فيزياء كثافة الطاقة العالية
فيزياء كثافة الطاقة العالية (بالإنجليزية: High energy density physics) هو مجال فرعي من الفيزياء يتشابك مع فيزياء المواد المكثفة والفيزياء النووية والفيزياء الفلكية وفيزياء البلازما. تُعرف فيزياء كثافة الطاقة العالية بأنها فيزياء المواد والإشعاعات عندما تتجاوز كثافة الطاقة 100 GJ/m^3.

تشمل علوم كثافة الطاقة العالية دراسة المواد المكثفة عند الكثافة الشائعة للب العميق للكواكب العملاقة والبلازما الساخنة الموجودة بداخل النجوم. يوفر هذا الحقل ذو المجالات المعرفية المتعددة أساسًا لفهم مختلف المشاهدات الفيزيائية الفلكية وكذلك التحكم بنظام الاندماج فضلًا عن فهمه. وبالتحديد، الإشعال الحراري النووي بواسطة حصر القصور الذاتي في المعمل – بالإضافة إلى الانتقال من الكواكب إلى الأقزام البنية والنجوم في الطبيعة- يحدث من خلال نظام كثافة الطاقة العالية HED. تظهر مجموعة متنوعة من القدرات التجريبية الناشئة والجديدة (منشأة الإشعال الوطنية، منشأة ليزر المشتري إلخ..) وتساعد هذا المجال العلمي الناشئ أن يكون غنيًّا بزيادة المكتشفات.

يُعرَّف مجال كثافة الطاقة العالية HED بكثافة طاقة (بوحدة الضغط) أعلى من 1 ميغابار = 100 باسكال ~ 1 مليون ضغط جوي. يُقارن ذلك بكثافة الطاقة للرابطة الكيميائية مثل تلك الموجودة في جزئ الماء. وبالتالي فإنه عند 1 ميغابار، تتغير الكيمياء التي نعرفها. تسبر التجارب في منشأة الإشعال الوطنية المادة عند 100 ميغابار. عند هذه «الضغوط الذرية» تكون أحوال كثافة الطاقة مقارَنة بتلك الموجودة في اللب الداخلي للإلكترون، وبالتالي تتغير الذرات نفسها. يشمل نظام HED المكثف المواد عالية الانحلال، وتكون المسافات بين الذرية أقل من الطول الموجي لدي برولي. يتشابه ذلك مع نظام الكم المحقق عند درجات حرارة منخفضة (مثل تكاثف بوز-أينشتاين)، وعلى عكس تشبيه درجات الحرارة المنخفضة، يسبر نظام HED المسافات بين الذرية بأقل من نصف قطر بور. يفتح ذلك مجالًا جديدًا كليًّا من ميكانيكا الكم، حيث تحدد إلكترونات المركز –وليس فقط إلكترونات التكافؤ- الخصائص المادية ونشوء كيمياء إلكترونات المركز وتعقيد بنائي جديد في المواد الصلبة. إن السلوكيات الإلكترونية والميكانيكية والبنائية الغريبة المحتملة لمثل هذه المادة تشمل الموصلية الفائقة عند درجة حرارة الغرفة والإلكتريد عالي الكثافة وانتقال السائل-سائل من الرتبة الأولى وانتقالات عازل-معدن جديدة. إن تلك المواد شائعة في الكون، وتوجد في أكثر من 1000 كوكب مكتشف خارج المجموعة الشمسية.

إن أحوال كثافة الطاقة العالية HED عند درجات الحرارة العليا مهمة لنشأة وموت النجوم والتحكم في الاندماج الحراري النووي في المعمل. على سبيل المثال ولادة وتبريد النجم النيوتروني. هذا الجزء المركزي من النجم، 8-20 مرة أكبر من كتلة الشمس، يشق طريقه إلى الحديد ولا يمكنه أن يواصل الطريق لأن للحديد أثقل طاقة ارتباط لكل نوية عن أي عنصر آخر. وكما تتجمع نواة الحديد في 1.4 كتل شمسية، يستسلم الضغط الانحلالي للإكترون في مواجهة الجاذبية وتتهاوى. يبرد النجم في البداية بالانبعاث السريع للنيوترينو. يتحول السطح الخارجي من الحديد إلى زوج عفوي ويصل إلى درجة حرارة يكون فيها الضغط الإشعاعي مقارن بالضغط الحراري وحيث يكون الضغط الحراري مقارن بتفاعلات كولوم.

المراجع

فيزياء البلازما
فيزياء فلكية
فيزياء نووية
فيزياء كثافة الطاقة العالية ( بالإنجليزية : High energy density ph ysics ) هو مجال فرعي من الفيزياء يتشابك مع فيزياء المواد المكثفة والفيزياء النووية والفيزياء الفلكية وفيزياء البلازما . تُعرف فيزياء كثافة الطاقة العالية ب أن ها فيزياء المواد والإشعاعات عندما تتجاوز كثافة الطاقة G J / m ^3 . تشمل علوم كثافة الطاقة العالية دراسة المواد المكثفة عند الكثافة الشائعة للب العميق للكواكب العملاقة والبلازما الساخنة الموجودة بداخل النجوم . يوفر هذا الحقل ذو المجالات المعرفية المتعددة أساسًا لفهم مختلف المشاهدات الفيزيائية الفلكية و كذٰلك التحكم ب نظام الاندماج فضلًا عن فهم ه . و ب التحديد ، الإشعال الحرار ي النووي ب واسطة حصر القصور الذاتي في المعمل – ب الإضافة إلى الانتقال من الكواكب إلى الأقزام البنية والنجوم في الطبيعة - يحدث من خلال نظام كثافة الطاقة العالية HED . تظهر مجموعة متنوعة من القدرات التجريبية الناشئة و الجديدة ( منشأة الإشعال الوطنية ، منشأة ليزر ال مشتري إلخ . . ) و تساعد هذا المجال العلمي الناشئ أن يكون غنيًّا ب زيادة المكتشفات . يُعرَّف مجال كثافة الطاقة العالية HED بكثافة طاقة ( بوحدة الضغط ) أعلى منميغابار = باسكال ~ مليون ضغط جوي . يُقارن ذلك بكثافة الطاقة لل رابطة الكيميائية مثل تلك الموجودة في جزئ الماء . و ب التالي ف إن ه عندميغابار ، تتغير الكيمياء التي نعرف ها . تسبر التجارب في منشأة الإشعال الوطنية المادة عندميغابار . عند هذه « الضغوط الذرية » تكون أحوال كثافة الطاقة مقارَنة ب تلك الموجودة في اللب الداخلي للإلكترون ، و ب التالي تتغير الذرات نفس ها . يشمل نظام HED المكثف المواد عالية الانحلال ، و تكون المسافات بين الذرية أقل من الطول الموجي لدي ي برولي . ي تشابه ذلك مع نظام الكم المحقق عند درجات حرارة منخفضة ( مثل تكاثف بوز - أينشتاين ) ، و على عكس تشبيه درجات الحرارة المنخفضة ، يسبر نظام HED المسافات بين الذرية ب أقل من نصف قطر بور . يفتح ذلك مجالًا جديدًا كليًّا من ميكانيكا الكم ، حيث تحدد إلكترونات المركز – و ليس فقط إلكترونات ال تكافؤ - الخصائص المادية ونشوء كيمياء إلكترونات المركز وتعقيد بنائي جديد في المواد الصلبة . إن السلوكيات الإلكترونية والميكانيكية والبنائية الغريبة المحتملة ل مثل هذه المادة تشمل الموصلية الفائقة عند درجة حرارة الغرفة والإلكتريد عالي الكثافة و انتقال السائل - سائل من الرتبة الأولى وانتقالات عازل - معدن جديدة . إن تلك المواد شائعة في الكون ، و توجد في أكثر منكوكب مكتشف خارج المجموعة الشمسية . إن أحوال كثافة الطاقة العالية HED عند درجات الحرارة العليا مهمة لنشأة وموت النجوم والتحكم في الاندماج الحرار ي النووي في المعمل . على سبيل المثال ولادة وتبريد النجم النيوتروني . هذا الجزء المركزي من النجم ، مرة أكبر من كتلة الشمس ، يشق طريق ه إلى الحديد و لا يمكن ه أن يواصل الطريق لأن ل الحديد أثقل طاقة ارتباط ل كل نوية عن أي عنصر آخر . و كما تتجمع نواة الحديد في 4 كتل شمسية ، يستسلم الضغط الانحلالي للإكترون في مواجهة الجاذبية وتتهاوى . يبرد النجم في البداية بالانبعاث السريع للنيوترينو . يتحول السطح الخارجي من الحديد إلى زوج عفوي و يصل إلى درجة حرارة يكون في ها الضغط الإشعاعي مقارن بالضغط الحرار ي و حيث يكون الضغط الحرار ي مقارن بتفاعلات كولوم . المراجع فيزياء البلازما فيزياء فلكية فيزياء نووية