¿Qué tan caliente puede llegar a ser el plasma?

La temperatura más alta registrada de un plasma no es más caliente que las reacciones nucleares. Hay un continuo de fenómenos que ocurren a alta temperatura que incluye y se extiende más allá de las reacciones nucleares.

Cuando las temperaturas llegan a ser muy altas, tiene sentido comenzar a pensar en términos de las energías involucradas en lugar de apegarse a la escala Kelvin (o Fahrenheit, ugh). En equilibrio termodinámico, la energía promedio de un "grado de libertad" con temperatura$T$es$U=\frac12 kT$. Por ejemplo, un gas ideal monoatómico tiene energía media por partícula$\frac32 kT$, para traslaciones en tres dimensiones. Si tiene un sistema donde las energías permitidas vienen en bultos, como los estados de rotación y vibración en las moléculas, la energía media por modo es cero mientras que la temperatura$kT$es mucho menor que la energía$E$del primer estado excitado. Esto significa que la mayoría de los sistemas tienen una mayor capacidad calorífica cuando están calientes que cuando están fríos, lo que dificulta alcanzar altas temperaturas.

• Para temperatura ambiente$kT \approx 25$ mili-eV; esta es una energía típica para un fonón en un sólido.

• En$kT \approx 1$ eV, una colisión típica átomo-átomo puede tener suficiente energía para liberar un electrón. Esta es la temperatura mínima requerida para mantener un plasma ionizado denso (la fotosfera del sol tiene$kT=0.5$ eV, que es "exactamente lo mismo" en el nivel de precisión que busco aquí).

• En$kT \approx 10^4$ eV, incluso los átomos más pesados ​​estarán, en promedio, completamente ionizados. (La energía de enlace para el último electrón en irse es$13.6\,\mathrm{eV}\cdot Z^2$, dónde$Z \lesssim 100$es el número de protones.)

• En$kT \approx 0.1$ MeV empiezas a tener suficiente energía para excitar los núcleos internamente. Los núcleos ligeros sin estados excitados estables, como el deuterio y el helio-3, pueden disociarse. Los núcleos livianos estables pueden superar su repulsión eléctrica y fusionarse. Esta es la escala de temperatura dentro del núcleo de una estrella; Los tokamaks orientados a la fusión tienen que calentarse un poco más, ya que las estrellas tienen la ventaja del tamaño. Los electrones a esta temperatura empiezan a ser relativistas$(m_ec^2 = 0.5\rm\,MeV)$. A medida que la temperatura supera la masa del electrón, se desarrollará una población secular de positrones.

• en algún lugar arriba$kT \approx 10$ MeV, la disociación de helio entrará en equilibrio con la formación de helio por fusión. La mayoría de las colisiones entre núcleos pesados ​​tendrán suficiente energía para liberar un protón o un neutrón. Este es probablemente el régimen de temperatura de las estrellas pesadas, donde todos los núcleos tienden a evolucionar hacia el hierro-56 y el níquel-58.

• En$kT \approx 100$ MeV, la mayoría de las colisiones tienen suficiente energía para producir piones ($m_\pi c^2 = 140$ MeV), y muchos tienen suficiente energía para producir kaones ($m_K c^2 = 500$ MeV). Estas partículas inestables producirán neutrinos cuando se desintegren. Los neutrinos son muy eficientes para alejar el calor de la región de interacción, por lo que las temperaturas astrofísicas a largo plazo pueden alcanzar un máximo en esta escala. Las colisiones más energéticas aquí pueden producir antiprotones ($m_\bar p c^2 = 1$ GeV).

• Hay un factor de mil o más en energía donde mi intuición no es muy buena.

• Como se muestra en RHIC y en LHC, en algún lugar alrededor$kT \approx 200$ GeV comienzas a disociar nucleones en quarks y gluones, de la misma manera que alrededor de 1 eV comenzaste a disociar átomos en núcleos y electrones. Tenga en cuenta que esto es "solo" alrededor de veinte mil millones de kelvin. El LHC apunta actualmente a 8-14 TeV, casi un factor de cien más alto en energía.

No estoy familiarizado con su experimento de vaporización de tungsteno. Supongo que el tungsteno recién vaporizado podría tener una temperatura de 1 a 10 eV y que al confinar y comprimir el plasma podría aumentar su densidad de energía en un factor de 1000. Eso lo colocaría en algún lugar por debajo del extremo inferior de la rango de energía para un plasma con interacciones nucleares.

Depende del tipo de plasma del que estés hablando. Dejo a un lado los plasmas de quarks y gluones, que se diferencian de otros plasmas en que los nucleones en realidad están "rotos en pedazos".

Los plasmas más calientes de la tierra, por lo demás, son generalmente aquellos que están destinados a generar reacciones de fusión nuclear en una cantidad considerable (por ejemplo, generación de energía, o estudio de estrellas, planetas, etc.). En el laboratorio, algunos instrumentos grandes han establecido récords impresionantes, más calientes que las estrellas en realidad:

• tokamaks : 100 millones de kelvin
• la máquina Z : 2 mil millones de kelvin
• instalaciones láser como el NIF : 100 millones de kelvin

Parece que la máquina Z tiene la más caliente, pero no estoy seguro de cuánto de este plasma se produce en cada una de estas instalaciones. Por lo general, los tokamaks pueden mantener la temperatura alta durante mucho tiempo (minutos), ya que está muy diluido. Las otras dos técnicas solo pueden mantener el plasma durante nanosegundos, ya que es muy denso.