Плазма в природі

Розділ 1

ПРИРОДНА ТА ЛАБОРАТОРНА ПЛАЗМА

Як відомо з курсу загальної фізики, під плазмою звичайно розуміють іонізований газ. У цьому розділі на феноменологічному рівні розглядаються природні плазмові об’єкти та найбільш поширені методи отримання лабораторної плазми.

Плазма в природі

У повсякденному житті людина стикається з плазмою хіба що у вигляді вогню, значно рідше – у формі блискавки, здалеку спостерігає гігантські природні плазмові утворення – Сонце та зірки.

Помітну роль у нашому житті відіграє також плазма іоносфери та магнітосфери.

У цьому підрозділі ми розглянемо основні типи плазми в природі. та найбільш поширені методи отримання лабораторної плазми. Питання про установки для створення та утримання гарячої плазми розглядатиметься в підрозділі 3.4.

1.1.1. Сонце

Вважається, що 99.9% відсотків усієї речовини у Всесвіті (якщо не брати до уваги нещодавно відкриту темну матерію[1] та темну енергію[2]) перебуває в плазмовому стані. Космічна плазма – це, в першу чергу, Сонце та зірки, а також сонячний вітер, міжзоряні туманності та міжпланетний простір.

Найбільш помітний для нас космічний плазмовий об’єкт – це Сонце, навколо якого обертається наша Земля. Його маса – 2×10²⁷ тон, середній радіус – 7×10⁵ км. Сонце складається з водню (~73 % від маси і ~92 % від об’єму), гелію (~25 % від маси і ~7 % від об’єму) та інших елементів (у значно меншій кількості).

Сонце має сильне магнітне поле, напруженість якого змінюється з часом (його напрямок змінюється на протилежний приблизно кожні 11 років, під час максимуму сонячної активності). Сонячна активність, що якраз і пов’язана з варіаціями магнітного поля, включає такі явища, як утворення сонячних плям, сонячні спалахи, варіації сонячного вітру та ін.

Центральна частина Сонця радіусом близько 1.5×10⁵ км (приблизно 0.2 радіуси Сонця), де йдуть термоядерні реакції, називається сонячним ядром. Густина речовини в ядрі складає приблизно 1.5×10⁵ кг/м³, а температура – понад 1.4×10⁷ К. Ядро обертається навколо своєї осі значно швидше, ніж поверхневі шари. В ядрі протікає протон-протонна термоядерна реакція, в результаті якої при злитті чотирьох протонів утворюється ядро гелію. Енергія, що виділяється в результаті цієї реакції, йде на нагрівання сонячної речовини та на випромінювання частинок і квантів різних частот.

Над ядром, на віддалях близько 0,2—0,7 радіусу Сонця від його центру, знаходиться так звана зона променистого перенесення. В цій області макроскопічний рух речовини відсутній, а перенесення енергії назовні здійснюється за рахунок перевипромінювання фотонів. Час руху фотонів через цей шар вимірюється роками.

а	б
Рис. 1.1: а – структура Сонця: 1 – ядро, 2 – зона променистого перенесення, 3 – конвективний шар, 4 – фотосфера, 5 – хромосфера, 6 – корона; б – фото сонячної корони під час сонячного затемнення 1999 року.

Ближче до поверхні Сонця виникає вихровий рух плазми, і перенесення енергії до поверхні відбувається переважно завдяки конвективному руху речовини. Відповідна область відома як конвективний шар. Її товщина складає приблизно 2×10⁵ км. Рух плазми в конвективному шарі пов’язаний з виникненням збурень магнітного поля.

Візуально спостережувану поверхню Сонця, яка визначає його радіус, складає так звана фотосфера. Саме з цієї області, товщина якої складає всього 320 км, виходить основна частина оптичного випромінювання Сонця. Середня температура фотосфери складає 5800 К (поблизу зовнішньої межі знижується до 4800 К), тому Сонце світить майже білим світлом, але через те, що короткохвильова частина спектру сонячного випромінювання дужче поглинається та розсіюється атмосферою Землі, пряме сонячне світло на поверхні Землі набуває жовтуватого відтінку. Густина газу (водень у таких умовах виявляється слабкоіонізованим) виявляється на три порядки меншою, ніж в атмосфері Землі.

Зовнішня оболонка завтовшки близько 10⁴ км, що оточує фотосферу, відома як хромосфера. Вона не має визначеної зовнішньої поверхні, там постійно відбуваються викиди гарячої речовини. Температура хромосфери з висотою зростає від 4×10⁴ К до 1.5×10⁵ К. Хромосфера найбільш доступна для спостережень під час сонячних затемнень, коли найяскравіша частина Сонця закрита місячним диском.

Остання із зовнішніх оболонок Сонця – це сонячна корона. Вона має надзвичайно високу температуру – від 6×10⁵ К до 5×10⁶ К на різних ділянках поверхні. Питання про механізми розігріву сонячної корони залишається не до кінця вирішеним. Висока температура корони спричиняє випромінювання в ультрафіолетовому та рентгенівському діапазонах. Форма корони змінюється в залежності від сонячної активності: в періоди максимальної активності вона наближається до сферичної, а в періоди мінімальної активності вона витягнута вздовж сонячного екватора. В корні існують гарячі активні та спокійні області, а також корональні дірки з порівняно невисокою температурою (6×10⁵ К), звідки в простір виходять магнітні силові лінії. Уздовж цих силових ліній переважно виходить сонячний вітер.

Фотосфера, хромосфера та корона в сукупності утворюють сонячну атмосферу.

1.1.2. Сонячний вітер

Сонячний вітер – це потік заряджених частинок (протонів, електронів та іонів водню), що емітується зі швидкістю 300-1200 км/с в навколишній космічний простір. Сонячний вітер – одна з основних компонент міжпланетного середовища. Інтенсивність сонячного вітру залежить від змін сонячної активності та його джерел.

Область, у якій швидкість сонячного вітру залишається надзвуковою, відома як геліосфера. Вона має радіус приблизно (1.1-1.4)×10¹⁰ км і простягається за орбіти найбільш віддалених від Сонця планет Сонячної системи. Межа геліосфери визначається ударною хвилею, яка формується в області, де тиск сонячного вітру врівноважується тиском магнітного поля та міжзоряного середовища.

Сонячний вітер ділять на спокійний і збуджений (спорадичний і рекурентний). Спокійні потоки сонячного вітру, в свою чергу, діляться на два класи: повільні (швидкість на орбіті Землі – 300-500 км/с) та швидкі (500-800 км/с). За своїм характером близька до спокійного сонячного вітру область геліосферного струмового шару, яка розділяє області різної полярності магнітного поля.

Повільний сонячний вітер породжується «спокійною» частиною сонячної корони при її газодинамічному розширенні. Це розширення має приводити до прискорення корональної речовини до надзвукових швидкостей.

Потоки швидкого сонячного вітру емітуються Сонцем протягом кількох місяців і при спостереженнях із Землі характеризуються періодом повторення в 27 діб – періодом обертання Сонця. Ці потоки пов’язують із корональними дірками (див. вище).

Таблиця 1.1. Параметри сонячного вітру поблизу орбіти Землі

Параметр	Середня величина	Повільний сонячний вітер	Швидкий сонячний вітер
Концентрація n, см^−3	8,8	11,9	3,9
Швидкість V, км/с
Потік nV, см^−2 с^−1	3,8×10^8	3,9×10^8	2,7×10^8
Температура протонів Tp, К	7×10^4	3,4×10^4	2,3×10^5
Температура електронів Te, К	1,4×10^5	1,3×10^5	1,0×10^5
Te/Tp	1,9	4,4	0,45

Сонячний вітер формує межу геліосфери, завдяки якій стримується проникнення міжзоряного газу в Сонячну систему. Магнітне поле, яке захоплюється сонячним вітром (детальніше про це див. нижче п.1.5.2), значно послаблює галактичні космічні промені. Поблизу планет Сонячної системи, що мають власне магнітне поле, сонячний вітер породжує такі явища, як магнітосфера, полярні сяйва та радіаційні пояси планет.

1.1.3. Міжзоряне середовище

Міжзоряне середовище – це речовина та поля, що заповнюють міжзоряний простір всередині галактик. До його складу входять міжзоряний газ (як правило, іонізований), пил (1% від маси газу), міжзоряні магнітні поля, космічні промені (елементарні частинки та ядра атомів, народжені та прискорені до високих енергій у Всесвіті), а також (гіпотетично) темна матерія.

Середня густина міжзоряної речовини надзвичайно низька – (10^-1-10³) атомів на см³. Температура коливається від 10 К до 5×10⁵ К. Просторовий розподіл матерії в міжзоряному середовищі є суттєво неоднорідним. Але розподілена вона нерівномірно. Крім галактичних структур – наприклад, спіральних рукавів галактик – існують і окремі холодні та теплі хмари, оточені більш гарячим газом.

В силу малої густини зіткнення між частинками в міжзоряному середовищі майже відсутні, тому відсутня й термодинамічна рівновага між електромагнітним випромінюванням, електронною та іонною компонентами. З цієї ж причини енергія у вигляді електромагнітного випромінювання переноситься на великі відстані без втрат.

Основні механізми іонізації атомів міжзоряного середовища – це фотоіонізація (за рахунок ультрафіолетового випромінювання зірок), розсіювання ударних хвиль (ці хвилі породжуються, наприклад, при спалахах наднових, зіткненнях міжзоряних хмар, гравітаційному колапсі газових хмар та ін.), поглинання космічних променів та дифузного рентгенівського випромінювання, а також -квантів.

Як і сонячний вітер, плазма міжзоряного середовища захоплює та переносить магнітне поле.

1.1.4. Іоносфера

Іоносфера (її називають також плазмосферою) – це частина верхньої атмосфери Землі, яка характеризується помітним ступенем іонізації. Вона простягається з висот приблизно 60 км до 4-5 радіусів Землі. Іоносфера складається з нейтральних атомів і молекул (переважно азоту та кисню), а також іонів та електронів. Ступінь іонізації стає помітним з висот 60 км і зростає з висотою, змінюючись від значення (10^-10-10^-8) на висоті 100 км до 10^-² на висоті 300 км. На висоті 3000 км концентрація нейтральних атомів складає всього лише 10^-4 від концентрації іонів. Температура іоносфери зростає від 300 К на висотах у 100 км до (3-4)×10³ К на висоті 1000 км і вище.

В залежності від величини електронної концентрації в іоносфері умовно виділяють шари D, E та F.

Рис. 1.2. Типовий висотний розподіл електронної концентрації в іоносфері Землі вдень та вночі. Літерами показані шари D, E та F.

У шарі D (60-90 км) концентрація електронів складає (10²-10³) см^-3. Основний внесок до іонізації в цій області дає рентгенівське випромінювання Сонця. Додатковий внесок дають згоряння метеоритів, космічні промені, а також високоенергетичні частинки магнітосфери, що потрапляють до цього шару під час магнітних бур. Електронна концентрація в шарі D різко знижується вночі.

Шар Е (90-120 км) характеризується денною концентрацією електронів до 10⁵ см^-3. Вночі вона спадає до 10³ см^-3. Основне джерело іонізації – короткохвильове випромінювання Сонця. Нічна концентрація електронів підтримується за рахунок їхньої дифузії з розташованого вище шару F. В силу високої концентрації електронів шар У відіграє важливу роль у поширенні середніх і навіть коротких (довжини хвиль – відповідно сотні та десятки метрів) радіохвиль.

Шар F лежить на висотах 130-140 км і вище. Максимальна іонізація відбувається на висотах 150-200 км. Але внаслідок дифузії і відносно великого часу рекомбінації плазма рухається як вниз так і вгору з цієї області. В результаті максимум концентрації електронів досягається на висотах 250-400 км і складає 10⁵-10⁶ см^-3.

Якщо в шарах D та E хімічний склад відповідає середньому складу атмосфери, то в шарі F дається взнаки різна швидкість дифузії газів, що складають атмосферу. Зокрема, на висотах 200-250 км зростає концентрація атомарного кисню, а на висотах 250-300 км він стає основною складовою частиною нейтральної компоненти. У верхній частині іоносфера стає воднево-гелієвою (в роки спокійного Сонця – з висот 500 км, в роки активного Сонця – з висот 1000-1500 км).

Поведінка іоносферної плазми суттєво залежить від магнітного поля в навколоземному просторі і, в свою чергу, помітно на нього впливає.

1.1.5. Магнітосфера Землі

Під магнітосферою розуміють область навколо Землі, де частинки, що складають сонячний вітер, помітно змінює напрямок свого руху під дією її магнітного поля. В магнітосфері поведінка плазми визначається магнітним полем Землі.

Середнє значення магнітного поля Землі на його поверхні складає приблизно 0.5 Ерст.

Вважається, що власне магнітне поле Землі обумовлене струмами, що протікають у її рідкому металевому ядрі (так званий механізм магнітного динамо). Гіпотетична модель магнітного динамо включає рідку провідну сферу з твердим ядром, яка обертається навколо власної осі. Ядро виділяє тепло, яке виноситься в радіальному напрямку в результаті конвекції рідкої провідної речовини. Взаємодія рідкого металу з магнітним полем і приводить до його підтримання. Модель передбачає періодичну зміну напрямку магнітного поля, що підтверджується геологічними дослідженнями. Гадають, що таку саму природу має й власне магнітне поле Сонця, яке також періодично змінює свій напрямок на протилежний.

На невеликих віддалях від Землі (до трьох радіусів) її магнітне поле має дипольну структуру. На більших віддалях воно суттєво спотворюється в результаті взаємодії із сонячним вітром – стискається з боку Сонця та розтягається в протилежному напрямку (рис. 1.3).

Різні області магнітосфери, заповнені плазмою, а також напрямки її руху та протікання струмів показані на рис. 1.4. Не вдаючись у ці питання детально, відзначимо лише деякі особливості.

На межі, де сонячний вітер налітає на магнітосферу, формується стрибок магнітного поля – так звана ударна хвиля без зіткнень. Її структура неодноразово вивчалася шляхом супутникових вимірювань.

а	б
Рис. 1.3. Структура магнітного поля магнітосфери Землі (меридіональний переріз) при північному (а) та південному (б) напрямках міжпланетного магнітного поля (північ угорі).

Рис. 1.4. Просторовий розподіл плазми, магнітних полів та електричних струмів (показані широкими світлими стрілками) у магнітосфері Землі. Темні стрілки показують напрямок обертання плазмосфери разом із Землею. Показані також напрямки конвекції в хвості магнітосфери.

Збурення сонячного вітру, обумовлені зміною корпускулярного випромінювання Сонця в бік Землі, приводять до зміни струмів у магнітосферній плазмі й відповідної зміни полів у магнітосфері. Ці зміни відомі як магнітні бурі. Вони можуть негативно впливати на системи зв’язку, лінії електропередач (відомі катастрофічні аварії, що виникали з таких причин), а також на здоров’я людей.

Силові лінії дипольного магнітного поля згущуються біля полюсів, утворюючи пастки для заряджених частинок (про це йшлося в курсі фізичної електроніки, ч. І). Ці пастки заповнюються зарядженими частинками, утворюючи так звані радіаційні пояси Землі. Під час магнітних бур умови утримання частинок у радіаційних поясах порушуються, і частина їх, рухаючись уздовж магнітних силових ліній, висипаються в приполярних областях у верхні шари атмосфери (80-150 км). Струми, утворені цими потоками, досягають величин порядку 10⁶ А. Із цими потоками пов’язані, зокрема, полярні сяйва, спричинені радіаційною рекомбінацією нейтральних атомів після їхнього збудження електронним ударом.

1.1.6. Блискавка

Блискавка – це гігантський електричний іскровий розряд в атмосфері. Звичайно відбувається під час гроз, супроводжується спалахом світла та громом. Струм блискавки досягає 10-20 кА. Типова довжина блискавки складає декілька кілометрів. Блискавки зафіксовані також на ряді планет Сонячної системи – Венері, Юпітері, Сатурні, Урані.

Найчастіше спостерігаються так звані лінійні блискавки. Вони належать до класу безелектродних розрядів, оскільки починаються в скупченнях заряджених частинок.

Для виникнення блискавки необхідно, щоб у деякому невеликому об’ємі хмари виникло електричне поле з напруженістю, достатньою для пробою (порядку 10 кВ/см), а в значній частині хмари існувало слабше поле (1-2 кВ/см), достатнє для підтримання розряду.

Питання про механізми електризації хмар з’ясоване не до кінця. Перш за все слід відзначити, що грозові хмари виникають в областях найбільш інтенсивної конвекції в атмосфері – на межі моря та суходолу, на межі теплого та холодного атмосферних фронтів, а також над горами та гірськими масивами. Це дає підстави припустити, що принаймні однією з можливих механізмів електризації є тертя. Утім, можливі й інші механізми електризації.

Узагальнена картина розподілу електричних зарядів у зрілій грозовій хмарі має дипольний характер. Позитивний заряд знаходиться у верхній частині хмари, а негативний – під ним, всередині хмари. В нижній частині хмари та під нею також спостерігається позитивний заряд. Шари іонів на межах хмари екранують її електричне поле. Густина об’ємного заряду складає (1-10) Кл/км³. Трапляються й хмари з інверсною структурою (негативний заряд у верхній частині хмари і позитивний у її внутрішній частині).

Основна гіпотеза, запропонована для пояснення формування електричної структури грозової хмари, заснована на припущенні, що крупніші й важчі частинки в хмарі заряджаються переважно негативно, а дрібніші й легші – позитивно. Тоді просторове розділення зарядів відбувається через те, що важчі частинки падають швидше, ніж легші.

На першій стадії розвитку блискавки в зоні, де електричне поле досягає критичного значення, починається ударна іонізація. Вона ініціюється вільними зарядами, існування яких у повітрі зумовлене його іонізацією, зокрема, під впливом космічних променів. В електричному полі ці заряди спричиняють до появи електронних лавин, що породжують нитки електричних розрядів, або стримери, тобто провідні канали. Стримери, зливаючись, утворюють термоіонізовані канали з високою провідністю – ступінчасті лідери блискавок.

Рис. 1.5. Блискавка

Рух лідера до земної поверхні відбувається стрибками завдовжки декілька десятків метрів зі швидкість порядку 5×10⁷ м/с. Між стрибками спостерігаються зупинки тривалістю в декілька десятків мікросекунд, під час яких світіння різко ослаблюється. Під час стрибків яскраве світіння охоплює всі пройдені ступені. Середня швидкість руху лідера до земної поверхні складає величину порядку 2×10⁵ м/с.

В міру наближення лідера до земної поверхні напруженість поля на його кінці зростає. Під дією цього поля виникає зустрічний стример, що зливається з лідером.

На заключній стадії розвитку блискавки по створеному лідером каналу діаметром декілька сантиметрів протікає зворотний (знизу вгору), або головний розряд блискавки. Він характеризується струмами в 10⁴ – 10⁵ А, яскравістю, що помітно перевищує яскравість лідера, і великою швидкістю руху, що поступово зменшується від 10⁷ м/с до 10⁶ м/с. Температура в каналі може перевищувати 2.5×10⁴ К.

Після проходження головного імпульсу струму іонізація і світіння каналу ослаблюються. Час протікання струму на фінальній стадії досягає 10^-2 – 10^-1 с, сила струму складає 10² – 10³ А.

Як правило, головний розряд розряджає тільки частину хмари. Заряди, що залишилися в інших її частинах, можуть ініціювати нові розряди. Звичайно блискавка включає декілька (інколи до кількох десятків) повторних розрядів.

Крім описаного вище, спостерігаються й інші типи блискавок: блискавки всередині хмар, блискавки у верхній атмосфері (ельфи, джети та спрайти – останні б’ють угору), кульові блискавки (природа останніх досі лишається незрозумілою).

Контрольні питання до підрозділу 1.1

1. Яку форму повинні мати потоки сонячного вітру, що емітуються корональними дірками?

2. Чому в плазмі міжзоряного середовища електронна та іонна температури звичайно помітно відрізняються одна від одної?

3. Якісно поясніть, чому висотний профіль електронної концентрації в іоносфері Землі є немонотонним.

4. Поясніть, чому в хвості магнітосфери в екваторіальній площині спостерігається протікання струмів?

Задачі до підрозділу 1.1

1. Оцінить втрати маси Сонця за 1 с, що пов’язані з сонячним вітром.

2. Оцініть енергію електричного поля грозової хмари.

Дата добавления: 2015-12-08