Co to jest plazma w astronomii?
Plazma to czwarty stan skupienia materii (obok stałego, ciekłego i gazowego), w którym materia jest tak gorąca lub silnie napromieniowana, że elektrony zostają oderwane od atomów i poruszają sie swobodnie – tworząc mieszaninę wolnych elektronów i jonów (naładowanych atomów lub cząsteczek). W skali kosmicznej plazma jest najbardziej powszechnym stanem skupienia materii: szacuje sie, że stanowi ponad 99,9% widzialnej materii we Wszechświecie. Wnętrza gwiazd, fotosfera, korona słoneczna, wiatr słoneczny, mgławice jonizowane (obszary HII), ośrodek wewnątrzgromadowy w gromadach galaktyk – wszystkie te środowiska to plazma.
Plazma wykazuje unikalne właściwości odróżniające ją od zwykłego gazu: quasi-neutralność (w skali powyżej długości Debye’a – odległości ekranowania pola elektrycznego – sumaryczny ładunek elektryczny plazmy jest bliski zeru), częstotliwość plazmowa (plasma frequency) – dolna granica częstotliwości, jaką mogą przez plazmę przejść fale elektromagnetyczne (jonosfera Ziemi odbija fale radiowe poniżej ok. 10 MHz właśnie dlatego), duże przewodnictwo elektryczne i silne sprzężenie z polami magnetycznymi (magnetohydrodynamika, MHD). Temperatura plazmy astronomicznej rozciąga sie od kilkudziesięciu tysiąc K (fotosfera Słońca) przez miliony K (korona słoneczna) do miliardów K (wnętrza gwiazd neutronowych). Typ plazmy: zimna (T 10^6 K, w pełni zjonizowana – korona słoneczna, jądra gwiazd). Plazma wewnątrzgromadowa (ICM, intracluster medium) wypełniająca gromady galaktyk ma temperaturę 10^7-10^8 K i gęstość ok. 10^-3 cząsteczek na cm3 – emituje silne promieniowanie rentgenowskie obserwowane przez Chandra, XMM-Newton i eROSITA.
Plazma i pole magnetyczne to nierozłączna para w astronomii: pole magnetyczne zamarznięte w plazmie (frozen-in field, twierdzenie Alfvena) jest transportowane razem z ruchem plazmy – co wyjaśnia strukturę pola magnetycznego Słońca, rozbłysków, dżetów pulsarów i aktywnych galaktyk. Fale Alfvena (oscylacje poprzeczne plazmy w polu magnetycznym) są jednym z mechanizmów podgrzewania korony słonecznej – kluczowy nierozwiązany problem fizyki słonecznej. Plazma kwantowa: w białych karłach (elektrony zdegenerowane) i gwiazdach neutronowych (degeneracja neutronów + kwarki?) – materia jest tak gęsta, że rządzi mechaniką kwantową, nie klasyczną MHD. Laboratoryjne badania fizyki plazmy mają bezpośrednie zastosowanie w fuzji jądrowej (reaktory tokamak JET, ITER, NIF – prywatne firmy): podgrzanie plazmy wodorowej do temperatury jądrowej (>100 mln K) w silnym polu magnetycznym to warunek niezbędny do osiągnięcia energii z fuzji.