En fisica i química el plasma és un estat de la matèria en el qual un percentatge elevat (o fins i tot, tots) dels àtoms estan ionitzats i lliures amb la presència d'una certa quantitat d'electrons lliures, no lligats a cap àtom o molècula. És un fluid, format per electrons i ions positius. Això fa que el plasma sigui conductor elèctric i que respongui fortament als camps electromagnètics. El plasma presenta unes propietats diferents de les dels sòlids, líquids i gasos, de manera que és considerat com un altre estat de la matèria. Pot presentar-se de diferents maneres: com a núvols gasosos neutres, com s'observa en cas de les estrelles; en forma de gas, el plasma no té una forma o un volum definits, però sota la influència d'un camp magnètic pot formar estructures com raigs de ions o bé com a suspensions de partícules de l'ordre del nanòmetre o el micròmetre.

Una flama pot ser considerada com una forma de plasma parcial de baixa temperatura.

Història La disciplina avui denominada física del plasma va néixer de la convergència entre dues línies d'investigació originades al . D'una banda, l'estudi rigorós de les descàrregues elèctriques va ser iniciat a Anglaterra per Michael Faraday i va ser continuat després per Joseph John Thomson, William Crookes i Sealy Edward Townsend. El 1923, Irving Langmuir va observar que els gasos ionitzats presents en una descàrrega responien col·lectivament a les pertorbacions externes. Aquesta qualitat, anàloga a la dels plasmes sanguinis, li va portar a adoptar el terme plasma per referir-se a aquests sistemes.

L'altra columna sobre la qual descansa la física del plasma prové dels estudis sobre el comportament de fluids conductors sota la influència de camps electromagnètics. Aquesta disciplina, dita magnetohidrodinàmica, va ser desenvolupada inicialment per Faraday i André-Marie Ampère. Al , la magnetohidrodinàmica va permetre estudiar fenòmens observats al Sol i a la ionosfera terrestre. Per exemple, les ones magnetohidrodinàmiques, avui anomenades ones d'Alfvén en honor del físic suec Hannes Alfvén, van ser introduïdes per ell mateix el 1942. Aquesta aportació va ser premiada amb el Premi Nobel de Física del 1970, únic premi Nobel concedit fins avui per treballs en la física del plasma.

Després de la Segona Guerra Mundial, el creixent interès a desenvolupar reactors de fusió que proporcionessin una energia neta, segura i barata va alimentar un ràpid avenç de la física del plasma, essencial per a entendre el comportament d'un gas a les altes temperatures necessàries en l'interior de tals dispositius. Malgrat l'optimisme inicial, la fusió nuclear encara no ha aconseguit complir les seves promeses, principalment a causa de l'existència d'inestabilitats abans desconegudes en el plasma. Tanmateix, la comunitat científica espera que el reactor termonuclear experimental internacional (ITER) aconsegueixi eliminar tals inestabilitats i operi en condicions energèticament rendibles de fusió.

Actualment, la física del plasma és una disciplina madura i extensa. Les seves eines són imprescindibles en la investigació astrofísica i geofísica; les seves aplicacions tenen una gran importància econòmica i van des de la fusió nuclear esmentada fins al tractament de materials mitjançant descàrregues elèctriques. Altres usos industrials en són el gravat de circuits electrònics i la purificació d'emissions contaminants.

Exemples de plasma miniatura|Un llum de plasma miniatura|Una altra vista del llum de plasma Els plasmes formen l'estat d'agregació més abundant de la natura. De fet, la major part de la matèria en l'univers visible es troba en estat de plasma.S'ha manifestat sovint que més d'un 99% de l'univers és plasma. Vegeu, per exemple, D. A. Gurnett, A. Bhattacharjee, Introduction to Plasma Physics: With Space and Laboratory Applications (2005) (Pàgina 2) i també K Scherer, H Fichtner, B Heber, "Space Weather: The Physics Behind a Slogan" (2005) (Pàgina 138). Essencialment tota la llum visible de l'espai ve d'estrelles, que són plasmes a una temperatura tal que emeten intensament a longituds d'ona visibles. La majoria de la matèria corrent (o bariònica) de l'univers, tanmateix, es troba al medi intergalàctic, que és també un plasma, però molt més calent, de manera que emet principalment raigs X. El consens científic actual és que aproximadament un 96% de la densitat d'energia total en l'univers no és ni plasma ni altra forma de matèria corrent, sinó una combinació de matèria fosca freda i energia fosca. Alguns exemples de plasma són:

Produït artificialment: En l'interior d'un tub fluorescent (il·luminació de baix consum). Matèria expulsada per la propulsió de coets. La regió que envolta l'escut tèrmic d'una nau espacial durant la seva entrada en l'atmosfera. L'interior d'un reactor de fusió. Les descàrregues elèctriques d'ús industrial. Les boles de plasma.

Plasmes terrestres: El foc. Els llamps durant una tempesta. La ionosfera. L'aurora boreal.

Plasmes espacials i astrofísics: Les estrelles (per exemple, el Sol). El vent solar. El medi interplanetari (la matèria existent entre els planetes del sistema solar), el medi interestel·lar (la matèria entre les estrelles) i el medi intergalàctic (la matèria entre les galàxies). Els discs d'acreció. Les nebuloses intergalàctiques. Ambiplasma.

Propietats i paràmetres del plasma miniatura|La "font de plasma" de La Terra, mostrant l'emissió de ions d'oxigen, heli i hidrogen que surten a raig cap a l'espai des de regions properes als pols de la Terra. L'àrea groga feble mostrada damunt del pol nord representa gas perdut de la Terra a l'espai; l'àrea verda és l'energia de l'aurora boreal que s'aboca altra vegada a l'atmosferaFont de plasma Source, nota de premsa: EL vent Solar aboca part de l'atmosfera terrestre a l'espai Definició de plasma Encara que un plasma es descriu com un medi elèctricament neutre de partícules positives i negatives, una definició més rigorosa pot tenir tres criteris:R. O. Dendy, Plasma Dynamics.Hillary Walter, Michelle Cooper, Illustrated Dictionary of PhysicsDaniel Hastings, Henry Garrett, Spacecraft-Environment Interactions

La proximitat del plasma: les partícules carregades han de ser prou properes, de manera que cada partícula influeixi en moltes partícules carregades properes, més que no pas només interaccionant amb la partícula més propera (aquests efectes col·lectius són un tret que distingeix un plasma). La proximitat del plasma és vàlida quan el nombre de portadors de càrrega dins de l'esfera d'influència (anomenada esfera Debye, el radi de la qual és la longitud de Debye) d'una partícula particular és més alt que la unitat per a proporcionar comportament col·lectiu de les partícules carregades. El nombre mitjà de partícules en l'esfera Debye ve donat pel paràmetre del plasma, "Λ" (la lletra grega lambda). Interaccions de volum: la longitud de Debye (definida abans) es compara de manera resumida amb la mida física del plasma. Aquest criteri significa que les interaccions del volum del plasma siguin més importants que a les seves vores, on poden tenir lloc els efectes de frontera. Quan aquest criteri se satisfà, el plasma és quasi neutre. Freqüència del plasma: la freqüència dels electrons del plasma (mesurant les oscil·lacions del plasma dels electrons) es compara amb la freqüència de col·lisió d'electró-neutre (mesurant la freqüència de col·lisions entre electrons i partícules neutres). Quan aquesta condició és vàlida, les interaccions electroestàtiques dominen sobre els processos corrents de cinètica de gasos.

Variabilitat dels paràmetres del plasma Els paràmetres dels plasmes poden prendre valors que varien en molts ordres de magnitud, però les propietats de plasmes amb paràmetres aparentment dispars poden ser molt similars. La taula següent considera només plasmes atòmics convencionals i no fenòmens exòtics com el plasma de quarks i gluons:

miniatura|Gamma de plasmes. La densitat augmenta cap amunt, la temperatura augmenta cap a la dreta. Els electrons lliures en un metall es poden considerar un plasma d'electronsAfter Peratt, A. L., "Advances in Numerical Modeling of Astrophysical and Space Plasmas" (1966) Astrophysics and Space Science, v. 242, Issue 1/2, p. 93-163.

Gammes típiques de paràmetres de plasma: ordres de magnitud (ODM) CaracterísticaPlasmes terrestresPlasmes còsmics Midaen metres10−6 m (plasmes de laboratori) a10² m (llampec) (~8 ODM)10−6 m (embolcall de vehicles espacials) a1025 m (nebulosa intergalàctica) (~31 ODM) Vidaen segons10−12 s (plasma produït per làsers) a107 s (llums fluorescents) (~19 ODM)10¹ s (erupcions solars) a1017 s (plasma intergalàctic) (~16 ODM) Densitat en partícules permetre cúbic107 m-3 a10³² m-3 (plasma de confinament d'inercial)100 (i.e., 1) m-3 (medi intergalàctic) a10³⁰ m-3 (nucli estel·lar) Temperaturaen kèlvins~0 K (plasma cristal·lí no neutral)Vegeu The Nonneutral Plasma Group a la Universitat de California, San Diego a108 K (plasma de fusió magnètic)10² K (aurora) a107 K (nucli solar) Camps magnèticsen tesles10−4 T (plasma de laboratori) a103 T (plasma polsant de potència)10−12 T (medi intergalàctic) a1011 T (gairebé estrelles de neutrons)

Grau de ionització Perquè el plasma existeixi, cal que hi hagi ionització. El terme densitat de plasma per si mateix normalment es refereix a la "densitat d'electrons", és a dir, el nombre d'electrons lliures per unitat de volum. El grau d'ionització d'un plasma és la proporció d'àtoms que han perdut (o guanyat) electrons, i és controlat principalment per la temperatura. Fins i tot, un gas parcialment ionitzat en què només es ionitzi un 1% de les partícules pot tenir les característiques d'un plasma (és a dir, que respongui a camps magnètics i sigui altament conductor del corrent). El grau de ionització α es defineix com α = ni/(ni + na), en què ni és la densitat del nombre de ions i na és la densitat de nombre d'àtoms neutres. La densitat d'electrons està relacionada amb això per l'estat de càrrega mitjana dels ions a través de en què ne és la densitat del nombre d'electrons.

Temperatures La temperatura del plasma es mesura comunament en kèlvins o electronvolts, i és una mesura informal de l'energia cinètica tèrmica per partícula. En la majoria dels casos, els electrons són prou a prop de l'equilibri tèrmic, ja que la seva temperatura està relativament ben definida, fins i tot quan hi ha una desviació significativa d'una funció de distribució d'energia de Maxwell–Boltzmann, per exemple a causa de la radiació ultraviolada de partícules energètiques, o de forts camps elèctrics. A causa de la gran diferència en massa, els electrons arriben a l'equilibri termodinàmic entre si mateixos molt més ràpid que amb els ions o amb àtoms neutres. Per aquesta raó, la "temperatura dels ions" pot ser molt diferent (normalment més baixa) que la "temperatura dels electrons". Això és especialment comú en plasmes tecnològics feblement ionitzats, en què els ions són sovint prop de la temperatura ambient.

Basant-se en les temperatures relatives dels electrons, els ions i els àtoms neutres, els plasmes es classifiquen en "tèrmics" o "no tèrmics". Els plasmes tèrmics tenen els electrons i les partícules pesants a la mateixa temperatura, és a dir, estan en l'equilibri tèrmic els uns amb els altres. Els plasmes no tèrmics, d'altra banda, tenen els ions i els àtoms neutres a una temperatura molt més baixa (normalment, a temperatura ambient), mentre que els electrons estan molt més "calents".