電漿態

等離子體是由未結合離子所組成的電中性物質，其中陰離子和陽離子的總電荷約等於零。雖然這些離子不相互結合，但這並不意味着它們不受到力的影響：等離子體中的每顆帶電粒子都受到其他粒子移動時產生的電磁場的影響。等離子體的定義有三個重要部分：

電離是等離子體存在的必要條件。“等離子體密度”通常指的是“電子密度”，也就是每單位體積中的自由電子數量。電離度指的是等離子體中電子數比正常更多或更少的原子所佔的比例，這主要受温度影響。就算氣體粒子中只有1%是電離粒子，這一氣體也會表現出等離子體的一些特性，例如會受磁場影響、能夠導電等等。電離度

的明確定義是

，其中

是離子的數量密度（每單位體積中的數量），而

是中性原子的數量密度。電子密度

與電離度的關係是

，其中

是離子的平均電荷態。

等離子體的温度籠統地來説代表了每顆粒子的平均動能，一般用開爾文或電子伏特來量度。要維持等離子體的電離狀態，一般需要較高的温度。薩哈電離方程説明，電子温度與電離能之比決定了等離子體的電離度（密度也有較弱的影響）。在低温下，離子和電子會互相結合，形成結合態，即原子，等離子態也會因此最終變為氣體。

在大多數情況下，等離子體中的電子很接近熱平衡，所以電子温度有良好的定義。在紫外線、高能粒子或強電場等的影響下，電子的能量分佈和麥克斯韋-玻爾茲曼分佈會有較大的偏離，但儘管如此，電子温度仍然具有良好定義。由於質量相差懸殊，所以電子和電子之間比電子和離子或中性原子之間更快地達到熱平衡。因此，離子温度和電子温度可以有巨大的差異（通常前者更低）。這種情況在弱電離等離子體中尤為常見，其中的離子一般接近室温。

高温與低温等離子體

等離子體可以根據其電子、離子和中性粒子的相對温度歸為兩類──高温等離子體和低温等離子體。在高温等離子體中，電子、離子和中性粒子處於同一温度，即熱平衡；在低温等離子體中，電子有較高的温度，而離子和中性粒子的温度則比電子低很多，有時甚至接近室温。

完全與非完全電離

等離子體可以根據電離程度分為冷、熱兩種。熱等離子體中的粒子幾乎完全電離，而冷等離子體中則只有小部分電離粒子（比如1%）。“冷”、“熱”等離子體在不同文獻中可能會有不同的含義。就算是在所謂的“冷”等離子體中，電子温度也可以達到幾千攝氏度。

帶電粒子間的空間內的電勢稱為“等離子體電勢”或“空間電勢”。不過由於德拜鞘層的緣故，如果往等離子體中插入電極，所測量的電勢一般都會比等離子體電勢低很多。等離子體是良好的導電體，所以其內部的電場很小。從而有“準中性”這一重要的概念，即：在足夠大的範圍內，等離子體中的陽離子和陰離子有近乎相同的密度（

）；在德拜長度尺度上，則會有不均勻的電荷分佈。在產生雙層的特殊情況下，電荷分離的尺度可以是德拜長度的數十倍。

等離子體實質上是電離的氣體，但也往往被視為固體、液體和氣體以外的第四大物質狀態，並與其他低能量相態分隔開來。雖然它和氣體一樣沒有固定的形狀和體積，但是兩者間仍有以下若干不同之處。 ^[2] 

等離子體從質量和體積上都是宇宙中最常見的物質相態。大部分來自太空的可見光都源於恆星，而恆星是由等離子體所組成，其温度所對應的輻射含較強的可見光。更宏觀地來看，宇宙絕大部分普通物質（即重子物質）都位於星系際空間，同樣是由等離子體組成，其温度則高得多，主要輻射X-射線。儘管如此，如果納入普通物質以外所有類型的能量，那麼在全宇宙的總能量密度中，就有96%不屬於普通物質（進而也不是等離子體），而是冷暗物質和暗能量。

1937年，漢尼斯·阿爾文論證，如果宇宙充斥着等離子體，這些物質就會產生電流，從而產生星系尺度上的磁場。在獲得諾貝爾物理學獎後，他又強調：

要了解某個等離子體區域內的各種現象，既要測繪出磁場，又要測繪出電場和電流。太空中佈滿了縱橫交錯的電流網絡，能夠在大尺度乃至非常大尺度上傳遞能量和動量。這些電流往往會縮成絲狀或表面電流，後者很有可能會使太空──星際和星系際空間──形成一種胞狀結構。

太陽和其他恆星一樣是由等離子體所組成。其最外層稱為日冕，是温度約為10K的等離子體，從太陽表面開始向整個太陽系擴張，充斥行星際空間，並止於日球層頂。在日球層頂以外，也充斥着等離子體星際介質。連無法直接觀測的黑洞相信也是通過吸入吸積盤中的等離子體而壯大的，而且和由發光等離子體所組成的相對論性噴流有緊密的聯繫，如延伸5千光年之遙的室女A星系噴流。

等離子體中如果有塵粒，淨負電荷會積累在塵粒上，這些塵粒的性質類似於質量很大的陰離子，且可以視為等離子體的一個組成部分。 ^[3] 

雖然用以描述等離子體的式子相對簡單，但是等離子體的各種現象卻是錯綜複雜的。這種從簡單物理模型中出現不可預見行為的現象，正是複雜系統的特性。此類系統從某種意義上處於有序和無序間的邊界上，無法用簡單光滑的數學函數或純粹的隨機過程來描述。等離子體結構的特點在於，形狀尖鋭，在空間上斷斷續續（即特徵間的距離大於特徵本身的大小），甚或產生分形。不少現象最早是在實驗室中觀察到的，之後，天文物理學者又發現其廣泛存在於宇宙之中。

白克蘭電流是一種絲絃狀結構，可見於等離子燈、極光、閃電、電弧、太陽耀斑、超新星遺蹟等的等離子現象。弦中的電流密度更高，在磁場的影響下會產生磁繩結構。標準大氣壓下的高功率微波分解也會造成絲狀結構的形成。

高功率激光脈衝的自我聚焦效應也會產生絲狀等離子體。在高功率下，折射率的非線性部分變得重要。因為激光束的中心比外圍更亮，所以中心的折射率會比外圍更高，使得激光進一步聚焦。亮度峯值（福照度）因此增加，並使激光束產生等離子體。等離子體的折射率低於1，會使激光束髮散。在自我聚焦效應和等離子體發散效應之間的相互作用下，等離子體形成絲狀，其長度短至微米，長至公里。這樣產生的絲狀等離子體的特點是離子密度低，這是由於電離電子有發散的作用。 ^[4] 

當激波（移動）或雙層（靜止）這些薄片結構存在的情況下，等離子體的性質從薄片的一邊到另一邊可以有急劇的變化（在幾個德拜長度以內）。雙層之中的局部電荷分離使雙層內部有較大的電勢差異，但在雙層以外不產生任何電場。這可以分隔開雙層兩邊性質不同的等離子體，並使離子和電子加速。

等離子體的準中性意味着，等離子體中的任何電流都必須形成迴路。這種迴路同樣遵守基爾霍夫電路定律，並具有電阻和電感。一般來説，等離子體迴路都必須當做強耦合系統，即某一區域的性質受整個迴路的影響。強耦合性加上非線性會產生複雜的現象。這些迴路中儲存着磁能，一旦迴路受到破壞，例如因等離子體不穩定性，這一能量將會以加熱和加速的形式釋放出來。日冕中的加熱現象通常就是以此為解釋的。等離子體電流，特別是磁場對齊的電流（一般稱為白克蘭電流），也出現在地球極光和絲狀等離子體中。

等離子體中所形成的高梯度薄片可以分隔開磁化強度、密度、温度等性質不同的區域，形成胞狀結構，如磁層、太陽圈和太陽圈電流片等。漢尼斯·阿爾文曾寫道：“從宇宙學的觀點來看，太空研究中最重要的新發現莫過於宇宙的胞狀結構。在原位測量方法能夠研究的一切宇宙範圍內，無一不有‘胞壁’。這些帶電流的薄片把太空分割成磁化強度、密度、温度等等性質各異的區域。”

當等離子體和中性氣體之間達到一定的相對速度時，就會發生失控的電離反應，這一臨界速度稱為臨界電離速度。臨界電離過程可以將快速流動氣體的動能轉化為電離能和等離子體熱能，適用範圍廣泛。臨界現象會產生空間或時間上急劇變化的結構，是複雜系統的一個典型特徵。

超冷等離子體的製備過程如下。磁光阱先將中性原子降温至1mK以下，再用另一個激光束把僅僅足夠的能量傳給原子的最外層電子，使其脱離原子的束縛。超冷等離子體的優勢在於，其初始條件能夠很好地設定及調整，包括大小和電子温度。通過調整用於電離的激光的波長，便能控制逃逸電子的動能。這一動能是由激光脈衝的帶寬決定的，最低可達0.1 K。電離後產生的離子一開始會保留中性原子原來的温度，但温度會因為所謂的亂度加熱效應而迅速升高。此類非平衡超冷等離子體會快速地演變，並展現出各種有趣的現象。

等離子體的導電性以及電場強度和範圍意味着，在足夠大的體積內，正負電荷大體相等，是為準中性。當等離子體含有過高的淨電荷密度，甚至完全以單種帶電粒子組成時，就稱為非中性等離子體。電場在這種等離子體中的作用是舉足輕重的。例子有：帶電粒子束、彭寧離子阱中的電子雲以及正子等離子體等等。

塵埃等離子體含有細小的帶電塵粒，通常存在於太空之中。塵粒能積累較高的電荷，並相互影響。實驗室中的塵埃等離子體又稱“複雜等離子體”。

不可滲透等離子體是一種熱等離子體，它對於氣體和冷等離子體的性質如同不可滲透的固體，而且能夠受別的物質推挪。以漢尼斯·阿爾文為首的研究組曾經在1960至1970年代短暫地研究不可滲透等離子體，試圖在核聚變反應中用它來隔開聚變等離子體和反應堆壁。然而他們不久後發現，這種組態下的外部磁場會使等離子體產生所謂的扭折不穩定性，導致熱量過多地向爐壁流失。

2013年，一組材料科學家宣稱，他們不用磁約束，只用一層超高壓力低温氣體，成功地生成穩定的不可滲透等離子體。雖然由於高壓的關係無法通過光譜法取得等離子體的性質，但從等離子體對各種納米結構合成過程的間接影響可以清晰看出，這種約束方法是有效的。他們還發現，在維持不滲透性幾十秒後，等離子體和氣體的界面會篩選離子，這有可能引起第二種加熱模式（稱為粘性加熱）。這種模式意味着，反應會有不同的動力學特性，並會產生複雜的納米材料。 ^[5] 

要完全描述等離子體的狀態，原則上須要寫下所有粒子的位置和速度，並計算出等離子體範圍內的電磁場。不過這種繁複的做法一般是不切實際的，在現實中也不可能測量出每顆粒子的動態。所以，等離子體物理學家通常會運用簡化的模型，這些模型可分為以下兩大類。

流體模型利用光滑的量來描述等離子體，如密度和某位置周圍的平均速度（參見等離子體參數）。簡單的流體模型有磁流體力學，它結合麥克斯韋方程組和納維-斯托克斯方程組，並把等離子體視為遵守這套方程組的單一流體。再推廣一步，有將離子和電子分開描述的雙流體模型。當碰撞頻率足夠高，使等離子體的速度分佈近似麥克斯韋-玻爾茲曼分佈時，流體模型就相對準確。由於流體模型通常把等離子體描述成每個空間位置具有某特定温度的單一的流，因此無法描述等離子體束或雙層這類速度隨空間改變的結構，以及任何波粒效應。

動力學模型描述等離子體中每一點的速度分佈函數，所以無須假設麥克斯韋方程組。在無碰撞等離子體中，往往需要此類模型。動力學模型有兩種：第一種在速度和位置上設下格子，並在格子上表示光滑化的分佈函數；另一種稱為“胞中粒子”方法，它通過追蹤一大羣單獨粒子的軌跡來描述動力學狀態。動力學模型的計算密集度一般比流體模型更高。弗拉索夫方程能夠描述帶電粒子與電磁場發生相互作用的系統的動力學狀態。

在磁化等離子體中，陀螺動力學方法可以大大降低一個完全使用動力學模型的模擬的計算密集度。 ^[6]