實驗室天體物理研究進展

1 引言

傳統天文學依賴於對天體輻射和光譜的觀測與分析。實驗室天體物理為研究天體物理問題提供了一個新的途徑：利用實驗室實驗來模擬、研究天體物理現象。實驗室實驗相對於傳統的天文研究方式，具有重複性好、條件可控的優點[1]。利用大功率激光裝置，可以模擬一些天體中的極端物理環境，通過設置特定的實驗條件可以對其現象和過程進行分析和研究[2]。實驗室等離子體與天體物理中的等離子存在著標度的不同，通過實驗室等離子體推斷天體物理等離子體往往存在一些困難。但在某些特定條件下，標度變換規則允許我們在二者之間建立可靠的聯繫並進行相關的研究[3]。在以往的實驗室天體物理的研究中，如超新星激波中的流體力學演化[4，5]、緻密天體周圍的光致電離星風[6]、天體磁場的重聯現象[7—10]等方向已經取得了諸多進展。在磁重聯領域，我們首次利用神光II 高功率激光實驗裝置成功模擬太陽耀斑，開闢了實驗室天體物理研究新方向［8］。

近年來實驗室天體物理研究又出現了一些新的研究方向和研究成果，如對流等離子體磁場結構、衝擊波中磁場的湍流放大效應、噴流中磁場的準直效應、激光碟機動等離子體模擬太陽風與磁場相互作用等，對以上幾個方向的研究有助於加深我們對原恆星以及Herbig—Haro 天體噴流、超新星遺迹衝擊波、地球極區磁層活動等天體物理現象的理解。本文就以上4 個研究方向為例，對實驗室天體物理近幾年取得的一些重要成果進行簡要介紹。

2 主要研究進展

2.1 激光碟機動對流等離子體電磁場結構

觀測和研究表明，在超新星遺迹殘存的無碰撞衝擊波[11]以及新生恆星的內部[12](如Herbig—Haro天體)，存在著自生磁場的作用。當兩團運動方向相反的等離子體對撞時，能量逐級增大，在這一過程中會伴隨著自生磁場的產生[13]。通過合理安排特定的實驗條件，可以在實驗室中重現這些天體物理現象。N.L.Kugland 等[14]利用在實驗室產生的對流超聲速等離子體，研究其大範圍、穩定的電磁場結構。這些奇特的結構源於某種尚不明確的機制。該結構的演化擴散方向明顯垂直於初始的等離子流向，並且該結構的形態演化遠遠超過了等離子體自身所應有的空間尺度和演化時間，這表明該結構並非等離子體本身自由擴散演化所形成的。這項研究對傳統的對流等離子體模型提出了挑戰，有助於加深對大尺度、長時標等離子體自生磁場結構的理解。Kugland 的實驗是在美國羅切斯特激光研究所利用OMEGA EP(歐米伽性能擴展)激光器開展的。實驗設置如圖1 所示，兩束長脈衝激光(紫色)在CH₂靶盤上驅動產生對流等離子體，等離子中的磁場用短脈衝激光(紅色)產生的質子作為探針進行診斷。圖中的紅點用來標識靶室中心(TCC)。右側方框為典型的質子成像數據示意圖。

圖1 OMEGA EP(歐米伽性能擴展)激光器上的靶、激光束以及診斷裝置的實驗設置圖[14]

根據所設置的實驗條件，發生碰撞時是不能直接觀測到兩束噴流相互滲透、碰撞停滯的過程。但是在質子成像系統的時間窗口下可以獲得有關靜電和電磁等離子體不穩定性的數據。在打靶後2.5—3.5 ns 時，電子和離子被快速加熱，二者的溫度都被提高了一個量級。這種熱碰撞過程可以通過質子成像和等離子體動力學實現可視化。在實驗中，N.L.Kugland 等通過質子照相裝置在等離子體對撞中間區域區觀測到了一種獨特的、相對穩定的具有散焦線特徵的結構。這種結構被認為是自生電磁場相互作用所產生的結果(圖2，圖中T_e為電子溫度，n_e為電子密度)。由圖2 可以看到兩團等離子自產生至相互碰撞、作用的全過程，其較長的持續時間和獨特的散焦線結構表明了自生磁場的存在[14]。儘管其具體作用機制尚不明確，但客觀存在的實驗現象提供了進一步探討的思路。實驗展示了在對流等離子體中的一種大範圍、穩定的自生磁場結構，但由於該區域的高度非線性特徵，因此當時缺乏有效的三維模擬結果來與實驗現象相吻合。

圖2 自生磁場的質子成像圖(a)0.5 ns；(b)22 ns，T_e=500 eV，n_e=3×10¹⁸cm^-3；(c)3.7 ns，T_e=800 eV，n_e=8×10¹⁸cm^-3；(d)4.0 ns，T_e=1000 eV，n_e=8×10¹⁸cm^-3；(e)5.2 ns，T_e=900 eV，n_e=11×10¹⁸cm^-3；(f)7.0 ns

2.2 衝擊波中磁場的湍流放大效應

超新星遺迹仙后A(Cassiopeia A)的X射線和射電觀測揭示了一種比周圍星際介質強約100 倍的磁場結構。該磁場結構的產生過程與外部衝擊波可能通過宇宙射線參與的非線性反饋過程相符。超新星遺迹內部的強磁場來源雖尚不明確，但很可能和湍流活動中的延展和放大過程有關。在超新星拋出物與星周邊氣體的非連續接觸面上，由於存在流體力學不穩定性，湍流可能在此產生。然而，對仙后A的觀測結果表明，拋出物的相互作用具有高度的不均勻性，在超新星爆發前，稠密的星周邊氣體雲就已經形成了。

J.Meinecke 等[15]通過實驗手段研究了外部的衝擊波接觸到星周邊氣體雲時可能誘發的磁場湍流放大過程。實驗表明，當衝擊波與塑膠網相互作用時，磁場被放大了。該實驗可以解釋超新星遺迹內部的同步輻射現象，以及在許多天體物理現象中都存在的物理過程：等離子體中湍流對磁場的放大作用。

圖3 為J.Meinecke 等的實驗設置圖。靶室內充有氣壓P=1±0.2 mbar 的氬氣，實驗採用Vulcan激光裝置(vulcan laser facility)的三倍頻激光(527 nm波長)，聚焦於一直徑為500 μm的碳棒上，焦斑直徑為300 μm。激光照度為每1 ns 脈衝300±30 J。對應的激光強度為I_L=4×10¹⁴W/cm²。衝擊波演化用橫向條紋干涉照相技術紀錄下來，探針光波長532 nm，門脈衝寬度5 ns。由於實驗中使用了條紋干涉照相技術測量密度梯度，因此具有較小密度梯度的湍流，表現出較小的對比度。干涉儀為50 nm視場的馬赫—曾德爾干涉儀，用於測量電子密度。經過改良設計的感應線圈具有100 MHz的帶寬。線圈被放置於距離碳棒即中心爆發點3 cm(根據具體實驗條件設置，個別實驗中感應線圈被放置於距離碳棒4 cm)處。感應線圈由4 組纏繞成螺旋形的小線圈組成，4組小線圈以不同的方向圍繞著感應線圈中軸，以測定不同方向的磁場。小線圈圍繞的軸中心為一截面1×1 mm²的塑料管。線圈中的的電壓將被放大並分別抵消由於電壓導致的等離子體電場成分，磁場可由法拉第定律得出。線圈周圍是由氮化硼管所產生的等離子體。

圖3 J.Meinecke 等用來產生衝擊波致湍流的實驗設置圖(a)無網格的實驗設置圖；(b)在距離碳棒1 cm處置一塑料網格的實驗設置圖；(c)無網格情況下，激光打靶後t＝300 ns時的條紋照相圖像；(d)有網格情況下，激光打靶後t＝300 ns時的條紋照相圖像[15]

無網格的FLASH 模擬(圖4(a))表明，衝擊波在碳等離子體和氣體中的間斷作用下變得不穩定，產生了一個湍流，故其磁場的空間尺度小於3 mm。有網格的模擬結果(圖4(b))則顯示湍流的尺寸大約要大2 倍，流速快了50%，因此磁場的雷諾數要大3 倍。這與實驗中測量到的磁場強度相符(圖4(c)，(d))。

圖4 磁場的時間演化圖(a)衝擊波經過網格2.6 μs 後的FLASH模擬圖；(b)無網格的FLASH模擬圖(其他條件與圖(a)相同)；(c)距碳棒3 cm處測得的磁場演化示意圖；(d)無網格情況下的磁場演化示意圖(其他條件與圖(c)相同)[15]

天文觀測結果表明，超新星遺迹內部區域中湍流結構的活動周期約為10 年。超新星遺迹仙后A在射電波段表現為一個明亮的湍流環，這與其在X射線波段上表現為一個軸向磁場延伸至衝擊波邊緣的低光度的穩定偏振輻射源相符合。遺迹內部是一個較寬的非熱輻射環狀源，外部是一個較窄的同步輻射源。外部較窄的同步輻射源形態與衝擊波的形態相符，標示出了衝擊波的邊界。仙后A 中的磁場放大過程可以認為來源於兩部分：一部分來源於超新星遺迹衝擊波上的宇宙射線，另一部分來源於天體噴流與星際介質的相互作用。對於後一個過程，可以通過實驗和模擬直接推導出來。J.Meinecke 等通過實驗得出的結果與觀測結果是相符合的。也就是說，一個湍流在衝擊波作用下會成長為一個相對穩定的密度擾動，在等離子體擴張演化的長期作用下，必將被放大並獲得穩定的磁場，最終其規模會比初始的密度擾動大很多倍。

2.3 噴流中磁場的準直效應

儘管在很多天體物理系統中都觀測到了偶極噴流，但有關噴流噴出後的結構和形態的問題仍然在研究。B.Albertazzi 等[16]通過定標的實驗室實驗，對應了一種早期的恆星噴流，表明存在一種強度與觀測結果相一致的極向磁場.由於該磁場的存在，造成了噴流穩定且狹窄的整體準直效應。實驗室等離子體被聚集於一個內部的空腔里，這使得噴流中出現了一個錐型的衝擊波。根據在完整的天體物理尺度上進行的模擬結果，研究人員推斷該項研究可能解釋近期發現的在原恆星噴流中低密度區域的X 射線爆發特徵，比如人們熟知的原恆星HH154的噴流。

B.Albertazzi 等對噴流中磁場的準直效應實驗進行流體力學模擬，得到了如圖5 所示的碳等離子體密度(log₁₀ρ，單位為g·cm^-3)沿x－z 平面的二維圖像快照。其中圖5(a)為激光脈衝結束後10 ns，圖5(b)為20 ns；圖中箭頭代表速度矢量，實線代表磁場線，黑色輪廓線表示被加熱至70 eV 以上的等離子體。B.Albertazzi 等還在完整的天體物理尺度上進行了模擬，並與實際天文觀測結果進行了對比。如圖6(a)為時刻等於20年時(x－z)的質量密度(log₁₀ρ，單位為g·cm^-3)分布示意圖，黑線代表磁場線，虛線圍出的區域代表等離子體溫度超過70 eV 的區域。由圖6(a)可見，在聯結中心恆星的星周盤系統中噴發出了一個各向同性的氫噴流，噴發的質量損失率為10^-8M_⊙/y ；物質以200 km/s的速度隨磁場沿z 軸方向運動。圖6(b)為圖6(a)中虛線區域的等離子體產生的X射線同步輻射的強度分布，圖中顏色從黑到白表示輻射強度從最弱至最強(X 射線輻射強度由每秒接收到的光子數量確定)。空間上，圖中每一像素點代表1 AU 的距離。圖6(c)為實際天文觀測的結果，數據來自錢德拉望遠鏡所拍攝HH154 的X 射線照片。照片中從白色到紅色的顏色分布代表了X射線的強度：白色表示無X射線，紅色表示X射線強度最強。照片右側最明亮的紅色區域表現出穩定的X射線特徵，該區域距中心恆星(左側綠色箭頭所示的紅點處)約60 到80 AU。可見實際觀測的圖6(c)中右側X射線輻射區域的光度和距離特徵，與圖6(b)模擬結果中距恆星70 AU處的X射線亮區特徵是一致的。

圖5 實驗的磁流體力學(MHD)模擬[16] (a)激光脈衝結束後10 ns；(b)激光脈衝結束後20 ns

模擬結果顯示，由於等離子體所具有的極高溫度和超高速的磁發電擴張速度，因此磁場線被彎曲並壓縮，超出了衝擊波演化的範圍(圖5)。當等離子體流體隨之彎曲、壓縮並匯聚到一點時，就會形成一個錐形震波，導致流體被聚焦並沿軸形成一個窄噴流。在完整尺度的天體物理條件下進行的模擬也觀測到了類似的現象(圖6(a)，(b))，且模擬結果與錢德拉望遠鏡所觀測到HH154 的實際數據相符合(圖6(c))。

圖6 在一新生恆星系統中包含5 mGs 軸向磁場的噴流結構與準直三維模擬圖[16]

B.Albertazzi 等提出了穩定窄噴流準直過程的一個簡潔可信的模型，其與近期天文觀測的結果相符。B.Albertazzi 等的工作將有助於對原恆星噴流內部區域相互作用機制的理解，對在實驗室中進行噴流物理研究的工作也非常重要。例如，橫向不穩定性對噴流結構的影響；不連續噴流，可以通過在實驗室中利用納秒級多重激光脈衝方便地進行實驗模擬；實驗產生磁等離子體窄柱，並使其衝擊一個固體表面，這種獨特的實驗方式可以用來研究年輕恆星吸積柱中的等離子體動力學，也就是說，在吸積盤物質向恆星自由下落的過程中，有了研究磁場作用機制的方法。除了以上幾個方面，在磁場可能起到較重要作用的天體物理研究領域，通過適當地調整實驗條件，實驗室天體物理都有較好的應用前景。

2.4 神光Ⅱ裝置模擬太陽風與偶極磁場的相互作用

在神光II 裝置上進行實驗時，使用圓柱形的永久磁體和強激光碟機動的的磁等離子體來分別模擬偶極磁場和太陽風。實驗結果有助於對地球磁層極區活動的理解。實驗中還觀測到了一些重要的現象，如磁場重聯與排斥，這些現象與磁流體力學(MHD)模擬結果相符。

圖7 為張凱[17]等在神光II 裝置上採取的實驗設置。實驗時使用兩束長脈衝(1 ns)激光聚焦於一附加圓柱磁體的鋁靶上。陰影成像以及Normrski干涉成像被用於短脈衝(120 ps)探針光的等離子體演化診斷。激光碟機動等離子體的X射線圖像可使用X射線針孔相機取得，熱等離子體的時間演化序列由置於靶前的X射線分幅相機獲得。

圖7 神光II 裝置上模擬太陽風與偶極磁場相互作用的實驗裝置圖[17]

圖8 為X射線分幅相機所獲得的隨時間演化圖像。圖中選取了等離子體泡流體力學演化的三個典型的代表時刻，同時根據實驗設置，模擬太陽風的等離子體由磁體頂部垂直射入。兩個激光焦斑之間的距離約為600 μm，磁體的磁場強度約為3000 Gs。圖8(a)，(b)，(c))中，按照時間順序，起初在兩個等離子體泡的中間發生了磁重聯，重聯流出的等離子體擊中磁體表面，形成了一團新的等離子體。之後，兩團等離子體泡繼續擴張，並與磁體表面新形成的等離子體相遇，並再次發生重聯，引發X射線強度的顯著提高。這一結果顯示了二次重聯中可能的磁能釋放過程。

圖8 隨時間演化的X射線圖像[17] (a) 1593 ps；(b)1619 ps；(c) 1705 ps(圖中紅框區域的X射線強度隨時間而增強，表明該區域中發生了磁重聯)

該實驗模擬了太陽風與極區磁場的相互作用，在實驗中可以認為，通過激光碟機動磁重聯產生了一個微型的太陽耀斑，實驗中產生的出流等離子體相當於太陽風。光學診斷設備和X射線診斷設備都較好地取得了磁體靜態磁場與等離子磁場的相互作用數據。通過標度變換的方法，其研究成果將有助於對日地空間動力學現象的理解。

3 未來的展望

實驗室天體物理學是一門正在蓬勃發展中的新學科，其建立於最新激光技術進展之上，同時涉及激光物理、等離子體物理和天體物理等學科。實驗室天體物理學可能有助於解決目前天文及天體物理研究中的一些重要問題，也可能為相關學科的研究提供新的研究思路。實驗室天體物理以及其相關理論計算是天體物理相關研究的新興方向之一，需要幾代人持續不斷的努力，它有望幫助我們理解那些諸如星系形成、恆星及行星系統演化、宇宙中可能存在的生命等課題中的潛在物理過程。實驗室天體物理的發展，同時也有助於推動實驗儀器甚至空間探測器等相關技術的改良。

為了更加接近模擬天體物理環境下的極端條件，如太陽對流區的等離子體狀態，需要更為強大的實驗裝置。相關技術的進步促進了高能密度實驗室天體物理這一領域的發展。美國國家點火裝置(NIF)是目前世界上最大的激光器，其能夠在一次脈衝時間內釋放約2 MJ的能量，該裝置為實驗室天體物理研究起到了重要作用[18]，NIF 上開展的研究領域包括核天體物理(核物理)、行星科學(極端環境下的物質與行星物理)以及相對論性衝擊波(束流物理與等離子體物理)。很多領域未來利用NIF進一步進行研究，例如：

(1)星際和星系際介質：NIF 有望解答宇宙中的兩個難題，即磁場以及宇宙射線是怎樣產生的。物理計算證明，宇宙中的磁場普遍較弱，但觀測表明，宇宙中又存在明顯的磁場作用痕迹。實驗室實驗可以通過衝擊波和湍流作用產生和放大磁場，避免了等離子體熱對磁場的耗散作用，這一優點是數值模擬方法難以比擬的。另外，束流物理和等離子體物理的研究證明，其中一些實驗過程與宇宙射線的產生過程類似，有助於我們加深對宇宙射線產生機制的理解。

(2) X射線與星際空間等離子體的相互作用：由於這一領域的研究強烈依賴於原子物理和等離子體物理，NIF 同樣可以發揮作用。在黑洞、中子星和很多雙星系統周圍，物質被X射線高度離化。而NIF 可以通過實驗製造出類似的環境參數。另外，恆星結構與演化與X射線的輸運過程具有相關性，輸運過程的基礎即物質對輻射的吸收與轉移，尤其是高Z 元素(例如鐵)對輻射的吸收與轉移。NIF 則可以模擬出恆星內部的密度與溫度狀態進而進行相關研究。

此外，利用NIF 還可以進行有關行星形成中輻射與物質的光化學過程，衝擊波的流體力學及其非線性行為等領域的研究。

我國研製的神光III 高功率激光實驗裝置，其主機裝置於2015 年2 月基本建成。標誌著我國成為繼美國國家點火裝置後，第二個開展多束組激光慣性約束聚變實驗研究的國家。屆時將進一步推動我國未來的實驗室天體物理領域的發展。由於天體物理研究設計從毫米波到伽馬射線的全波段，實驗室天體物理研究除了需要更強大的實驗裝置，還需要更先進的診斷裝置以及更高效的計算機，以提高對實驗數據的容許和處理能力。這需要各相關領域的科研人員和技術人員的共同努力。

參考文獻

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本文選自《物理》2016年第6期

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