (2002). "A rope-shaped solar filament and a IIIb flare". Chinese Astronomy and Astrophysics. 26 (4): 442–450. Bibcode:2002ChA&A..26..442Z. DOI:10.1016/S0275-1062(02)00095-4.
  25. ↑ Jean-Pierre Boeuf, Bhaskar Chaudhury, and Guo Qiang Zhu (2010). "Theory and Modeling of Self-Organization and Propagation of Filamentary Plasma Arrays in Microwave Breakdown at Atmospheric Pressure". Physical Review Letters. 104 (1): 015002. Bibcode:2010PhRvL.104a5002B. DOI:10.1103/PhysRevLett.104.015002.{{cite journal}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link)
  26. ↑ Originaaltsitaat: "From the cosmological point of view, the most important new space research discovery is probably the cellular structure of space. As has been seen in every region of space accessible to in situ measurements, there are a number of 'cell walls', sheets of electric currents, which divide space into compartments with different magnetization, temperature, density, etc." Raamatust: Hannes Alfvén (1981). "section VI.13.1. Cellular Structure of Space". Cosmic Plasma. Dordrecht. ISBN 9027711518.
  27. ↑ National Research Council (U.S.). Plasma 2010 Committee (2007). Plasma science: advancing knowledge in the national interest. National Academies Press. Lk 190–193. ISBN 0309109434.
  28. ↑ R. G. Greaves, M. D. Tinkle, and C. M. Surko (1994). "Creation and uses of positron plasmas". Physics of Plasmas. 1 (5): 1439. Bibcode:1994PhPl....1.1439G. DOI:10.1063/1.870693.{{cite journal}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link)

Välislingid muuda


Pärit leheküljelt "https://et.wikipedia.org/w/index.php?title=Plasma&oldid=6621786"