Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät

Institut für Physik

Fachgebiet: Theoretische Physik

Betreuer: Prof. Dr. Ronald Redmer



Dipl.-Phys. Martin French
(e-mail: martin.french@uni-rostock.de )

Thermodynamische und Transporteigenschaften von Wasser bei hohen Drücken und hohen Temperaturen

In dieser Arbeit wurde das Phasendiagramm, die thermische und kalorische Zustandsgleichung sowie die elektrische Leitfähigkeit von Wasser bei Drücken von 10 kbar bis 100 Mbar und Temperaturen von 1000 K bis 100 000 K berechnet. Dafür wurde eine quantenstatistische Simulationsmethode (DFT-MD-Simulationen) verwendet, in der Dichtefunktionaltheorie (DFT) mit klassischer Molekulardynamik (MD) kombiniert ist. Der Vergleich mit Experimenten zeigt, dass die Methode verlässliche Ergebnisse in dem genannten Druck- und Temperaturbereich liefert. Wasserplasma und superionisches Wasser dominieren das Phasendiagramm in dem untersuchten Parameterbereich. Wasser unter solch extremen Bedingungen gilt als bedeutender Bestandteil des Inneren der großen solaren Planeten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun wie auch vieler Exoplaneten. Die gewonnen Ergebnisse können zur Modellierung des inneren Aufbaus, der Entstehung und der Evolution dieser Himmelskörper verwendet werden. Es eröffnen sich somit neue Erkenntnisse über die physikalischen Vorgänge in ihrem Inneren.

The phase diagram, the thermal and caloric equation of state as well as the electrical conductivity of water at pressures from 10 kbar to 100 Mbar and temperatures from 1000 K to 100 000 K were calculated in this work. This was accomplished by using a quantum-statistical simulation method (DFT-MD simulations) which combines density functional theory (DFT) and classical molecular dynamics (MD). A comparison with experimental data shows that the method is able to generate reliable results in the respective region of pressures and temperatures. Water plasma and superionic water dominate the phase diagram in the investigated region of parameters. Water under such extreme conditions is a considerable constituent of the interiors of the solar giant planets Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune as well as of many exoplanets. The gained results can be used to model the internal structure, the formation, and the evolution of these celestial bodies. Thus, new insight into the physical processes in their interiors emerges.