Category Archives: Aeronomija

Sve o Titaniji, Uranovom mjesecu

Titanija (/ tɪˈtɑːniə /), koja se takođe naziva Uran III, najveći je od Uranovih mjeseca i osmi po veličini Mjesec u Sunčevom sistemu promjera od 1.578 kilometara. Otkrio ga je William Herschel 1787. godine, Titanija je dobila ime po kraljici vila u Shakespeareovom snu Ivanjske noći. Njegova orbita leži unutar Uranove magnetosfere.

Usporedba veličine Zemlje, Mjeseca i Titanije

Titanija se sastoji od približno jednakih količina leda i kamena, a vjerovatno se diferencira na stjenovitu jezgru i ledeni plašt. Na granici jezgra – plašta može biti prisutan sloj tečne vode. Čini se da je površina Titanije, koja je relativno tamna i blago crvene boje, oblikovana i udarcima i endogenim procesima. Prekriven je brojnim udarnim kraterima promjera do 326 kilometara, ali je manje krateriran od Oberona, najudaljenijeg od pet velikih Uranovih mjeseci. Titanija je vjerovatno doživjela rani endogeni događaj koji je izbrisao njezinu stariju, jako krateriranu površinu. Površinu Titanije presijeca sistem ogromnih kanjona i ostataka, što je rezultat širenja njene unutrašnjosti tokom kasnijih faza njene evolucije. Kao i svi glavni mjeseci Urana, Titanija je vjerovatno nastala od akrecijskog diska koji je okruživao planetu neposredno nakon njenog formiranja.

Titanija

Infracrvena spektroskopija provedena od 2001. do 2005. otkrila je prisustvo vodenog leda kao i smrznutog ugljičnog dioksida na površini Titanije, što je pak sugeriralo da mjesec može imati slabu atmosferu ugljen-dioksida s površinskim pritiskom od oko 10 nanopaskala (10− 13 bara). Mjerenja tokom okultacije zvijezde u Titaniji stavljaju gornju granicu površinskog pritiska bilo koje moguće atmosfere na 1–2 mPa (10–20 nbar).

Uranski sistem je izbliza proučavan samo jednom, svemirskom letjelicom Voyager 2 u januaru 1986. Snimljeno je nekoliko slika Titanije, što je omogućilo mapiranje oko 40% njegove površine.


Historija
Titaniju je otkrio William Hershel 11. januara 1787, istog dana kada je otkrio Uranov drugi po veličini mjesec, Oberon. Kasnije je izvijestio o otkrićima još četiri satelita, iako su naknadno otkrivena kao lažna. Gotovo pedeset godina nakon njihovog otkrića, Titaniju i Oberona ne bi mogao primijetiti nijedan instrument osim Williama Herschela, iako se Mjesec sa Zemlje može vidjeti današnjim vrhunskim amaterskim teleskopom.

Poređenje veličine Zemlje, Mjeseca i Titanije.
Svi Uranovi mjeseci nazvani su po likovima koje su stvorili William Shakespeare ili Alexander Pope. Ime Titanija preuzeto je od kraljice vila u “Snu ljetne noći”. Imena sva četiri satelita Urana koja su tada bila poznata predložio je Herschelov sin John 1852. godine, na zahtjev Williama Lassella, koji je godinu ranije otkrio druga dva mjeseca, Ariel i Umbriel.

Titanija je u početku nazivana “prvim satelitom Urana”, a 1848. godine William Lassell je dobio oznaku Uran I, iako je ponekad koristio numeriranje Williama Herschela (gdje su Titanija i Oberon II i IV). 1851.

  1. Lassell je na kraju izbrojio sva četiri poznata satelita po redoslijedu udaljenosti od planete rimskim brojevima, a od tada je Titanija proglašena Uranom III.

Ime Shakespeareova lika izgovara se / tɪˈteɪnjə /, ali se mjesec često izgovara / taɪˈteɪniə /, po analogiji sa poznatim hemijskim elementom titan. Adjektivni oblik, titanijski, istoimean je sa Saturnovim mjesecom Titanom. Ime Titanija je starogrčko porijeklo, što znači “kći Titana”.

Orbita
Titanija kruži oko Urana na udaljenosti od oko 436 000 kilometara, što je drugo najudaljenije od planete među njegovih pet glavnih mjeseci. OrbitaTitanije ima malu ekscentričnost i nagnuta je vrlo malo u odnosu na ekvator Urana. Orbitalni period mu je oko 8,7 dana, što se poklapa s njegovim rotacijskim periodom. Drugim riječima, Titanija je sinhroni ili plimovano zaključan satelit, s jednim licem uvijek usmjerenim prema planeti.

Orbitana Titanije leži potpuno unutar uranijske magnetosfere. To je važno, jer hemisfere satelita koji kruže unutar magnetosfere prate hemisferu magnetosferske plazme koja se rotira zajedno s planetom. Ovo bombardiranje može dovesti do zamračenja zaostalih hemisfera, što se zapravo primjećuje na svim uranskim mjesecima, osim Oberona.

Budući da Uran kruži oko Sunca gotovo na boku, a njegovi mjeseci kruže u ekvatorijalnoj ravni planete, oni (uključujući Titaniju) podliježu ekstremnom sezonskom ciklusu. I sjeverni i južni pol provode 42 godine u potpunom mraku, a još 42 godine u neprekidnoj sunčevoj svjetlosti, sa Suncem koje se uzdiže blizu zenita nad jednim od polova na svakom solsticiju. Prolet leta Voyager 2 poklopio se s ljetnim solsticijom južne hemisfere 1986. godine, kada je bila osvijetljena gotovo cijela južna hemisfera. Jednom u 42 godine, kada Uran ima ekvinocij i njegova ekvatorijalna ravan presijeca Zemlju, postaju moguće međusobne okultacije Uranovih mjeseci. U periodu 2007–2008. zabilježen je niz takvih događaja, uključujući dve okultacije Titanije od strane Umbriel 15. avgusta i 8. decembra 2007.

Sastav i unutrašnja struktura
Titanija je okruglo sferno tijelo sa osvijetljenom lijevom polovinom. Površina ima šarolik izgled sa svijetlim mrljama na relativno mračnom terenu. Terminator je blago desno od sredine i ide od vrha do dna. Veliki krater sa središnjom jamom može se vidjeti na završnici u gornjoj polovici slike. Još jedan svijetli krater može se vidjeti na dnu ispresijecanim kanjonom. Drugi veliki kanjon prolazi od mraka na donjoj desnoj strani do vidljivog središta tijela.
Slika Titanije s najviše rezolucije Voyagera 2 prikazuje umjereno kraterirane ravnice, ogromne pukotine i dugačke škarpe. Pri dnu je područje glatkih ravnica, uključujući krater Ursula, podijeljeno grabenom Belmont Chasma.
Titanija je najveći i najmasivniji uranski mjesec i osmi najmasivniji mjesec u Sunčevom sistemu. Njegova gustina od 1,71 g / cm3, koja je mnogo veća od tipične gustine Saturnovih satelita, ukazuje na to da sastoji se od otprilike jednakih proporcija vodenog leda i gustih neledenih komponenata; potonji bi mogli biti izrađeni od kamena i ugljičnog materijala uključujući teška organska jedinjenja. Prisustvo vodenog leda potkrepljeno je infracrvenim spektroskopskim opažanjima napravljenim u periodu 2001–2005, koja su otkrila kristalni vodeni led na površini Mjeseca. Trake upijanja vodenog leda nešto su jače na vodećoj hemisferi Titanije nego na zadnjoj hemisferi. To je suprotno onome što se opaža na Oberonu, gdje zadnja hemisfera pokazuje jače vodne znakove leda. Uzrok ove asimetrije nije poznat, ali može biti povezan s bombardiranjem nabijenim česticama iz magnetosfere Urana, koja je jača na zadnjoj hemisferi (zbog ko-rotacije plazme). Energijske čestice imaju tendenciju da prskaju vodeni led, razgrađuju metan zarobljen u ledu kao klatratni hidrat i potamnjuju druge organske tvari, ostavljajući za sobom tamni ostatak bogat ugljikom.

Osim vode, jedino drugo jedinjenje identificirano na površini Titanije infracrvenom spektroskopijom je ugljični dioksid, koji je koncentriran uglavnom na pratećoj hemisferi. Porijeklo ugljen-dioksida nije potpuno jasno. Može se proizvesti lokalno iz karbonata ili organskih materijala pod uticajem sunčevog ultraljubičastog zračenja ili energetski nabijenih čestica koje dolaze iz magnetosfere Urana. Potonji postupak objasnio bi asimetriju u njenoj distribuciji, jer je zadnja hemisfera podložna intenzivnijem magnetosferskom utjecaju od vodeće hemisfere. Drugi mogući izvor je ispuštanje iskonskog CO2 zarobljenog vodenim ledom u unutrašnjosti Titanije. Bijeg CO2 iz unutrašnjosti može biti povezan s prošlim geološkim aktivnostima na ovom mjesecu.

Titanija se može diferencirati u stjenovito jezgro okruženo ledenim plaštem. Ako je to slučaj, radijus jezgra od 520 kilometara je oko 66% radijusa Mjeseca, a njegova masa je oko 58% mjesečeve mase – proporcije diktira sastav mjeseca. Pritisak u središtu Titanije je oko 0,58 GPa (5,8 kbar). Trenutno stanje ledenog plašta nije jasno. Ako led sadrži dovoljno amonijaka ili drugog antifriza, Titanija može imati podzemni okean na granici jezgra – plašta. Debljina ovog okeana je, ako postoji, do 50 kilometara, a temperatura mu je oko 190 K. Međutim, sadašnja unutrašnja struktura Titanije u velikoj mjeri ovisi o njenoj termalnoj povijesti, koja je slabo poznata.

Karakteristike površine
Među Uranovim mjesecima, Titanija je srednja u sjaju između tamnih Oberona i Umbriela i svijetlih Ariel i Mirande. Njegova površina pokazuje snažan opozicioni val: njegova reflektivnost se smanjuje sa 35% pod faznim uglom od 0 ° (geometrijski albedo) na 25% pod uglom od oko 1 °. Titanija ima relativno nizak bond albedo od oko 17%. Njegova je površina uglavnom blago crvene boje, ali manje crvena od Oberonove. No, naslage svježeg udara su plavije, dok su glatke ravnice smještene na vodećoj hemisferi u blizini kratera Ursula i duž nekih grabeža nešto crvenije. Može postojati asimetrija između vodeće i prateće hemisfere; čini se da je prva crvenija od druge za 8%. Međutim, ova je razlika povezana s glatkim ravnicama i može biti slučajna. Pocrvenilo površina vjerovatno je rezultat vremenskih utjecaja u svemiru izazvanih bombardiranjem nabijenih čestica i mikrometeorita tokom starosti Sunčevog sistema. Međutim, asimetrija boja Titanije vjerojatnije je povezana s nakupinom crvenkastog materijala koji dolazi iz vanjskih dijelova uranskog sustava, vjerojatno iz nepravilnih satelita, koji bi se uglavnom taložili na vodećoj hemisferi.

Znanstvenici su prepoznali tri klase geoloških obilježja na Titaniji: krateri, chasmata (kanjoni) i rupije (škarpe). Površina Titanije manje je kraterirana od površina Oberona ili Umbriela, što znači da je površina mnogo mlađa. Prečnici kratera dosežu 326 kilometara za najveći poznati krater Gertrude (može postojati i degradirani bazen približno iste veličine). Neki krateri (na primjer, Ursula i Jessica) okruženi su jarkim udarnim izbacivanjem (zrakama) koje se sastoje od relativno svježeg leda. Svi veliki krateri na Titaniji imaju ravne podove i središnje vrhove. Jedini izuzetak je Ursula, koja u sredini ima jamu. Zapadno od Gertrude nalazi se područje s nepravilnom topografijom, takozvani “neimenovani basen”, koji bi mogao biti još jedan vrlo degradiran udarni bazen prečnika oko 330 kilometara (210 milja).

Površinu Titanije presijeca sistem ogromnih rasjeda ili škrapa. Na nekim mjestima dvije paralelne škarpe označavaju udubljenja u kori satelita, formirajući grabene, koje se ponekad nazivaju kanjoni. Najistaknutiji među kanjonima Titanije je Messina Chasma, koja traje oko 1.500 kilometara (930 mi) od ekvatora gotovo do južnog pola. Grabeži na Titaniji široki su 20–50 km i imaju reljef oko 2–5 km. Škarpe koje nisu povezane s kanjonima nazivaju se rupes, kao što su Rousillon Rupes blizu kratera Ursula. Područja uz neke škarpe i blizu Ursule izgledaju glatko u rezoluciji slike Voyagera. Ove glatke ravnice su vjerovatno ponovo isplivale kasnije u geološkoj historiji Titanije, nakon što je nastala većina kratera. Obnavljanje površine moglo je biti ili endogene prirode, uključujući erupciju fluidnog materijala iz unutrašnjosti (kriovulkanizam), ili je, alternativno, uzrokovano slijepljenjem ejektom udara iz obližnjih velikih kratera. Grabeži su vjerovatno najmlađa geološka obilježja na Titaniji – oni presijecaju sve kratere, pa čak i glatke ravnice.

Na geologiju Titanije utjecale su dvije konkurentske snage: udarni nastanak kratera i endogena obnova. Prvi je djelovao tokom cijele Mjesečeve povijesti i utjecao je na sve površine. Potonji procesi su takođe bili globalne prirode, ali aktivni uglavnom tokom perioda nakon formiranja Mjeseca. Oni su uništili izvorno jako krateriran teren, objašnjavajući relativno mali broj udarnih kratera na današnjoj površini Mjeseca. Dodatne epizode preplakivanja mogle su se dogoditi kasnije i dovesti do stvaranja glatkih ravnica. Alternativno glatke ravnice mogu biti ejektni pokrivači obližnjih udarnih kratera. Najnoviji endogeni procesi uglavnom su bili tektonske prirode i prouzrokovali su stvaranje kanjona, koji su zapravo ogromne pukotine u ledenoj kori. Pucanje kore izazvano je globalnim širenjem Titanije za oko 0,7%.

Atmosfera
Prisustvo ugljičnog dioksida na površini sugerira da Titanija može imati slabu sezonsku atmosferu CO2, sličnu atmosferi jovijskog mjeseca Kalista. Drugi plinovi, poput dušika ili metana, vjerojatno neće biti prisutni, jer Slaba gravitacija Titanije nije ih mogla spriječiti da pobjegnu u svemir. Na maksimalnoj temperaturi koja se može postići tokom ljetnog solsticija u Titaniji (89 K), tlak pare ugljen-dioksida je oko 300 μPa (3 nbar).

  1. septembra 2001. godine Titanija je okultirala sjajnu zvijezdu (HIP 106829) vidljive magnitude 7,2; ovo je bila prilika i za pročišćavanje Titanijinog prečnika i efemerida i za otkrivanje bilo kakve postojeće atmosfere. Podaci nisu otkrili atmosferu na površinskom pritisku od 1–2 mPa (10–20 nbar); ako postoji, morao bi biti daleko tanji od onoga kod Tritona ili Plutona. Ova gornja granica je i dalje nekoliko puta veća od maksimalnog mogućeg površinskog pritiska ugljen-dioksida, što znači da mjerenja u osnovi ne ograničavaju parametre atmosfere.

Neobična geometrija uranskog sistema uzrokuje da motrovi dobivaju više sunčeve energije od njihovih ekvatorijalnih područja. Budući da je tlak pare CO2 strma funkcija temperature, to može dovesti do akumulacije ugljičnog dioksida u regijama niske širine Titanije, gdje može stabilno postojati na mjestima visokog albeda i zasjenjenim dijelovima površine u oblik leda. Tokom ljeta, kada polarne temperature dosegnu čak 85–90 K, ugljen-dioksid se sublimira i migrira na suprotni pol i u ekvatorijalna područja, što dovodi do vrste ugljičnog ciklusa. Akumulirani led ugljičnog dioksida može se ukloniti iz hladnih zamki magnetosferskim česticama koje ga raspršuju s površine. Smatra se da je Titanija izgubila značajnu količinu ugljen-dioksida od svog formiranja prije 4,6 milijardi godina.

Porijeklo i evolucija
Smatra se da je Titanija nastala od akrecijskog diska ili subnebule; disk plina i prašine koji je postojao oko Urana neko vrijeme nakon njegovog formiranja ili je stvoren divovskim udarom koji je Uranu najvjerojatnije dao veliku kosost. Precizan sastav podnebule nije poznat; međutim, relativno velika gustina Titanije i drugih uranskih mjeseci u odnosu na Saturnove mjesece ukazuje da je možda bio relativno siromašan vodom. Značajne količine dušika i ugljenika mogle su biti prisutne u obliku ugljenika monoksid i N2 umjesto amonijaka i metana. Mjeseci koji su nastali u takvoj podnebuli sadržavali bi manje vodenog leda (sa CO i N2 zarobljenim kao klatrat) i više kamena, objašnjavajući njihovu veću gustinu.

Prirast Titanije vjerovatno je trajao nekoliko hiljada godina. Utjecaji koji su pratili nagomilavanje uzrokovali su zagrijavanje vanjskog sloja mjeseca. Maksimalna temperatura od oko 250 K (−23 ° C) postignuta je na dubini od oko 60 kilometara. Nakon završetka formiranja, podzemni sloj se ohladio, dok se unutrašnjost Titanije zagrijavala uslijed raspadanja radioaktivnih elemenata prisutnih u njezinim stijenama. Hladni površinski sloj se smanjio, dok se unutrašnjost proširila. To je izazvalo snažna ekstenzijska naprezanja u mjesečevoj kori koja su dovela do pucanja. Neki od današnjih kanjona mogu biti rezultat toga. Proces je trajao oko 200 miliona godina, što implicira da je bilo kakva endogena aktivnost prestala milijardama godina.

Početno zagrijavanje, zajedno sa kontinuiranim raspadanjem radioaktivnih elemenata, bilo je vjerovatno dovoljno jako da otopi led ako je bilo prisutno antifriz poput amonijaka (u obliku amonijak hidrata) ili soli. Dalje otapanje moglo je dovesti do odvajanja leda od stijena i stvaranja stjenovite jezgre okružene ledenim plaštem. Sloj tečne vode (okeana) bogat otopljenim amonijakom mogao je nastati na granici jezgra i plašta. Eutektička temperatura ove smjese je 176 K (-97 ° C). Da je temperatura pala ispod ove vrijednosti, ocean bi se naknadno smrznuo. Zamrzavanje vode moglo bi prouzročiti širenje unutrašnjosti, što je možda odgovorno za nastanak većine kanjona. Međutim, sadašnje znanje o geološkoj evoluciji Titanije prilično je ograničeno.

Istraživanje Urana
Do sada su jedine slike Titanije iz blizine snimljene sondom Voyager 2, koja je fotografirala mjesec tokom leta Urana u januaru 1986. Budući da je najbliža udaljenost između Voyagera 2 i Titanije bila samo 365.200 km (226.900 mi), najbolje slike ovog mjeseca imaju prostornu rezoluciju od oko 3,4 km (samo su Miranda i Ariel snimljene s boljom rezolucijom). Slike pokrivaju oko 40% površine, ali samo 24% je fotografirano s preciznošću potrebnom za geološko mapiranje. U vrijeme leta, južna hemisfera Titanije (poput one ostalih mjeseci) bila je usmjerena prema Suncu, pa sjeverna (tamna) hemisfera se nije mogla izučavati.

Nijedna druga svemirska letjelica nikada nije posjetila uranijski sistem ili Titaniju i trenutno nije planirana misija. Jedna od mogućnosti, koja je sada odbačena, bila je slanje Cassinija sa Saturna na Uran u produženu misiju. Drugi predloženi koncept misije bio je koncept Urana o orbiti i sondi, koji je evaluiran oko 2010. Uran je takođe ispitan kao dio jedne putanje za koncept međuzvjezdane sonde preteče, Inovativni Interstellar Explorer.

NASA-in orbiter naveden je kao treći prioritet za NASA-inu vodeću misiju u NASA-inom Dekadnom istraživanju planetarnih nauka, a idejni nacrti za takvu misiju trenutno se analiziraju.

KLJUČNO

Titanija je najveći Uranov mjesec i deveti po veličini Sunčev sistem. Orbita Titanije nalazi se unutar Uranove magnetosfere. Njegov sastav je mješavina čvrste stijene i leda; njegove površinske značajke uključuju kratere, kanjone i škarpe. Atmosfera se može prirodno formirati sa godišnjim dobima kada se smrznuti ugljen-dioksid na površini sublimira. Ako su prisutne velike količine amonijaka, može imati tečni okean vode između ledenog plašta i stjenovite jezgre.

Proces teraformiranja

Teraformiranje ili kolonizacija ledenog mjeseca i izgradnja kontrolnog centra na njemu mogli bi biti važni za teraformaciju transneptunskih patuljastih planeta. Proces zagrijavanja i otapanja okeana Titanije bio bi vrlo sličan onome kako bi Oberon bio teraformiran. Takođe poput Oberona, i Titaniju će možda trebati promijeniti orbitu oko Urana da bi prestao sa svojim ekstremnim sezonskim ciklusima, što bi zakompliciralo stabilizaciju temperature i atmosfere.

Voyager 2 je stigao do međuzvjezdanog prostora: Naučnici su otkrili skok gustoće plazme

Istraživači sa Univerziteta Iowa izvijestili su da je svemirska letjelica Voyager 2 ušla u međuzvjezdani medij (ISM), područje prostora izvan granice u obliku mjehurića stvorene vjetrom koji struji prema van. Voyager 2, tako, nakon izlaska sunčevog izlaska Voyagera 1 u 2012. godini, postaje drugi objekat stvoren od čovjeka koji putuje izvan našeg sunčevog utjecaja.

U novoj studiji, istraživači potvrđuju prolazak Voyagera 2 5. studenog 2018. u ISM primjećujući definitivni skok gustoće plazme otkriven instrumentom plazma talasa vođenom Iowa na svemirskom brodu. Znatan porast gustine plazme je dokaz da Voyager 2 putuje od vruće plazme niže gustoće karakteristične za solarni vjetar do hladne plazme međuzvjezdanog prostora veće gustoće. Slično je i sa skokom gustoće plazme koji je doživio Voyager 1 prilikom prelaska u međuzvjezdani prostor.


“U povijesnom smislu stara ideja da će se solarni vjetar tek postepeno gasiti kako idete dalje u međuzvijezdani prostor jednostavno nije istinita”, kaže Don Gurnett, dopisni autor studije objavljenoj u časopisu Nature Astronomy. “Pokazali smo s Voyager-om 2 – a ranije i s Voyager-om 1 – da se tamo nalazi posebna granica. Iznenađujuće je kako tekućine, uključujući plazme, formiraju granice.”

Gurnett, profesor emeritus na UI odjelu za fiziku i astronomiju, glavni je istraživač instrumenta plazma talasa na brodu Voyager 2. Također je glavni istraživač instrumenta plazma vala na brodu Voyager 1 i autor studije iz 2013. objavljene u časopisu Science koja je potvrdila Voyager 1 je ušao u ISM.

Ulazak Voyagera 2 u ISM dogodio se na 119,7 astronomskih jedinica (AU), odnosno na više od 11 milijardi milja od sunca. Voyager 1 prešao je u ISM sa 122,6 AU. Svemirska letjelica lansirana je u nekoliko sedmica međusobno, 1977, s različitim ciljevima misije i putanja kroz svemir. Ipak su prešli u ISM na istim udaljenostima od Sunca.


Izvor: https://phys.org/news/2019-11-voyager-interstellar-space-scientists-plasma.html

Šta je to plazma?

Plazma (fizika)

Plasma (grč. πλάσμα – “bilo šta formirano”) jedno je od četiri osnovna stanja materije, zajedno sa čvrstom tvari, tečnosti i gasom. Plazma ima svojstva različita od ostalih stanja.

Plazma se može napraviti grijanjem gasa ili ga podvrgavajući jakom elektromagnetnom polju primjenjenom laserom ili generatorom mikrovalova. Ovo smanjuje ili povećava broj elektrona, kreirajući pozitivno ili negativno nabijene čestice zvane ioni,te je popraćeno odvajanjem od molekularnih veza, ako su prisutne.

Prisustvo značajnog broja nosioca naboja čini plazmu električki konduktivnom tako da ona odgovara veoma jako na elektromagnetno polje. Kao gas, plazma nema određen oblik ili određenu zapreminu osim ako se ne postavi u posudu. Za razliku od gasova, pod uticajem magnetnog polja, može formirati strukture kao što su vlakna, grede i dvostruke slojeve.

Plasma je najizdašniji oblik uobičajene materije u Univerzumu, od koje je najviše u razrijeđenim međugalaktičkim regijama, posebno intraklasterni medij, i u zvijezdama, uključujući Sunce. Uobičajeni oblik plazme na Zemlji vidi se u neonskim znakovima.

Veći dio razumijevanja plazme došao je od potrage za kontrolisanom nuklearnom fuzijom i nuklearnom energijom, za koje fizika plazme predstavlja naučnu bazu.

 

Svojstva i parametri

Umjetnička interpretacija Zemljine plazma fontane, prikazuje kisik, helij i vodik ione koji šikljaju u svemir iz regija blizu Zemljinih polova. Slaba žuta oblast prikazana iznad sjevernog pola predstavlja gas koji se gubi sa Zemlje u svemir; zelena površina je aurora borealis, gdje se energija plazme vraća natrag u atmosferu.

Definicija

Plasma se neprecizno opisuje kao električno neutralan medij neograničenih pozitivnih i negativnih čestica (npr. sveukupni naboj plazme je približno nula). Važno je napomenuti da iako su neograničeni, ovi djelići nisu ‘slobodni’ u smislu nesuočavanja sa silama. Kada se naboj pomjera, oni generišu električne struje sa magnetnim poljima, i kao rezultat, utiču jedni drugima na električna polja. Ovo uzrokuje njihovo zajedničko ponašanje sa više stepeni slobode.Definicija može imati tri kriterije:

  1. Aproksimacija plazme: Nabijeni djelići moraju biti dovoljno blizu međusobno tako da svaki djelić utiče na mnoge bližnje djeliće, umjesto samog uticaja s jednim najbližim djelićem (ovi kolektivni efekti su osobine plazme koje je razlikuju). Aproksimacija plazme je validna kada je broj nosioca naboja unutar sfere uticaja (zove se Debye sfera čiji je radijus Debye projekciona dužina) određenog djelića veći nego cjelina da omogući kolektivno ponašanje nabijenih djelića. Prosječan broj djelića u Debye sferi dat je sa parametrom plazme, “Λ” (grčko veliko slovo Lambda).
  2. Zapreminske interakcije: Debye projekcijska dužina (definisana iznad) kratko se poredi sa fizičkom veličinom plazme. Ovi kriteriji znače da su interakcije u zapremini plazme važnije od onih na njenim ivicama, kada ograničavajući efekti mogu imati maha. Kada je ovaj kriterij zadovoljen, plazma je kvazineutralna (skoro pa neutralna).
  3. Frekvencija plazme: Elektronska frekvencija plazme (mjereći oscilacije plazme elektrona) uveliko se poredi sa elektronski neutralnom frekvencijom kolizije (mjereći frekvenciju kolizija između elektrona i neutralnih djelića). Kada je ov ostanje validno, elektrostatske interakcije dominiraju procesom kinetike običnog gasa.

Opsezi parametara

Parametri plazme mogu imati različite vrijednosti prema više redova veličine, ali svojstva plazme sa naizgled različitim parametrima mogu biti jednaki. Prateći grafikon ubraja samo konvencionalne atomske plazme a ne egzotične fenomene kao što je kvark gluonska plazma:

Opsezi plazme. Gustoća raste naviše, temperatura se povećava prema desno. Slobodni elektroni u metalu mogu se smatrati plazmom elektrona.
Tipični opsezi parametara plazme: redovi magnitude (OOM)
Karakteristike Zemaljske plazme Svemirske plazme
Veličina
u metrima
10−6 m (laboratorijska plazma) do
102 m (munja) (~8 OOM)
10−6 m (plašt svemirskog broda) do
1025 m (intergalaksijska nebula) (~31 OOM)
Životni vijek
u sekundama
10−12 s (laserski proizvedena plazma) do
107 s (fluorescentna svjetla) (~19 OOM)
101 s (sunčeve zrake) do
1017 s (intergalaksijska plazma) (~16 OOM)
Gustoća
u djelićima
po kubnom metru
107 m−3 do
1032 m−3(inercijalno zatvaranje plazme)
1 m−3(intergalaksijski medij) do
1030 m−3(zvjezdano jezgro)
Temperatura
u kelvinima
~0 K (kristalizirana ne-neutralna plazma) do
108 K (magnetno-fuziona plazma)
102 K (aurora) do
107 K (Sunčevo jezgro)
Magnetna polja
u teslama
10−4 T (laboratorijska plazma) do
103 T (pulsno-pogonjena plazma)
10−12 T (intergalaksijski medij) do
1011 T (blizu neutronskih zvijezda)

Stepen ionizacije

Da bi plazma postojala, ionizacija je potrebna. Pojam “gustoća plazme” po sebi često se odnosi na “elektronsku gustoću”, koja je, broj slobodnih elektrona po jedinici zapremine. Stepen ionizacije plazme je omjer atoma koji su izgubili ili dobili elektrone, te se kontrolišu najviše temperaturom. Čak djelomično ionizirani gas u kojem je najmanje 1% čestica ionizirano može imati karakteristike plazme (npr. odgovor na magnetna polja i visoku električnu konduktivnost). Stepen ionizacije, , definisan je kao , gdje je brojna gustoća iona i brojna gustoća neutralnih atoma. Elektronska gustoća se na ovo odnosi po prosječnom stanju naboja iona kroz , gdje je brojna gustoća elektrona.

Temperature

Temperatura plazme se uobičajeno mjeri u kelvinima ili elektronvoltima i, neformalno, mjera je termalne kinetičke energije po čestici. Veoma visoke temperature često su potrebne za održanje ionizacije, što je definirajuće svojstvo plazme. Stepen ionizacije plazme je određen temperaturom elektrona relativnom sa energijom ionizacije (i mnogo slabije gustoćom), u vezi zvanoj Saha jednačina. Pri niskim temperaturama, ioni i elektroni teže se rekombinirati u atome pasivnog stanja—i plazma će eventualno postati gas.

U većini slučajeva elektroni su dovoljno blizu temperaturnoj ravnoteži tako da je njihova temperatura relativno dobro definisana, čak iako postoji značajno odstupanje od Maxwellianska energija distribucione funkcije, naprimjer, usljed UV zračenja, energetskih čestica ili jakih električnih polja. Zbog velike razlike u masi, elektroni dolaze do termodinamičke ravnoteže među sobom mnogo brže nego što dolaze u ravnotežu sa ionima ili neutralnim atomima. Zbog ovoga razloga, temperatura iona može biti veoma različita od (često niža od) temperature elektrona. Ovo je posebno uobičajeno u slabo ioniziranim tehnološkim plazmama, gdje su ioni često blizu sobne temperature.

Termalna p. netermalne plazme

Bazirano na relativnim temperaturama elektrona, iona i neutralnih, plazme se klasificiraju kao “termalne” ili “ne-termalne”. Termalne plazme imaju elektrone i teške čestice na istoj temperaturi, npr. one su u termalnoj ravnoteži međusobno. Netermalne plazme sa druge strane imaju ione i neutralne pri mnogo nižoj temperaturi (ponekad sobna temperatura), gdje su elektroni mnogo “topliji” ().

Plazma se ponekad označava kao “vruća” ako je skoro skroz ionizirana, ili “hladna” ako je čak i mala frakcija (naprimjer 1%) molekula gasa ionizirana, ali ostale definicije pojmova “vruća plazma” i “hladna plazma” su česte. Čak i kod “hladne” plazme, temperatura elektrona je i dalje obično nekoliko hiljada stepeni Celsijusa. Plazme iskorištene u “tehnologiji plazme” (“tehnološke plazme”) često su hladne plazme u smislu da je jedino mala frakcija molekula gasa ionizirana.

 

 Izvor: Wikipedia 

Šta je aeronomija?

Aeronomija (grčki), grana geofizike koja se bavi fizikalnim i kemijskim svojstvima gornje atmosfere (iznad 50 km visine), tj. gdje su procesi ionizacije i disocijacije bitni, a u novije vrijeme i svojstvima gornje stratosfere (30–50 km visine). U novije vrijeme proučavaju se ozonske rupe. U Zagrebu je u veljači 1990. zapažena pojava intruzije ozona iz viših slojeva atmosfere. Aeronomija proučava i polarnu svjetlost koja je kod nas zabilježena u Osijeku (1770) i Zagrebu (1870).

Šta je aeronomija?

Aeronomija (grčki), grana geofizike koja se bavi fizikalnim i kemijskim svojstvima gornje atmosfere (iznad 50 km visine), tj. gdje su procesi ionizacije i disocijacije bitni, a u novije vrijeme i svojstvima gornje stratosfere (30–50 km visine). U novije vrijeme proučavaju se ozonske rupe. U Zagrebu je u veljači 1990. zapažena pojava intruzije ozona iz viših slojeva atmosfere. Aeronomija proučava i polarnu svjetlost koja je kod nas zabilježena u Osijeku (1770) i Zagrebu (1870).

Stranica o prirodi i svemu vezanom za prirodu.

Exit mobile version