Hola, encontramos la solución a lo que buscas, deslízate y la hallarás un poco más abajo.
Solución:
La temperatura más alta registrada de un plasma es no más calientes que las reacciones nucleares. Existe un continuo de fenómenos que ocurren a alta temperatura que incluye y se extiende más allá de las reacciones nucleares.
Cuando las temperaturas llegan a ser muy altas, tiene sentido comenzar a pensar en términos de las energías involucradas en lugar de ceñirse a la escala kelvin (o Fahrenheit, ugh). En equilibrio termodinámico, la energía promedio de un “grado de libertad” con la temperatura $ T $ es $ U = frac12 kT $. Por ejemplo, un gas ideal monoatómico tiene una energía media por partícula. $ frac32 kT $, para traducciones en tres dimensiones. Si tiene un sistema donde las energías permitidas vienen en grumos, como estados rotacionales y vibracionales en moléculas, la energía media por modo es cero mientras la temperatura $ kT $ es mucho menor que la energía $ E $ del primer estado excitado. Esto significa que la mayoría de los sistemas tienen una mayor capacidad calorífica cuando están calientes que cuando están fríos, lo que dificulta alcanzar altas temperaturas.
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Para temperatura ambiente $ kT aproximadamente 25 $ mili-eV; esta es una energía típica de un fonón en un sólido.
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En $ kT aproximadamente 1 $ eV, una colisión típica átomo-átomo puede tener suficiente energía para liberar un electrón. Esta es la temperatura mínima requerida para mantener un plasma ionizado denso (la fotosfera del sol ha $ kT = 0,5 $ eV, que es “exactamente el mismo” en el nivel de precisión que pretendo aquí).
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En $ kT aproximadamente 10 ^ 4 $ eV, incluso los átomos más pesados estarán, en promedio, completamente ionizados. (La energía de enlace para el último electrón en desaparecer es $ 13.6 , mathrm eV cdot Z ^ 2 $, donde $ Z lesssim 100 $ es el número de protones.)
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En $ kT aproximadamente 0,1 $ MeV empiezas a tener suficiente energía para excitar los núcleos internamente. Los núcleos ligeros sin estados excitados estables, como el deuterio y el helio-3, pueden disociarse. Los núcleos ligeros y estables pueden superar su repulsión eléctrica y fusionarse. Esta es la escala de temperatura dentro del núcleo de una estrella; Los tokamaks orientados a la fusión tienen que funcionar un poco más calientes, ya que las estrellas tienen la ventaja del tamaño. Los electrones a esta temperatura comienzan a ser relativistas. $ (m_ec ^ 2 = 0.5 rm , MeV) $. A medida que la temperatura sobrepasa la masa de electrones, se desarrollará una población secular de positrones.
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En algún lugar arriba $ kT aproximadamente 10 $ MeV, la disociación del helio se equilibrará con la formación de helio por fusión. La mayoría de las colisiones entre núcleos pesados tendrán suficiente energía para liberar un protón o un neutrón. Este es probablemente el régimen de temperatura en las estrellas pesadas, donde todos los núcleos tienden a evolucionar hacia el hierro-56 y el níquel-58.
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En $ kT aproximadamente 100 $ MeV, la mayoría de las colisiones tienen suficiente energía para producir piones ($ m_ pi c ^ 2 = 140 $ MeV), y muchos tienen suficiente energía para producir kaones ($ m_K c ^ 2 = 500 $ MeV). Estas partículas inestables producirán neutrinos cuando se desintegran. Los neutrinos son muy eficientes para alejar el calor de la región de interacción, por lo que las temperaturas astrofísicas a largo plazo pueden superar esta escala. Las colisiones más enérgicas aquí pueden producir antiprotones ($ m_ barra pc ^ 2 = 1 $ GeV).
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Hay un factor de aproximadamente mil en energía donde mi intuición no es muy buena.
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Como se muestra en RHIC y en LHC, en algún lugar alrededor $ kT aproximadamente 200 $ GeV comienza a disociar nucleones en quarks y gluones, de la misma manera que alrededor de 1 eV comenzó a disociar átomos en núcleos y electrones. Tenga en cuenta que esto es “sólo” unos veinte mil millones de kelvin. El LHC apunta actualmente a 8-14 TeV, casi un factor cien más en energía.
No estoy familiarizado con su experimento de vaporización de tungsteno. Me atrevería a suponer que el tungsteno recién vaporizado podría tener una temperatura de 1 a 10 eV y que al confinar y comprimir el plasma podría aumentar su densidad de energía en un factor de 1000. Eso lo colocaría en algún lugar por debajo del extremo inferior del rango de energía para un plasma con interacciones nucleares.
Depende del tipo de plasma del que esté hablando. Dejo a un lado los plasmas de quark-gluones, que son diferentes de otros plasmas en que los nucleones en realidad están “rotos en pedazos”.
Los plasmas más calientes de la Tierra, por lo demás, son generalmente aquellos que tienen como objetivo generar reacciones de fusión nuclear en una cantidad considerable (por ejemplo, generación de energía o estudio de estrellas, planetas, etc.). En el laboratorio, algunos instrumentos grandes han establecido récords impresionantes, más calientes que las estrellas en realidad:
- tokamaks: 100 millones de kelvin
- la máquina Z: 2 mil millones de kelvin
- instalaciones láser como el NIF: 100 millones de kelvin
Parece que la máquina Z tiene la más caliente, pero no estoy seguro de cuánto de este plasma se produce en cada una de estas instalaciones. En general, los tokamaks pueden mantener alta la temperatura durante mucho tiempo (minutos), ya que está muy diluido. Las otras dos técnicas solo pueden sostener el plasma durante nanosegundos, ya que es muy denso.
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