Plasma

Füüsikas ja keemias tähendab plasma agregaatolekut, mis sarnaneb gaasiga, kuid kus teatud hulk osakestest on ioniseeritud. Ionisatsiooni toimumiseks on osakesele vaja anda energiahulk, mis on suurem antud osakese ionisatsioonienergiast. Ioniseerimata gaasi ja kergelt ioniseeritud gaasi käitumise määravad valdavalt gaasi osakeste binaarsed (kahe osakese vahelised) põrked. Kui gaasi ionisatsiooniaste on piisavalt kõrge, hakkavad selle käitumist olulisel määral mõjutama elektrodünaamilised ja magnethüdrodünaamilised efektid. Teatud piirist loetakse sellist aine olekut plasmaks. Plasmal leidub tahkiste, vedelike ja gaasidega võrreldes võrdlemisi erinevaid omadusi, mistõttu loetakse teda eraldiseisvaks agregaatolekuks (aine neljandaks olekuks). Erinevalt gaasilisest olekust võib plasma magnetvälja olemasolul moodustada struktuure, nagu näiteks filamendid, joad ja kaksikkihid. Plasma on universumis tavaaine kõige levinum agregaatolek, millest enamik eksisteerib hõreda galaktikatevahelise plasmana ja tähtedes. Sageli defineeritakse plasmat kui ioniseeritud gaasi, mis on peaaegu elektriliselt neutraalne (laeng on võrdne nulliga või väga väike) ning mis koosneb märkimisväärsel hulgal elektriliselt laetud osakestest, mis on suutelised muutma kogu süsteemi elektrilisi omadusi ja käitumist. On oluline märkida, et need osakesed ei ole "vabad". Laengute liikudes tekitavad nad elektrivoolu, mis tekitab omakorda magnetvälja, mille kaudu osakesed mõjutavad teineteist. See juhib omakorda nende kollektiivset käitumist suure arvu vabadusastmetega. Plasmat defineeritakse ka järgmiste kriteeriumite abil (kui aine olek vastab nendele kriteeriumitele, on tegemist plasmaga): Plasmalähendus – laetud osakesed peavad olema üksteisele küllalt ligidal, nii et üksnes kõige lähema osakesega interakteerumise asemel mõjutab iga osake mitut teist ligidal asuvat ühtaegu (taolised kollektiivsed nähtused ongi plasma eripäraks). Plasmalähendus peab paika, kui laengukandjate arv konkreetse osakese mõjuraadiuse (ehk Debye kauguse, mis moodustab "Debye kera") ulatuses ühest suurem, et eksisteeriks laetud osakeste kollektiivne käitumine. Debye sfääri jääv keskmine osakeste arv on määratud plasma parameetriga "Λ" (suur kreeka täht lambda). Põhiosa interaktsioonid – Debye kaugus (defineeritud ülal) on plasma lineaarmõõtmetega võrreldes väike. Selle kriteeriumi tähendus on, et plasma põhiosa interaktsioonid omavad servadel toimuvatest, kus ilmnevad äärenähtused, suuremat tähtsust. Kui see tingimus on täidetud, on plasma kvaasineutraalne. Plasmasagedus – elektronide plasmasagedus (mis mõõdab elektronide laengutiheduse kiireid võnkumisi ehk plasmavõnkumisi) on elektron-neutraalne põrkesagedusega (mis mõõdab elektronide ja neutraalsete osakeste põrgete sagedust) võrreldes suur. Kui see tingimus on täidetud, on elektrostaatilised interaktsioonid gaaside tavaliste kineetikaprotsessidega võrreldes domineerivad. Plasma parameetrid võivad omada väärtusi mitmes suurusjärgus, kuid vaatamata sellele on suurusjärkudes erinevate parameetritega plasmade käitumine sarnane. Järgnev tabel käsitleb klassikalisi atomaarseid plasmasid ning jätab välja eksootilisemad kvantplasmad, näiteks kvark-gluuonplasmad. Plasma eksisteerimiseks on tarvis ionisatsiooni olemasolu. Mõiste "plasma tihedus" all mõeldakse tavaliselt elektronide tihedust: vabade elektronide arvu ruumalaühiku kohta. Plasma ionisatsiooniaste on elektrone kaotanud (või juurde saanud) aatomite suhtarv ning on määratud eelkõige temperatuuriga. Isegi osaliselt ioniseeritud gaas, kus vaid 1% osakestest on ioniseeritud, võib omada plasmale iseloomulikke jooni (näiteks reageerimine magnetväljadele ja suur elektrijuhtivus). Gaasi ioniseeritust väljendab ionisatsiooniaste, mis defineeritakse järgmiselt: : α = n i n i + n a {\displaystyle \alpha ={n_{i} \over {n_{i}+n_{a}}}} , kus n i {\displaystyle n_{i}} on ioonide arvuline tihedus (kontsentratsioon) ja n a {\displaystyle n_{a}} on aatomite arvuline tihedus. Elektronide tihedus on selle suurusega seotud keskmise ioonide laenguoleku < Z > {\displaystyle <Z>} kaudu: n e =< Z > ⋅ n i {\displaystyle n_{e}=<Z>\cdot n_{i}} , kus n e {\displaystyle n_{e}} on elektronide arvuline tihedus. Ioniseerimata gaasis ja väga kergelt ioniseeritud gaasis määravad osakestevahelise käitumise valdavalt Londoni dispersioonijõud, mis on üks kolmest Van der Waalsi jõududest. Londoni dispersioonijõu avaldises on interaktsioonienergia E V W {\displaystyle E_{VW}} võrdeline osakestevahelise kaugusega R V W {\displaystyle R_{VW}} järgmiselt: E V W ∝ R V W − 6 {\displaystyle E_{VW}\propto R_{VW}^{-6}} . Seevastu kõrgelt ioniseeritud gaasis kirjeldab osakesetevahelist vastastikmõju Coulombi seadus, kus vastastikmõju energia E C {\displaystyle E_{C}} ja osakestevaheline kaugus R C {\displaystyle R_{C}} on seotud järgmiselt: E C ∝ R C − 2 {\displaystyle E_{C}\propto R_{C}^{-2}} . Ehk kokkuvõtvalt väheneb Van der Waalsi jõudude mõjuraadius tunduvalt kiiremini kui Coulombi jõu mõjuraadius. Seega asub Van der Waalsi jõu efektiivses mõjuraadiuses mitu suurusjärku vähem osakesi kui Coulombi jõu efektiivses mõjuraadiuses. Seetõttu eksisteerivad kõrgelt ioniseeritud gaasis ja plasmas, kus kuloniline jõud on määrav, osakesetevahelised kollektiivsed efektid, ehk üks osake mõjutab oma käitumisega paljusid teisi ja vastupidi. Plasma temperatuuri mõõdetakse enamasti kelvinites või elektronvoltides ning on – mitteformaalselt – soojusliku kineetilise energia mõõduks osakese kohta. Ionisatsiooni alal hoidmiseks on tavaliselt vaja väga kõrgeid temperatuure, mis on üheks plasmat eristavaks omaduseks. Plasma ionisatsiooniaste on määratud "elektrontemperatuuri" ja ionisatsioonienergia suhtega (ning nõrgemalt tihedusega). Seda seost nimetatakse Saha võrrandiks. Madalatel temperatuuridel kipuvad ioonid ja elektronid rekombineeruma aatomiteks ja plasma muutub pikapeale gaasiks. Enamikul juhtudel on elektronid küllalt ligidal soojuslikule tasakaalule, nii et nende temperatuur on küllalt hästi defineeritud, isegi kui eksisteerib oluline kõrvalekalle Maxwelli energiajaotusfunktsioonist näiteks UV-kiirguse, energiliste osakeste või tugevate elektriväljade tõttu. Suurest massierinevusest tulenevalt jõuavad elektronid soojusliku tasakaaluni palju kiiremini omavahel kui ioonide või neutraalsete aatomitega. Järelikult võib ioontemperatuur olla väga erinev (tavaliselt madalam) elektrontemperatuurist. See on eriti tüüpiline nõrgalt ioniseeritud tehniliste plasmade jaoks, kus ioonid on tihti toatemperatuuril. Sõltuvalt elektronide, ioonide ja neutraalsete osakeste temperatuuride vahekorrast liigitatakse plasmasid termilisteks ja mittetermilisteks. Termilistes plasmades omavad elektronid ja rasked osakesed sama temperatuuri, st nad on omavahel soojuslikus tasakaalus. Mittetermilistes plasmades on seevastu ioonid ja neutraalsed osakesed palju madalamal temperatuuril (tavaliselt toatemperatuuri), samas kui elektronid on palju "kuumemad". Plasmat nimetatakse mõnikord "kuumaks", kui ta on peaaegu täielikult ioniseeritud, või "külmaks", kui vaid väike murdosa (näiteks 1%) gaasi molekulidest on ioniseeritud, kuid leidub ka teisi levinud definitsioone. Isegi "külmas" plasmas on elektronide temperatuur siiski mitu tuhat Celsiuse kraadi. Tehnilistes rakendustes kasutatavad plasmad on tavaliselt "külmad" eelmainitud tähenduses. Kuna plasmad on väga head elektrijuhid, omavad elektrilised potentsiaalid suurt tähtsust. Keskmistatud laetud osakeste vahel leiduvat potentsiaali, sõltumata, kas ja kuidas on seda võimalik mõõta, nimetatakse plasma potentsiaaliks või ruumipotentsiaaliks. Kui plasmasse sisestada elektrood, on selle potentsiaal märkimisväärselt madalam plasma potentsiaalist Debye varjestuse nimelise nähtuse tõttu. Plasmade hea elektrijuhtivuse tõttu on nende elektriväljad väga väikesed. Sellest tuleneb oluline kvaasineutraalsuse mõiste, mis ütleb, et negatiivsete laengute tihedus on suurte ruumalade peale ligikaudne võrdne positiivsete laengute tihedusega (ne = <Z>ni), kuid Debye kauguse piires ei pruugi laengud olla tasakaalus. Erijuhul, kui moodustuvad kaksikkihid, võivad erinimelised laengud olla eraldatud kümnete Debye kauguste jagu. Potentsiaalide ja elektriväljade suuruse määramiseks peab kasutama muud viisi kui lihtsalt summaarse laengutiheduse leidmine. Tihti näiteks tehakse eeldus, et elektronid rahuldavad Boltzmanni seost: n e ∝ e e Φ / k B T e {\displaystyle n_{e}\propto e^{e\Phi /k_{B}T_{e}}} . Seda seost diferentseerides saadakse viis laengutiheduse kaudu elektrivälja arvutamiseks: E → = ( k B T e / e ) ( ∇ n e / n e ) {\displaystyle {\vec {E}}=(k_{B}T_{e}/e)(\nabla n_{e}/n_{e})} . On võimalik tekitada plasmasid, mis pole kvaasineutraalsed. Näiteks sisaldab elektronide kiir vaid negatiivseid laenguid. Mitteneutraalsete plasmade tihedus peab olema üldjuhul väga väike, sest muidu hajuks plasma tõukuvate elektrostaatiliste jõudude tõttu laiali. Astrofüüsilistes plasmades ei suuda elektriväljad plasmat üle suurte kauguste (suuremad Debye kaugusest) elektrivälja ekraneerimise tõttu otse mõjutada. Siiski põhjustab laetud osakeste olemasolu plasma tekke. See plasma allub ka magnetväljade toimele. Eelneva tõttu saavad võimalikuks väga komplitseeritud nähtused nagu kaksikkihtide teke (objektid, kus laengute eraldatus on mõnikümmend Debye kaugust). Plasmat, mis omab laetud osakeste mõjutamiseks piisavalt tugevat magnetvälja, nimetatakse magnetiseerituks. Tavaliseks kvantitatiivseks kriteeriumiks on, et osake jõuab enne põrget teha keskmiselt ühe tiiru ümber magnetvälja jõujoone: ωce/νcoll > 1, kus ωce on elektroni güromagnetiline sagedus . ja νcoll on elektronide kokkupõrkesagedus. Tihti juhtub, et elektronid on magnetiseerunud, kuid ioonid mitte. Magnetiseerunud plasmad on anisotroopsed: plasma omadused on magnetväljaga piki- ja ristsuunas erinevad. Kuigi plasmas asuvad elektriväljad on suure elektrijuhtivuse tõttu tavaliselt väikesed, on magnetväljas liikuva plasma elektrivälja võrrandiks E = −v × B (kus E on elektriväli, v kiirus ja B magnetiline induktsioon) ning Debye ekraneerimine ei mõjuta plasmat. Plasmat nimetatakse tihti aine neljandaks olekuks ning see erineb teistest väiksema energiaga agregaatolekutest (tahke, vedel ja gaasiline). Kuigi plasma on tihedalt seotud gaasiolekuga (kumbki ei oma kindlat kuju ega ruumala), erinevad nad mitmel viisil, kaasa arvatud järgmiselt: Aine plasmaolek erineb märkimisväärselt ülejäänud kolmest olekust selle poolest, et ei ole võimalikud otsesed faasiüleminekud energeetiliselt kaugemate olekute vahel ehk aine ei saa siirduda otse tahkest või vedelast olekust plasmaolekusse ja vastupidi. Plasmaolek on energeetiliselt kõige kõrgem aine olek, st isoleeritud süsteemi koguenergia on kõige suurem, kui antud süsteem on plasmaolekus (vt joonis 1). Sama järeldub faasisiireteks vaja minevatest või nendel eralduvatest energiahulkadest. Näiteks argooni sulamissoojus on 1,18 kJ/mol, aurustumissoojus 6,43 kJ/mol ja ionisatsioonienergia 1520 kJ/mol (ühekordsel ionisatsioonil), seega 1 mooli argooni tahkest olekust vedelasse viimiseks kulub ligikaudu 1300 korda vähem energiat kui sama koguse gaasilise argooni viimiseks plasmaolekusse. Kuna plasma tekitamiseks kulub suhteliselt palju energiat, on plasmaolekus ainet maapealsetes tingimustes suhteliselt vähe. Ometi on terve universumi lõikes plasma kõige levinum agregaatolek. See on võimalik mitmel põhjusel. Tähtedes tagab kõrge temperatuur pideva fusiooni toimumise ja tähe suurest massist tingitud gravitatsioon kõrge rõhu, mistõttu on aine tähtedes plasmaolekus. Teisalt moodustab tähtede ja galaktikate vaheline keskkond universumist väga suure osa ning on väga hõre, mistõttu ei ole ioniseeritud osakestel võimalik kergesti rekombineeruda. Positiivsete ja negatiivsete laengute kontsentratsioonid peavad olema ligikaudu võrdsed. Sellest tulenevalt on plasma summaarne laeng ligikaudu võrdne nulliga: q n e ≈ q n i {\displaystyle qn_{e}\approx qn_{i}} , kus q {\displaystyle q} on elementaarlaeng, n e {\displaystyle n_{e}} on elektronide kontsentratsioon ja n i {\displaystyle n_{i}} ioonide kontsentratsioon. Plasma ionisatsiooniaste väljendab ioniseeritud aatomite suhtarvu neutraalsetesse aatomitesse ning sõltub suuresti plasma temperatuurist. Ioniseeritud gaas, mille ionisatsiooniaste on 0,01% ehk 10 − 4 {\displaystyle 10^{-4}} , võib omada juba plasmale iseloomulikke omadusi. Plasma lineaarmõõtmed peavad olema Debye raadiusest märkimisväärselt suuremad. Kui see tingimus on täidetud, saab kehtida ka kvaasineutraalsus, sest Debye raadiuse ulatuses on võimalik rikkuda lokaalset kvaasineutraalsust välise elektrivälja mõjul. Päikese tuumas on Debye pikkus suurusjärgus 10 − 11 {\displaystyle 10^{-11}} m ja galaktikatevaheliseses plasmas 10 5 {\displaystyle 10^{5}} m. Seega peavad väga erinevate parameetritega (eelkõige elektronide kontsentratsioon ja nende temperatuur) plasmad olema ka väga erinevate minimaalsete lineaarmõõtmetega. Debye pikkus kirjeldab ka plasma ekraneerimisulatust, ehk distantsi, millest edasi plasma sisse välise elektrivälja mõju ei kandu. Debye raadiuse saab avaldada järgmiselt: λ D = ε 0 k B T e n e q e 2 {\displaystyle \lambda _{D}={\sqrt {\frac {\varepsilon _{0}k_{B}T_{e}}{n_{e}q_{e}^{2}}}}} , kus λD on Debye raadius (pikkus), ε0 on vaakumi dielektriline läbitavus, kB on Boltzmanni konstant, qe elementaarlaeng, Teon elektronide temperatuur, ne elektronide kontsentratsioon. Plasmasagedus, mis väljendab plasma laengutiheduse fluktueerumist ehk kulonilisest jõust tingitud võnkumisi, peab olema tunduvalt suurem mittekuloniliste võnkumiste sagedusest (elektronide ja neutraalsete aatomite põrgetest). Ehk teisiti öeldes peab elektron-neutraalide põrgete ristlõige olema palju väiksem kui elektron-ioonide põrgete ristlõige: σ e n << σ e i {\displaystyle \sigma _{en}<<\sigma _{ei}} , kus σ e n {\displaystyle \sigma _{en}} on elektron-neutraalide põrgete ristlõige ja σ e i {\displaystyle \sigma _{ei}} on elektron-ioonide põrgete ristlõige. Plasma on vaieldamatult kõige levinum agregaatolek universumis, nii massi kui ka ruumala poolest. Kõik tähed koosnevad plasmast ning isegi tähtedevaheline ruum on täidetud plasmaga, ehkki väga hõredaga. Meie Päikesesüsteemis haarab planeet Jupiter enda alla kõige suurema osa mitteplasmat: vaid 0,1% massist ja 10−15% ruumalast Pluuto orbiidi piiridesse jäävas süsteemi osas. Väga väikesed plasmaterad gaasilises plasmas korjavad enda külge ka summaarse negatiivse laengu, mille tulemusena nad käituvad kui väga raske ioonne komponent. Vaatamata plasma käitumist juhtivate alusvõrrandite suhtelisele lihtsusele, võib see olla erakordselt varieeruv ja peen: lihtsast mudelist ootamatu käitumise ilmumine on komplekssüsteemidele omane. Taolised süsteemid asuvad mõnes mõttes korrastatud ja korrastamata käitumise piiril ning pole tavaliselt lihtsate ja siledate matemaatiliste funktsioonidega ega ka puhta juhuslikkusega kirjeldatavad. Huvitavate ruumiliste omaduste spontaanne teke laial pikkuste skaalal on üheks plasma komplekssuse ilminguks. Need ruumilised omadused võivad olla huvitavad näiteks oma suure teravuse, katkendlikkuse või fraktaalse vormi poolest. Paljusid neist uuriti esmalt laboratooriumis ja märgati hiljem ka leiduvat universumis. Plasma keerukuse ja komplekssete süsteemide näideteks on: Viirud (inglise striations) või niidilaadsed struktuurid esinevad mitmetes plasmades, näiteks plasmakerades, virmalistes, välgus, kaarlahendustes, protuberantsides ja supernoovade jäänukites. Nad on mõnikord seotud suurte voolutihedustega, ning vastasmõju magnetväljaga võib tekitada magnetnööriks (inglise magnetic rope) nimetatavaid struktuure. Atmosfäärirõhul suure võimsusega mikrolainete toimel tekkinud läbilöök toob samuti kaasa filamendiliste struktuuride tekke. Plasma omadused võivad muutuda kiiresti (mõne Debye kauguse piires) kahemõõtmelise lehe ulatuses (liikuvate) löökide (inglise shocks) või (statsionaarsete) kaksikkihtide olemasolul. Kaksikkihtidega kaasnevad lokaalsed laengute eraldumised, mis põhjustavad kihi ulatuses suure potentsiaalide vahe, kuid ei tekita kihist väljaspool elektrivälja. Kaksikkihid eraldavad külgnevaid erinevate füüsiliste karakteristikutega plasmaregioone ning leiduvad tihti voolu kandvas plasmas. Nad kiirendavad nii ioone kui ka elektrone. Plasma kvaasineutraalsus nõuab, et elektrilistes vooluringides plasmavoolud sulgeksid end. Sellised vooluringid järgivad Kirchhoffi seadusi ja omavad takistust ning induktiivsust. Neid vooluringe peab üldiselt käsitlema kui tugevalt ühendatud süsteemi, kus iga plasmaregiooni käitumine sõltub kogu vooluringist. Taoline tugev ühendatus ja mittelineaarsus võivadki tekitada plasma kompleksset käitumist. Vooluringid plasmas hoiavad endas induktiivset (magnetilist) energiat ning vooluringi segamise korral, näiteks plasma ebastabiilsuse tõttu, vabaneb see energia soojuse ja kiirendusena. See ongi levinud põhjenduseks päikesekoroonades (ingl solar corona) toimuvale soojenemisele. Elektrivoolude, või konkreetsemalt magnetväljasuunaliste voolude (mida mõnikord nimetatakse üldiselt Bireklandi vooludeks), olemasolu on täheldatud ka virmalistes ning plasmafilamentides. Järskude gradientidega kitsad lehed võivad eraldada erinevate omadustega (nagu magneetumus, tihedus ja temperatuur) piirkondi, põhjustades kärjelaadsete struktuuride tekke. Selle näiteid leiab magnetosfäärist, heliosfäärist ja heliosfääri current sheet'ist. Hannes Alfvén kirjutas: "Kosmoloogilisest vaatepunktist on kõige olulisemaks uueks avastuseks kosmoseuuringutes arvatavasti ruumi kärgstruktuur. Nagu on igas in situ mõõdetavas piirkonnas nähtud, eksisteerib hulk "kärjeseinu", elektrivoolu lehti, mis jagavad ruumi erineva magneetumuse, temperatuuri, tihedusega jne. sektsioonideks." Kriitiline ionisatsioonikiirus on ioniseeritud plasma ja neutraalse gaasi vaheline suhteline kiirus, millest suurematel kiirustel toimub pidurdamatu ionisatsiooniprotsess. Kriitiline ionisatsiooniprotsess on üsna üldine mehhanism kiirelt voolava gaasi kineetilise energia ionisatsiooni- ja plasma soojusenergiaks teisendamiseks. Kriitilised nähtused on üleüldse komplekssüsteemidele tüüpilised ning võivad viia järskude ajaliste ja ruumiliste omaduste tekkeni. Ülikülmi plasmasid (inglise ultracold plasmas) tekitatakse magneto-optilises lõksus (inglise magneto-optical trap, MOT), lõksustades ja jahutades neutraalseid aatomeid temperatuurideni 1 millikelvin ja väiksemad ning seejärel kasutades laserit aatomite ioniseerimiseks. Üheks ülikülmade plasmade eeliseks on nende hästi teadaolevad ja häälestatavad algtingimused, kaasa arvatud suurus ja elektronide temperatuur. Reguleerides ioniseeriva laseri lainepikkust on võimalik vabastatud elektronide kineetilist energiat häälestada kuni 0,1 kelvinini, piir mis on määratud laseri impulsi sagedusriba laiusega. Ioonid pärivad neutraalsete aatomite millikelvinilised temperatuurid, kuid soojenevad kähku disorder induced heating'uks (DIH) nimetatava protsessi kaudu. Seda sorti mittetasakaaluline ülikülm plasma areneb kiiresti ning ilmutab veel mitmeid teisi huvitavaid nähtusi. Üks tugevalt mitteideaalse plasma metastabiilseid olekuid on Rydbergi aine, mis moodustub ergastatud aatomite kondenseerumisel. Plasmade elektrilise jõu tugevus ja ulatus ning hea elektrijuhtivus tavaliselt garanteerivad, et positiivsed ja negatiivsed laengud igas suuremas piirkonnas on võrdsed (kvaasineutraalsus). Olulise laengutiheduse ülejäägiga, või äärmisel juhul ainult üht sorti osakestest koosnevat, plasmat nimetatakse mitteneutraalseks. Sellises plasmas on elektriväljad domineerivas rollis. Taolise plasma näideteks on osakeste kiired, elektronpilv Penningi lõksus ja positronplasmad. Tolmune plasma (inglise dusty plasma) sisaldab pisikesi laetud (tavaliselt kosmoses leiduvaid) tolmukübemeid, mis käituvad nagu plasma. Suurematest osakestest koosnevat plasmat nimetatakse teraliseks plasmaks (inglise grain plasma). Nikola Tesla Ionisatsioon Debye raadius Plasmafüüsika Plasmasagedus Debye kaugust nimetatakse ka ekraneerimiskauguseks või polarisatsioonikauguseks. Plasmavõnkumisi nimetatakse ka elektrostaatilisteks võnkumisteks või Langmuiri võnkumisteks (nende esmakordse käsitleja ja plasmafüüsika rajaja Irving Langmuiri auks). Güromagnetilist sagedust nimetatakse ka tsüklotronsageduseks või Larmori sageduseks (Joseph Larmori järgi). Plasma fountain Source, press release: Solar Wind Squeezes Some of Earth's Atmosphere into Space A. Fridman (2008). Plasma Chemistry. Cambridge University Press. ISBN 1139471732. Sturrock, Peter A. (1994). Plasma Physics: An Introduction to the Theory of Astrophysical, Geophysical & Laboratory Plasmas. Cambridge University Press. ISBN 0521448107. Hazeltine, R.D.; Waelbroeck, F.L. (2004). The Framework of Plasma Physics. Westview Press. ISBN 0738200476.{{cite book}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) R. O. Dendy (1990). Plasma Dynamics. Oxford University Press. ISBN 0198520417. Daniel Hastings, Henry Garrett (2000). Spacecraft-Environment Interactions. Cambridge University Press. ISBN 0521471281. Frank-Kamenetski, David (1971). Plasmaolek – aine neljas olek. Tallinn: Valgus. Lk 33. Frank-Kamenetski, David (1971). Plasmaolek – aine neljas olek. Tallinn: Valgus. Lk 23–24. Peratt, A. L. (1966). "Advances in Numerical Modeling of Astrophysical and Space Plasmas". Astrophysics and Space Science. 242 (1–2): 93–163. Bibcode:1996Ap&SS.242...93P. DOI:10.1007/BF00645112. See The Nonneutral Plasma Group at the University of California, San Diego Nicholson, Dwight R. (1983). Introduction to Plasma Theory. John Wiley & Sons. ISBN 047109045X. See Flashes in the Sky: Earth's Gamma-Ray Bursts Triggered by Lightning Frank-Kamenetski, David (1971). Plasmaolek – aine neljas olek. Tallinn: Valgus. Lk 66. Richard Fitzpatrick, Introduction to Plasma Physics, Magnetized plasmas Hong, Alice (2000). "Dielectric Strength of Air". The Physics Factbook. Tihti on väidetud, et enam kui 99% ainest universumis on plasma. Vaata näiteks D. A. Gurnett, A. Bhattacharjee (2005). Introduction to Plasma Physics: With Space and Laboratory Applications. Cambridge, UK: Cambridge University Press. Lk 2. ISBN 0521364833. and K Scherer, H Fichtner, B Heber (2005). Space Weather: The Physics Behind a Slogan. Berlin: Springer. Lk 138. ISBN 3540229078.{{cite book}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) Põhimõtteliselt pärineb kogu kosmiline valgus tähtedelt, mis on sellise temperatuuriga plasmad, et kiirgamine toimub nähtavatel lainepikkustel. Enamik tavalisest (ehk barüon-) ainest universumis paikneb siiski galaktikatevahelises keskkonnas, mis on samuti plasma, kuid palju kuumem ning kiirgab seetõttu valdavalt röntgenikiirgust. Praegune teaduslik konsensus on, et umbes 96% kogu energiatihedusest ei ole plasma ega ka muu tavaaine vaid kombinatsioon külmast tumeainest ja tumeenergiast. "IPPEX Glossary of Fusion Terms". Originaali arhiivikoopia seisuga 8. märts 2008. Vaadatud 4. novembril 2011. "Peatükk 19: The Particle Kinetics of Plasma". Originaali arhiivikoopia seisuga 1. oktoober 2011. Vaadatud 7. detsembril 2016. Dickel, J. R. (1990). "The Filaments in Supernova Remnants: Sheets, Strings, Ribbons, or?". Bulletin of the American Astronomical Society. 22: 832. Bibcode:1990BAAS...22..832D. Grydeland, T. (2003). "Interferometric observations of filamentary structures associated with plasma instability in the auroral ionosphere". Geophysical Research Letters. 30 (6): 71. Bibcode:2003GeoRL..30f..71G. DOI:10.1029/2002GL016362. Moss, Gregory D. (2006). "Monte Carlo model for analysis of thermal runaway electrons in streamer tips in transient luminous events and streamer zones of lightning leaders". Journal of Geophysical Research. 111 (A2): A02307. Bibcode:2006JGRA..11102307M. DOI:10.1029/2005JA011350. Doherty, Lowell R.; Menzel, Donald H. (1965). "Filamentary Structure in Solar Prominences". The Astrophysical Journal. 141: 251. Bibcode:1965ApJ...141..251D. DOI:10.1086/148107. "Hubble views the Crab Nebula M1: The Crab Nebula Filaments". Originaali arhiivikoopia seisuga 5. oktoober 2009. Vaadatud 5. oktoobril 2009. Zhang, Yan-An (2002). "A rope-shaped solar filament and a IIIb flare". Chinese Astronomy and Astrophysics. 26 (4): 442–450. Bibcode:2002ChA&A..26..442Z. DOI:10.1016/S0275-1062(02)00095-4. Jean-Pierre Boeuf, Bhaskar Chaudhury, and Guo Qiang Zhu (2010). "Theory and Modeling of Self-Organization and Propagation of Filamentary Plasma Arrays in Microwave Breakdown at Atmospheric Pressure". Physical Review Letters. 104 (1): 015002. Bibcode:2010PhRvL.104a5002B. DOI:10.1103/PhysRevLett.104.015002. ISSN 0031-9007.{{cite journal}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) Originaaltsitaat: "From the cosmological point of view, the most important new space research discovery is probably the cellular structure of space. As has been seen in every region of space accessible to in situ measurements, there are a number of 'cell walls', sheets of electric currents, which divide space into compartments with different magnetization, temperature, density, etc." Raamatust: Hannes Alfvén (1981). "section VI.13.1. Cellular Structure of Space". Cosmic Plasma. Dordrecht. ISBN 9027711518. National Research Council (U.S.). Plasma 2010 Committee (2007). Plasma science: advancing knowledge in the national interest. National Academies Press. Lk 190–193. ISBN 0309109434. R. G. Greaves, M. D. Tinkle, and C. M. Surko (1994). "Creation and uses of positron plasmas". Physics of Plasmas. 1 (5): 1439. Bibcode:1994PhPl....1.1439G. DOI:10.1063/1.870693.{{cite journal}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) Teaduse helisõnastik: Plasma (Matti Laan) – ERR Teadus, 12. november 2009