1 引言
傳統天文學依賴于對天體幅射和波譜的觀測與剖析。實驗室天體化學為研究天體化學問題提供了一個新的途徑：利用實驗室實驗來模擬、研究天體化學現象。實驗室實驗相對于傳統的天文研究方法，具有重復性好、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化學環境，通過設置特定的實驗條件可以對其現象和過程進行剖析和研究[2]。實驗室等離子體與天體化學中的等離子存在著標度的不同，通過實驗室等離子體推論天體化學等離子體常常存在一些困難。但在個別特定條件下，標度變換規則容許我們在兩者之間構建可靠的聯系并進行相關的研究[3]。在往年的實驗室天體化學的研究中，如超新星激波中的流體力學演變[4，5]、致密天體周圍的光致電離星風[6]、天體磁場的重聯現象[7—10]等方向早已取得了眾多進展。在磁重聯領域，我們首次借助神光II 高功率激光實驗裝置成功模擬太陽耀斑，開辟了實驗室天體化學研究新方向［8］。
近年來實驗室天體化學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、沖擊波中磁場的紊流放大效應、噴流中磁場的準直效應、激光驅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于加深我們對原恒星以及—Haro 天體噴流、超新星遺跡沖擊波、地球極區磁層活動等天體化學現象的理解。本文就以上4 個研究方向為例，對實驗室天體化學近幾年取得的一些重要成果進行簡略介紹。
2 主要研究進展
2.1 激光驅動對流等離子體電磁場結構
觀測和研究表明，在超新星遺跡僅存的無碰撞沖擊波[11]以及新生星體的內部[12](如—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，能量逐級減小，在這一過程中會伴隨著自生磁場的形成[13]。通過合理安排特定的實驗條件，可以在實驗室中再現那些天體化學現象。N.L. 等[14]利用在實驗室形成的對流超聲速等離子體，研究其大范圍、穩定的電磁場結構。這些獨特的結構始于某種尚不明晰的機制。該結構的演變擴散方向顯著垂直于初始的等離子流向，并且該結構的形態演變遠遠超過了等離子體自身所應有的空間尺度和演進時間，這表明該結構并非等離子體本身自由擴散演變所產生的。這項研究對傳統的對流等離子體模型提出了挑戰，有助于加深對大尺度、長時標等離子體自生磁場結構的理解。 的實驗是在英國考文垂激光研究所借助OMEGA EP(歐米伽性能擴充)激光器舉辦的。實驗設置如圖1 所示，兩束長脈沖激光(紫色)在CH2靶盤上驅動形成對流等離子體，等離子中的磁場用短脈沖激光(紅色)產生的質子作為探針進行確診。圖中的紅點拿來標示靶室中心(TCC)。右側方框為典型的質子成像數據示意圖。
圖1 OMEGA EP(歐米伽性能擴充)激光器上的靶、激光束以及確診裝置的實驗設置圖[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互相滲透、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。在打靶后2.5—3.5 ns 時，電子和離子被快速加熱，二者的氣溫都被提升了一個量級。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. 等通過質子拍照裝置在等離子體對撞中間區域區觀測到了一種奇特的、相對穩定的具有散焦線特點的結構。這種結構被覺得是自生電磁場相互作用所形成的結果(圖2，圖中Te為電子體溫，ne為電子密度)。由圖2 可以看見兩團等離子自形成至互相碰撞、作用的全過程，其較長的持續時間和奇特的散焦線結構表明了自生磁場的存在[14]。盡管其具體作用機制尚不明晰，但客觀存在的實驗現象提供了進一步闡述的思路。實驗展示了在對流等離子體中的一種大范圍、穩定的自生磁場結構，但因為該區域的高度非線性特點，因此當時缺少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，Te=500 eV，ne=3×-3；(c)3.7 ns，Te=800 eV，ne=8×-3；(d)4.0 ns，Te=1000 eV，ne=8×-3；(e)5.2 ns，Te=900 eV，ne=11×-3；(f)7.0 ns
2.2 沖擊波中磁場的紊流放大效應
超新星遺跡仙后A( A)的X射線和射電觀測闡明了一種比周圍星際介質強約100 倍的磁場結構。該磁場結構的形成過程與外部沖擊波可能通過宇宙射線參與的非線性反饋過程相符。超新星遺跡內部的強磁場來源雖尚不明晰，但很可能和紊流活動中的延伸和放大過程有關。在超新星拋出物與星周邊二氧化碳的非連續接觸面上，由于存在流體力學不穩定性，湍流可能在此形成。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，稠密的星周邊二氧化碳云就早已產生了。
J. 等[15]通過實驗手段研究了外部的沖擊波接觸到星周邊二氧化碳云時可能誘發的磁場紊流放大過程。實驗表明，當沖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跡內部的同步幅射現象，以及在許多天體化學現象中都存在的化學過程：等離子體中紊流對磁場的放大作用。
圖3 為J. 等的實驗設置圖。靶室外充有氣壓P=1±0.2 mbar 的氫氣，實驗采用激光裝置( laser )的三倍頻激光(527 nm波長)，聚焦于一半徑為500 μm的碳棒上，焦斑半徑為300 μm。激光亮度為每1 ns 脈沖300±30 J。對應的激光硬度為IL=4×1014 W/cm2。沖擊波演進用縱向白色干涉拍照技術紀錄出來，探針光波長532 nm，門脈沖長度5 ns。由于實驗中使用了白色干涉拍照技術檢測密度梯度，因此具有較小密度梯度的紊流，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，用于檢測電子密度。經過改良設計的感應線圈具有100 MHz的帶寬。線圈被放置于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于距離碳棒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。線圈中的的電流將被放大并分別抵消因為電流引起的等離子體電場成份，磁場可由法拉第定理得出。線圈周圍是由氮化硼管所形成的等離子體。
圖3 J. 等拿來形成沖擊波致紊流的實驗設置圖(a)無網格的實驗設置圖；(b)在距離碳棒1 cm處置一塑膠網格的實驗設置圖；(c)無網格情況下，激光打靶后t＝300 ns時的白色拍照圖象；(d)有網格情況下，激光打靶后t＝300 ns時的白色拍照圖象[15]
無網格的FLASH 模擬(圖4(a))表明，沖擊波在碳等離子體和二氧化碳中的間斷作用下顯得不穩定，產生了一個紊流，故其磁場的空間尺度大于3 mm。有網格的模擬結果(圖4(b))則顯示紊流的規格大概要大2 倍，流速快了50%，因此磁場的雷諾數要大3 倍。這與實驗中檢測到的磁場硬度相符(圖4(c)，(d))。
圖4 磁場的時間演變圖(a)沖擊波經過網格2.6 μs 后的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處測得的磁場演變示意圖；(d)無網格情況下的磁場演變示意圖(其他條件與圖(c)相同)[15]
天文觀測結果表明，超新星遺跡內部區域中紊流結構的活動周期約為10 年。超新星遺跡仙后A在射電波段表現為一個明亮的紊流環，這與其在X射線波段上表現為一個軸向磁場延展至沖擊波邊沿的低光度的穩定偏振輻射源相符合。遺跡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沖擊波的形態相符，標示出了沖擊波的邊界。仙后A 中的磁場放大過程可以覺得來源于兩部份：一部分來源于超新星遺跡沖擊波上的宇宙射線，另一部分來源于天體噴流與星際介質的相互作用。對于后一個過程，可以通過實驗和模擬直接推論下來。J. 等通過實驗得出的結果與觀測結果是相符合的。也就是說，一個紊流在沖擊波作用下會成長為一個相對穩定的密度擾動，在等離子體擴張演變的常年作用下，必將被放大并獲得穩定的磁場，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
盡管在好多天體化學系統中都觀測到了偶極噴流，但有關噴流噴吐后的結構和形態的問題依舊在研究。B. 等[16]通過定標的實驗室實驗，對應了一種初期的星體噴流，表明存在一種硬度與觀測結果相一致的極向磁場.由于該磁場的存在，造成了噴流穩定且窄小的整體準直效應。實驗室等離子體被集聚于一個內部的空腔里，這促使噴流中出現了一個錐型的沖擊波。根據在完整的天體化學尺度上進行的模擬結果，研究人員推測該項研究可能解釋近日發覺的在原星體噴流中低密度區域的X 射線爆發特點，比如人們熟知的原恒星HH154的噴流。
B. 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 平面的二維圖象快照。其中圖5(a)為激光脈沖結束后10 ns，圖5(b)為20 ns；圖中箭頭代表速率矢量，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. 等還在完整的天體化學尺度上進行了模擬，并與實際天文觀測結果進行了對比。如圖6(a)為時刻等于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，在連結中心星體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10-8 M⊙ /y ；物質以200 km/s的速率隨磁場沿z 軸方向運動。圖6(b)為圖6(a)中實線區域的等離子體形成的X射線同步幅射的硬度分布，圖中顏色從黑到白表示輻射強度從最弱至最強(X 射線幅射硬度由每秒接收到的光子數目確定)。空間上，圖中每一象素點代表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 射線相片。照片中從紅色到紫色的顏色分布代表了X射線的硬度：白色表示無X射線，紅色表示X射線硬度最強。照片左側最明亮的藍色區域表現出穩定的X射線特點，該區域距中心星體(左側紅色箭頭所示的紅點處)約60 到80 AU。可見實際觀測的圖6(c)中左側X射線幅射區域的光度和距離特點，與圖6(b)模擬結果中距星體70 AU處的X射線亮區特點是一致的。
圖5 實驗的磁流體力學(MHD)模擬[16] (a)激光脈沖結束后10 ns；(b)激光脈沖結束后20 ns
模擬結果顯示，由于等離子體所具有的極高氣溫和超高速的磁發電擴張速率，因此磁場線被彎曲并壓縮，超出了沖擊波演變的范圍(圖5)。當等離子體流體急劇彎曲、壓縮并凝聚到一點時，就會產生一個錐形震波，導致流體被聚焦并沿軸產生一個窄噴流。在完整尺度的天體化學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 在一新生星體系統中包含5 mGs 軸向磁場的噴流結構與準直三維模擬圖[16]
B. 等提出了穩定窄噴流準直過程的一個簡約可信的模型，其與近日天文觀測的結果相符。B. 等的工作將有助于對原恒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化學研究的工作也十分重要。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借助納秒級多重激光脈沖便捷地進行實驗模擬；實驗形成磁等離子體窄柱，并使其沖擊一個固體表面，這種奇特的實驗方法可以拿來研究年青星體吸積柱中的等離子體動力學，也就是說，在吸積盤物質向星體自由下落的過程中，有了研究磁場作用機制的方式。除了以上幾個方面，在磁場可能起到較重要作用的天體化學研究領域，通過適當地調整實驗條件，實驗室天體化學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驅動的的磁等離子體來分別模擬偶極磁場和太陽風。實驗結果有助于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，如磁場重聯與敵視，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 裝置上采取的實驗設置。實驗時使用兩束長脈沖(1 ns)激光聚焦于一附加圓錐磁極的鋁靶上。陰影成像以及干涉成像被用于短脈沖(120 ps)探針光的等離子體演變確診。激光驅動等離子體的X射線圖象可使用X射線針眼單反取得，熱等離子體的時間演變序列由放在靶前的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進圖象。圖中選定了等離子體泡流體力學演變的三個典型的代表時刻，同時按照實驗設置，模擬太陽風的等離子體由磁極底部垂直射入。兩個激光焦斑之間的距離約為600 μm，磁體的磁場硬度約為3000 Gs。圖8(a)，(b)，(c))中，按照時間次序，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極表面，形成了一團新的等離子體。之后，兩團等離子體泡繼續擴張，并與磁極表面新產生的等離子體相遇，并再度發生重聯，引發X射線硬度的明顯增強。這一結果顯示了二次重聯中可能的磁能釋放過程。
圖8 隨時間演進的X射線圖象[17] (a) 1593 ps；(b)1619 ps；(c) 1705 ps(圖中紅框區域的X射線硬度隨時間而提高，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，在實驗中可以覺得，通過激光驅動磁重聯形成了一個微型的太陽耀斑，實驗中形成的出流等離子體相當于太陽風。光學確診設備和X射線確診設備都較好地取得了磁極靜態磁場與等離子磁場的相互作用數據。通過標度變換的方式，其研究成果將有助于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，其完善于最新激光技術進展之上，同時涉及激光化學、等離子體物理和天體化學等學科。實驗室天體物理學可能有助于解決目前天文及天體化學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。實驗室天體化學以及其相關理論估算是天體化學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這些例如星體產生、恒星及行星系統演變、宇宙中可能存在的生命等課題中的潛在化學過程。實驗室天體化學的發展，同時也有助于促進實驗儀器甚至空間探測器等相關技術的改良。
為了愈加接近模擬天體化學環境下的極端條件，如太陽對流區的等離子體狀態，需要更為強悍的實驗裝置。相關技術的進步推動了高能密度實驗室天體化學這一領域的發展。美國國家打火裝置(NIF)是目前世界上最大的激光器，其才能在一次脈沖時間內釋放約2 MJ的能量，該裝置為實驗室天體化學研究起到了重要作用[18]，NIF 上舉辦的研究領域包括核天體化學(核化學)、行星科學(極端環境下的物質與行星化學)以及相對論性沖擊波(束流化學與等離子體化學)。很多領域未來借助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困局，即磁場以及宇宙射線是如何形成的。物理估算證明天體物理學研究什么，宇宙中的磁場普遍較弱，但觀測表明，宇宙中又存在顯著的磁場作用痕跡。實驗室實驗可以通過沖擊波和紊流作用形成和放大磁場，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式無法比擬的。另外，束流化學和等離子體化學的研究證明，其中一些實驗過程與宇宙射線的形成過程類似，有助于我們加深對宇宙射線形成機制的理解。
(2) X射線與星際空間等離子體的相互作用：由于這一領域的研究強烈依賴于原子化學和等離子體數學，NIF 同樣可以發揮作用。在黑洞、中子星和好多雙星系統周圍，物質被X射線高度離化。而NIF 可以通過實驗制造出類似的環境參數。另外，恒星結構與演進與X射線的輸運過程具有相關性，輸運過程的基礎即物質對幅射的吸收與轉移，尤其是高Z 元素(例如鐵)對幅射的吸收與轉移。NIF 則可以模擬出星體內部的密度與氣溫狀態從而進行相關研究。
此外，利用NIF 還可以進行有關行星產生中幅射與物質的光化學過程，沖擊波的流體力學及其非線性行為等領域的研究。
我國研發的神光III 高功率激光實驗裝置，其主機裝置于2015 年2 月基本建成。標志著我國成為繼日本國家打火裝置后，第二個舉辦多束組激光慣性約束聚變實驗研究的國家。屆時將進一步推進我國未來的實驗室天體化學領域的發展。由于天體化學研究設計從毫米波到伽馬射線的全波段，實驗室天體化學研究不僅須要更強大的實驗裝置，還須要更先進的確診裝置以及更高效的計算機，以提升對實驗數據的允許和處理能力。這須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
[1] 張杰，趙剛. 物理，2000，29(7)：393
[2] H. of Phys. ，2001，143：202
[3] Drake J F et al. . In： . New ： ，2010.13
[4] Bruce A R et al. ，1999，284：1488
[5] Clark S E et al. Phys. Rev. E，2014，90：
[6] S et al. ，2009，5：821
[7] Drake J F et al. ，2009，700：L16
[8] Zhong J Y et al. ，2010，6：984
[9] S et al. ，2013，3：1170
[10] M et al. ，2014，5：4774
[11] D S et al.天體物理學研究什么，1990，356：549
[12] B，Bally J. of and ，2001，39:403
[13] H P，Itoh S-I，Itoh K. . ： Univ. Press，2010.150-203.
[14] N L et al. ，2012，8：809
[15] J et al. ，2014，10：520
[16] B et al. ，2014，346：325
[17] Zhang K et al. High ，2015，17：32
[18] B A. and ，2005，47：A191
本文選自《物理》2016年第6期
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