КОСМИЧЕСКАЯ ПЛАЗМА

КОСМИЧЕСКАЯ ПЛАЗМА

       

плазма в косм. пространстве и в косм. объектах: звёздах, звёздных атмосферах, галактич. туманностях и т. п. Плазменное состояние — наиб. распространённое состояние в-ва во Вселенной.

В околоземном косм. пространстве К. п. можно рассматривать в известном смысле как плазму ионосферы, имеющую плотность n до =105 см-3 на высотах =350 км; плазму радиационных поясов Земли, (n=107 см-3) и магнитосферы; вплоть до неск. земных радиусов простирается т. н. плазмосфера, характеризующаяся плотностью ч-ц =102 см-3. Потоки солн. плазмы, двигающейся радиально от Солнца (т. н. солнечный ветер), по данным прямых измерений в космосе, имеют плотность =(1—10) см-3. Наименьшими плотностями характеризуется К. п. в межзвёздном и межгалактич. пространстве (вплоть до n 10-3—10-4 см-3). В таких К. п., как правило, отсутствует термодинамич. равновесие, в частности между электронной и ионной компонентами. По отношению к быстропротекающим процессам (напр., ударным волнам) такие плазмы явл. бесстолкновительными.

Солнце и звёзды можно рассматривать как гигантские сгустки К. п. с плотностью, постепенно возрастающей от внеш. частей к центру, последовательно: корона, хромосфера, фотосфера, конвективная зона, ядро.

электронный газ в металлах: ЭДП — электронно-дырочная плазма ПП; БК — вырожденный электронный газ в белых карликах; И — плазма ионосферы; СВ — плазма солн. ветра; GK — плазма солн. короны; С — плазма в центре Солнца; МП — плазма в магнитосферах пульсаров.

Макс., расчётная плотность К. п. в центре нормальных звёзд =1024 см-3. В массивных и компактных звёздах плотность К. п. может быть на неск. порядков выше. Так, в белых карликах плотность настолько велика, что эл-ны оказываются вырожденными (см. ВЫРОЖДЕННЫЙ ГАЗ). При ещё больших плотностях, как, напр., в нейтронных звёздах, вырождение наступает и для нуклонов.

К. п., как правило, явл. идеальным газом. Условие идеальности (малости энергии вз-ствия по сравнению с тепловой) автоматически выполняется в разреженных плазмах за счёт малости n; в глубинных частях нормальных звёзд — за счёт того, что тепловая энергия достаточно велика; в компактных вырожденных объектах — за счёт кинетич. Ферми энергии.

Шкала темп-р К. п. простирается от долей эВ в К. п. межзвёздной и межгалактич. сред до релятив. и ультрарелятив. темп-р в магнитосфеpax пульсаров — быстро вращающихся намагниченных нейтронных звёзд. На рис. схематически показано разнообразие видов К. п. и их примерное расположение на диаграмме темп-pa — плотность.

К. п. удалённых объектов исследуется дистанц. спектральными методами с помощью оптич. телескопов, радиотелескопов, а в последнее время и в рентгеновском и g-излучениях с помощью внеатмосферных спутниковых телескопов. В пределах солн. системы быстро расширяется диапазон прямых измерений параметров К. п. с помощью приборов на спутниках и косм. аппаратах. Т. о. были обнаружены магнитосферы планет от Меркурия до Сатурна. Методы прямых измерений К. п. включают в себя использование зондовых, спектрометрических измерений и т. д. (см. ДИАГНОСТИКА ПЛАЗМЫ).