Физический энциклопедический словарь - космическая плазма

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.

Классификация видов плазмы: ГР — плазма газового разряда; МГД — плазма в магнитогидродинамич. генераторах; ТЯП-М — плазма в термоядерных магн. ловушках; ТЯП-Л — плазма в условиях лазерного термоядерного синтеза; ЭГМ — 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 магнитосфе-

312

pax 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 -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).

• Арцимович Л. А., Сагдеев Р. З., Физика плазмы для физиков, М., 1979; Пикельнер С. Б., Основы космической электродинамики, 2 изд., М., 1966; Акасофу С. И., Чепмен С., Солнечно-земная физика, пер. с англ., ч. 1—2,-М., 1974 — 75.

Р. З. Сагдеев.