Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 36 (vyšlo 16. října, ročník 13 (2015)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Astrofyzikální plazma v laboratoři

Miroslav Horký

Před pár lety, když jsem začínal studovat fyziku plazmatu, mi jeden experimentátor ironicky sdělil, že je výhodné zabývat se teorií astrofyzikálního plazmatu, neb takové výpočty nikdo neověří experimentem, a tak v této oblasti fyziky lze publikovat de facto cokoliv. Již tenkrát jsem věděl, že je velmi daleko od pravdy a že existují laboratorní experimenty, na kterých se studuje astrofyzikální plazma. Právě v dnešním bulletinu se podíváme na jakém principu lze takové experimenty provádět a jaké problémy se aktuálně studují.

Smyčková nestabilita sloupce plazmatu pozorovaná v laboratoři

Smyčková nestabilita sloupce plazmatu pozorovaná v laboratoři skupinou profesora Bellana. Stejné útvary se pozorují ve výtryscích plazmatu v okolí kompaktních astrofyzikálních objektů. Zdroj: Paul Bellan, KTTP & Caltech.

Plazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází alespoň malé množství elektricky nabitých částic, které jsou v celém objemu elektricky neutrální a jsou schopny reagovat na elektrická a magnetická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektrického obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství.

Počítačová simulace – napodobení skutečnosti pomocí numerického výpočtu, nezbytná součást modelování fyzikálních procesů. Dokáže na základě sofistikovaných algoritmů předpovědět jak kvantitativní, tak kvalitativní výsledky pokusů při různých počátečních podmínkách. Umožňuje omezit výběr jevů, které celý pokus ovlivňují nejvíce, a tím vysvětlit příčiny a podstatu procesů.

Frekvence cyklotronní – frekvence šroubovicového (Larmorova, gyračního) pohybu elektronů kolem magnetických siločar. Důležitá je tzv. cyklotronní rezonance, při které je vlna absorbována na této frekvenci. Z cyklotronní rezonance lze určit magnetické pole plazmatu. Cyklotronní frekvence je rovna QB/m.

Frekvence plazmová – charakteristická frekvence oscilací a vln v plazmatu, která souvisí s pohyby nabitých částic. Plazmová frekvence závisí na koncentraci částic, je dána vztahem (nQ2/0)1/2. Rozlišujeme plazmovou frekvenci elektronů (je důležitá při šíření elektromagnetických vln) a iontů či protonů (je důležitá při šíření zvukových vln). Elektromagnetické vlny procházejí plazmatem (například ionosférou) jen tehdy, pokud je jejich frekvence vyšší než plazmová frekvence elektronů.

Škálovatelnost

Pokud chceme studovat nějaký fyzikální jev, musíme ho umět (alespoň v určitém přiblížení) popsat matematicky. Získané rovnice nám poté popisují chování zkoumaného fyzikálního děje a je jasné, že obsahují veličiny, které charakterizují studovaný systém. Ve fyzice plazmatu se nám proto v rovnicích objevují charakteristické frekvence (cyklotronníFrekvence cyklotronní – frekvence šroubovicového (Larmorova, gyračního) pohybu elektronů kolem magnetických siločar. Důležitá je tzv. cyklotronní rezonance, při které je vlna absorbována na této frekvenci. Z cyklotronní rezonance lze určit magnetické pole plazmatu. Cyklotronní frekvence je rovna QB/m., plazmováFrekvence plazmová – charakteristická frekvence oscilací a vln v plazmatu, která souvisí s pohyby nabitých částic. Plazmová frekvence závisí na koncentraci částic, je dána vztahem (nQ2/0)1/2. Rozlišujeme plazmovou frekvenci elektronů (je důležitá při šíření elektromagnetických vln) a iontů či protonů (je důležitá při šíření zvukových vln). Elektromagnetické vlny procházejí plazmatem (například ionosférou) jen tehdy, pokud je jejich frekvence vyšší než plazmová frekvence elektronů.), délky (DebyeovaDebyeova délka – typická vzdálenost v plazmatu, ve které je potenciál bodového náboje odstíněn v poměru 1/e.) atd. Snad každému je hned jasné, že hodnoty těchto charakteristických veličin jsou různé například v případě mezigalaktického plazmatu a bleskového výboje (mezigalaktické plazma je výrazně řidší a má mnohonásobně větší rozměry). Mezi nejzákladnější parametry plazmatu patří teplota elektronů, koncentrace elektronů a magnetické pole. Rozdílnost parametrů je dobře ilustrovaná na následujícím obrázku.

Rozdělení různých druhů plazmatu v závislosti na koncentraci a teplotě při konstantním magnetickém poli

Rozdělení různých druhů plazmatu v závislosti na koncentraci a teplotě
při konstantním magnetickém poli. Zdroj [1].

Jak tedy na Zemi můžeme nastavit experiment tak, abychom mohli studovat astrofyzikální plazma? Princip je velmi jednoduchý, stačí si naše rovnice vhodně „zbezrozměrnit“ a můžeme je aplikovat na široké spektrum fyzikálních problémů a nastavit podle nich laboratorní experimenty v našich pozemských podmínkách. Jde o tzv. škálovatelnost, kterou lze využít i u numerických simulací, kde potřebujeme průběh simulace navíc urychlit. Zde je důležité upozornit, že tento krok nelze provést vždy. V případě, že se v rovnicích vyskytuje například současně elektromagnetické i gravitační působení na jednotlivé komponenty plazmatu, tak přechod k bezrozměrným proměnným a následné přeškálování v podstatě nelze provést.

Experimenty

Úplně prvním laboratorním experimentem vztaženým k astrofyzice byla Terrela určená ke zkoumání původu polárních září. Postavil ji norský fyzik Kristian Birkeland. Jednalo se o kouli s dipólovým magnetickým polem umístěnou do vakuované komory. Na zařízení byl poté nasměrován proud elektronů, který v podmínkách řídké atmosféry a magnetického pole vytvořil světelný úkaz obdobný aurorálnímu oválu. Nicméně při sestavování experimentů sloužících ke studiu exotičtějších astrofyzikálních dějů je nutné generovat velmi husté a horké plazma (kvůli přeškálování nám nic jiného nezbývá). To byl dlouho problém, ovšem velmi výkonné lasery daly před zhruba dvaceti lety vzniknout oboru, který experimentálně doplňuje teorii a počítačové simulace astrofyzikálního plazmatu. Je zajímavé, že od vzniku laseru v roce 1960 se vědci pokoušejí přimět laserem generované plazma k termojaderné fúzi, tedy by se dalo říct, že experimentují s dalším astrofyzikálním procesem. Bohužel, na exotičtější experimenty, týkající se například rázových vln po výbuších supernov, jsme museli čekat až do 90. let minulého století.

Právě studium rázových vln po výbuších supernov bylo jedním z prvních témat laserových aplikací v astrofyzice. Po výbuchu supernovy se kolem ní vytvoří rázová vlna, která je dle teorie rodnou půdou pro všemožné druhy nestabilit. U supernov jsou nejčastější nestability Rayleighova-TaylorovaNestabilita Rayleighova-Taylorova – nestabilita vznikající na rozhraní dvou tekutin s různou hustotou, které se nacházejí v gravitačním poli (řidší tekutina je „pod“ hustší). Malé poruchy se budou zvětšovat, hustší (těžší) tekutina bude klesat do řidší (lehčí) tekutiny a dojde k charakterictickému mísení. V astronomii je ji možno pozorovat při prostupu záření hvězd skrze plynová oblaka. Nestabilita se vyvíjí do podoby Rayleighových-Taylorových prstů, střídajících se hustších a řidších oblastí, ve kterých tekutiny proudí opačným směrem a připomínají prsty. Nestabilitu poprvé popsal lord Rayleigh (1842–1919) a později zobecnil Geoffrey Ingram Taylor (1886–1975). (RT) a Richtmeyerova-Meškovova (RM). Obě nestability tvoří velmi podobné prostorové struktury, nicméně se liší ve spouštěcím a řídicím mechanizmu. Na obrázku je vidět rozvoj RM nestability při simulaci rázové vlny supernovy SN1987A a rozvoj té samé nestability v laserem generovaném plazmatu.

Rozvoj RM nestability v numerické simulaci a experimentu

Rozvoj RM nestability v numerické simulaci a experimentu. Zdroj: [2].

Studium „kolizí“ galaktických kup a vzniku turbulentního dynama

Jako turbulentní dynamo je označován fyzikální jev, který stojí pravděpodobně za genezí mezigalaktického magnetického pole. Na počátku je potřeba, aby gradienty teploty a koncentrace plazmatu mířily různými směry. To vede k vytvoření elektrického proudu, který následně generuje slabé magnetické pole. Tento proces je znám pod označením Biermannův mechanizmus. Pokud se v takovém plazmatu rozvine turbulence, dochází u magnetických siločar vlivem jejich zamrznutí do plazmatu k jejich kroucení, natahování apod., což může vést ke zvýšení jejich hustoty, a tím ke zvýšení intezity magnetického pole. Tyto turbulence může vyvolat například interakce dvou plazmatických svazků.

Galaktické kupyGalaktická kupa – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru, z nichž některé dosahují hmotnosti až desetitisícenásobku hmotnosti naší Galaxie. Jsou tvořené třemi hlavními složkami:
 – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,
 – obrovskými mraky horkých plynů,
 – temnou hmotou zatím neznámé povahy.
jsou jedněmi z největších gravitačně vázaných objektů našeho vesmíru. Mezigalaktické prostředí uvnitř kupy je vyplněno velmi řídkým plazmatem s koncentrací v desítkách částic na metr krychlový. I přes tuto velmi nízkou koncentraci je však stále mnohonásobně hustší než prostředí mimo galaktickou kupu. Prolínání (srážku) dvou galaktických kup lze tedy díky přeškálování snadno studovat na interakci dvou plazmoidůPlazmoid – kompaktní plazmový útvar, někdy nazývaný plazmový oblak, zhustek, shluk, cluster. Plazmoid s sebou může unášet tzv. vmrznuté magnetické pole. v laboratorních podmínkách.

Takový experiment se před nedávnem podařil výzkumnému týmu z Oxfordské univerzity pod vedením Gianluca Gregoriho. Perličkou na jejich úspěchu je, že původně neměli v plánu tento jev zkoumat. Gregoriho tým započal experimenty v Rutherfordově Appletonově laboratoři (RAL) s cílem zjistit, jak rázová vlna po výbuchu supernovy rozpoutá turbulentní proudění v plazmatu a jak se tím zesílí magnetické pole. Součástí jejich experimentů byla i situace s dvěma rázovými vlnami šířícími se proti sobě. Nicméně místo dvou rázových vln vygenerovali dva výtrysky, které spolu začaly interagovat a vedly ke vzniku turbulence. Na obrázku je vidět časový vývoj interakce dvou generovaných plazmatických svazků s jasně patrnými turbulencemi v závěru. Až po provedení experimentu a vyhodnocení výsledků si vědci uvědomili (s pomocí oxfordských teoretiků), že vlastně experimentálně odsimulovali srážku dvou galaktických kup.

Vznik turbulence při srážce dvou plazmatických svazků

Vznik turbulence při srážce dvou plazmatických svazků. Zdroj [3].

Pár slov závěrem

Výsledky přesto skrývaly jednu záludnost. Při analýze generovaného magnetického pole vědci zjistili, že turbulencí došlo pouze k dvou až trojnásobnému zesílení, což je na turbulentní dynamo velmi málo, nicméně magnetické pole po přeškálování do astrofyzikální situace řádově odpovídalo poli generovanému Biermannovým mechanizmem. A proč bylo turbulentní zesílení pole tak slabé? Odpověď by se mohla skrývat v málo vodivém plazmatu. Rovnice pro magnetické pole v plazmatu má dva členy – člen odpovídající zamrzání siločar do plazmatu a člen odpovídající difuzi siločar v plazmatu. Zamrzání siločar, které je důležité pro zesílení magnetického pole, dominuje ve vysoce vodivém plazmatu. Gregoriho tým vědců proto chystá opakování experimentu v Lawrence-Livermore National Ignition Facility, kde by měli být schopni vygenerovat „dokonale“ vodivé plazma, a tak prozkoumat efekt turbulencí na zesílení magnetického pole.

Odkazy

Valid HTML 5Valid CSS

Aldebaran Homepage