1 引言
传统天文学依赖于对天体幅射和波谱的观测与剖析。实验室天体化学为研究天体化学问题提供了一个新的途径：利用实验室实验来模拟、研究天体化学现象。实验室实验相对于传统的天文研究方法，具有重复性好、条件可控的优点[1]。利用大功率激光装置，可以模拟一些天体中的极端化学环境，通过设置特定的实验条件可以对其现象和过程进行剖析和研究[2]。实验室等离子体与天体化学中的等离子存在着标度的不同，通过实验室等离子体推论天体化学等离子体常常存在一些困难。但在个别特定条件下，标度变换规则容许我们在两者之间构建可靠的联系并进行相关的研究[3]。在往年的实验室天体化学的研究中，如超新星激波中的流体力学演变[4，5]、致密天体周围的光致电离星风[6]、天体磁场的重联现象[7—10]等方向早已取得了众多进展。在磁重联领域，我们首次借助神光II 高功率激光实验装置成功模拟太阳耀斑，开辟了实验室天体化学研究新方向［8］。
近年来实验室天体化学研究又出现了一些新的研究方向和研究成果，如对流等离子体磁场结构、冲击波中磁场的紊流放大效应、喷流中磁场的准直效应、激光驱动等离子体模拟太阳风与磁场相互作用等，对以上几个方向的研究有助于加深我们对原恒星以及—Haro 天体喷流、超新星遗迹冲击波、地球极区磁层活动等天体化学现象的理解。本文就以上4 个研究方向为例，对实验室天体化学近几年取得的一些重要成果进行简略介绍。
2 主要研究进展
2.1 激光驱动对流等离子体电磁场结构
观测和研究表明，在超新星遗迹仅存的无碰撞冲击波[11]以及新生星体的内部[12](如—Haro天体)，存在着自生磁场的作用。当两团运动方向相反的等离子体对撞时，能量逐级减小，在这一过程中会伴随着自生磁场的形成[13]。通过合理安排特定的实验条件，可以在实验室中再现那些天体化学现象。N.L. 等[14]利用在实验室形成的对流超声速等离子体，研究其大范围、稳定的电磁场结构。这些独特的结构始于某种尚不明晰的机制。该结构的演变扩散方向显著垂直于初始的等离子流向，并且该结构的形态演变远远超过了等离子体自身所应有的空间尺度和演进时间，这表明该结构并非等离子体本身自由扩散演变所产生的。这项研究对传统的对流等离子体模型提出了挑战，有助于加深对大尺度、长时标等离子体自生磁场结构的理解。 的实验是在英国考文垂激光研究所借助OMEGA EP(欧米伽性能扩充)激光器举办的。实验设置如图1 所示，两束长脉冲激光(紫色)在CH2靶盘上驱动形成对流等离子体，等离子中的磁场用短脉冲激光(红色)产生的质子作为探针进行确诊。图中的红点拿来标示靶室中心(TCC)。右侧方框为典型的质子成像数据示意图。
图1 OMEGA EP(欧米伽性能扩充)激光器上的靶、激光束以及确诊装置的实验设置图[14]
根据所设置的实验条件，发生碰撞时是不能直接观测到两束喷流互相渗透、碰撞停滞的过程。但是在质子成像系统的时间窗口下可以获得有关静电和电磁等离子体不稳定性的数据。在打靶后2.5—3.5 ns 时，电子和离子被快速加热，二者的气温都被提升了一个量级。这种热碰撞过程可以通过质子成像和等离子体动力学实现可视化。在实验中，N.L. 等通过质子拍照装置在等离子体对撞中间区域区观测到了一种奇特的、相对稳定的具有散焦线特点的结构。这种结构被觉得是自生电磁场相互作用所形成的结果(图2，图中Te为电子体温，ne为电子密度)。由图2 可以看见两团等离子自形成至互相碰撞、作用的全过程，其较长的持续时间和奇特的散焦线结构表明了自生磁场的存在[14]。尽管其具体作用机制尚不明晰，但客观存在的实验现象提供了进一步阐述的思路。实验展示了在对流等离子体中的一种大范围、稳定的自生磁场结构，但因为该区域的高度非线性特点，因此当时缺少有效的三维模拟结果来与实验现象相吻合。
图2 自生磁场的质子成像图(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 冲击波中磁场的紊流放大效应
超新星遗迹仙后A( A)的X射线和射电观测阐明了一种比周围星际介质强约100 倍的磁场结构。该磁场结构的形成过程与外部冲击波可能通过宇宙射线参与的非线性反馈过程相符。超新星遗迹内部的强磁场来源虽尚不明晰，但很可能和紊流活动中的延伸和放大过程有关。在超新星抛出物与星周边二氧化碳的非连续接触面上，由于存在流体力学不稳定性，湍流可能在此形成。然而，对仙后A的观测结果表明，抛出物的相互作用具有高度的不均匀性，在超新星爆发前，稠密的星周边二氧化碳云就早已产生了。
J. 等[15]通过实验手段研究了外部的冲击波接触到星周边二氧化碳云时可能诱发的磁场紊流放大过程。实验表明，当冲击波与塑胶网相互作用时，磁场被放大了。该实验可以解释超新星遗迹内部的同步幅射现象，以及在许多天体化学现象中都存在的化学过程：等离子体中紊流对磁场的放大作用。
图3 为J. 等的实验设置图。靶室外充有气压P=1±0.2 mbar 的氢气，实验采用激光装置( laser )的三倍频激光(527 nm波长)，聚焦于一半径为500 μm的碳棒上，焦斑半径为300 μm。激光亮度为每1 ns 脉冲300±30 J。对应的激光硬度为IL=4×1014 W/cm2。冲击波演进用纵向白色干涉拍照技术纪录出来，探针光波长532 nm，门脉冲长度5 ns。由于实验中使用了白色干涉拍照技术检测密度梯度，因此具有较小密度梯度的紊流，表现出较小的对比度。干涉仪为50 nm视场的马赫—曾德尔干涉仪，用于检测电子密度。经过改良设计的感应线圈具有100 MHz的带宽。线圈被放置于距离碳棒即中心爆发点3 cm(根据具体实验条件设置，个别实验中感应线圈被放置于距离碳棒4 cm)处。感应线圈由4 组缠绕成螺旋形的小线圈组成，4组小线圈以不同的方向围绕着感应线圈中轴，以测定不同方向的磁场。小线圈围绕的轴中心为一截面1×1 mm2的塑料管。线圈中的的电流将被放大并分别抵消因为电流引起的等离子体电场成份，磁场可由法拉第定理得出。线圈周围是由氮化硼管所形成的等离子体。
图3 J. 等拿来形成冲击波致紊流的实验设置图(a)无网格的实验设置图；(b)在距离碳棒1 cm处置一塑胶网格的实验设置图；(c)无网格情况下，激光打靶后t＝300 ns时的白色拍照图象；(d)有网格情况下，激光打靶后t＝300 ns时的白色拍照图象[15]
无网格的FLASH 模拟(图4(a))表明，冲击波在碳等离子体和二氧化碳中的间断作用下显得不稳定，产生了一个紊流，故其磁场的空间尺度大于3 mm。有网格的模拟结果(图4(b))则显示紊流的规格大概要大2 倍，流速快了50%，因此磁场的雷诺数要大3 倍。这与实验中检测到的磁场硬度相符(图4(c)，(d))。
图4 磁场的时间演变图(a)冲击波经过网格2.6 μs 后的FLASH模拟图；(b)无网格的FLASH模拟图(其他条件与图(a)相同)；(c)距碳棒3 cm处测得的磁场演变示意图；(d)无网格情况下的磁场演变示意图(其他条件与图(c)相同)[15]
天文观测结果表明，超新星遗迹内部区域中紊流结构的活动周期约为10 年。超新星遗迹仙后A在射电波段表现为一个明亮的紊流环，这与其在X射线波段上表现为一个轴向磁场延展至冲击波边沿的低光度的稳定偏振辐射源相符合。遗迹内部是一个较宽的非热辐射环状源，外部是一个较窄的同步辐射源。外部较窄的同步辐射源形态与冲击波的形态相符，标示出了冲击波的边界。仙后A 中的磁场放大过程可以觉得来源于两部份：一部分来源于超新星遗迹冲击波上的宇宙射线，另一部分来源于天体喷流与星际介质的相互作用。对于后一个过程，可以通过实验和模拟直接推论下来。J. 等通过实验得出的结果与观测结果是相符合的。也就是说，一个紊流在冲击波作用下会成长为一个相对稳定的密度扰动，在等离子体扩张演变的常年作用下，必将被放大并获得稳定的磁场，最终其规模会比初始的密度扰动大很多倍。
2.3 喷流中磁场的准直效应
尽管在好多天体化学系统中都观测到了偶极喷流，但有关喷流喷吐后的结构和形态的问题依旧在研究。B. 等[16]通过定标的实验室实验，对应了一种初期的星体喷流，表明存在一种硬度与观测结果相一致的极向磁场.由于该磁场的存在，造成了喷流稳定且窄小的整体准直效应。实验室等离子体被集聚于一个内部的空腔里，这促使喷流中出现了一个锥型的冲击波。根据在完整的天体化学尺度上进行的模拟结果，研究人员推测该项研究可能解释近日发觉的在原星体喷流中低密度区域的X 射线爆发特点，比如人们熟知的原恒星HH154的喷流。
B. 等对喷流中磁场的准直效应实验进行流体力学模拟，得到了如图5 所示的碳等离子体密度(log10ρ，单位为g·cm-3)沿x－z 平面的二维图象快照。其中图5(a)为激光脉冲结束后10 ns，图5(b)为20 ns；图中箭头代表速率矢量，实线代表磁场线，黑色轮廓线表示被加热至70 eV 以上的等离子体。B. 等还在完整的天体化学尺度上进行了模拟，并与实际天文观测结果进行了对比。如图6(a)为时刻等于20年时(x－z)的质量密度(log10ρ，单位为g·cm-3)分布示意图，黑线代表磁场线，虚线围出的区域代表等离子体温度超过70 eV 的区域。由图6(a)可见，在连结中心星体的星周盘系统中喷发出了一个各向同性的氢喷流，喷发的质量损失率为10-8 M⊙ /y ；物质以200 km/s的速率随磁场沿z 轴方向运动。图6(b)为图6(a)中实线区域的等离子体形成的X射线同步幅射的硬度分布，图中颜色从黑到白表示辐射强度从最弱至最强(X 射线幅射硬度由每秒接收到的光子数目确定)。空间上，图中每一象素点代表1 AU 的距离。图6(c)为实际天文观测的结果，数据来自钱德拉望远镜所拍摄HH154 的X 射线相片。照片中从红色到紫色的颜色分布代表了X射线的硬度：白色表示无X射线，红色表示X射线硬度最强。照片左侧最明亮的蓝色区域表现出稳定的X射线特点，该区域距中心星体(左侧红色箭头所示的红点处)约60 到80 AU。可见实际观测的图6(c)中左侧X射线幅射区域的光度和距离特点，与图6(b)模拟结果中距星体70 AU处的X射线亮区特点是一致的。
图5 实验的磁流体力学(MHD)模拟[16] (a)激光脉冲结束后10 ns；(b)激光脉冲结束后20 ns
模拟结果显示，由于等离子体所具有的极高气温和超高速的磁发电扩张速率，因此磁场线被弯曲并压缩，超出了冲击波演变的范围(图5)。当等离子体流体急剧弯曲、压缩并凝聚到一点时，就会产生一个锥形震波，导致流体被聚焦并沿轴产生一个窄喷流。在完整尺度的天体化学条件下进行的模拟也观测到了类似的现象(图6(a)，(b))，且模拟结果与钱德拉望远镜所观测到HH154 的实际数据相符合(图6(c))。
图6 在一新生星体系统中包含5 mGs 轴向磁场的喷流结构与准直三维模拟图[16]
B. 等提出了稳定窄喷流准直过程的一个简约可信的模型，其与近日天文观测的结果相符。B. 等的工作将有助于对原恒星喷流内部区域相互作用机制的理解，对在实验室中进行喷流化学研究的工作也十分重要。例如，横向不稳定性对喷流结构的影响；不连续喷流，可以通过在实验室中借助纳秒级多重激光脉冲便捷地进行实验模拟；实验形成磁等离子体窄柱，并使其冲击一个固体表面，这种奇特的实验方法可以拿来研究年青星体吸积柱中的等离子体动力学，也就是说，在吸积盘物质向星体自由下落的过程中，有了研究磁场作用机制的方式。除了以上几个方面，在磁场可能起到较重要作用的天体化学研究领域，通过适当地调整实验条件，实验室天体化学都有较好的应用前景。
2.4 神光Ⅱ装置模拟太阳风与偶极磁场的相互作用
在神光II 装置上进行实验时，使用圆柱形的永久磁体和强激光驱动的的磁等离子体来分别模拟偶极磁场和太阳风。实验结果有助于对地球磁层极区活动的理解。实验中还观测到了一些重要的现象，如磁场重联与敌视，这些现象与磁流体力学(MHD)模拟结果相符。
图7 为张凯[17]等在神光II 装置上采取的实验设置。实验时使用两束长脉冲(1 ns)激光聚焦于一附加圆锥磁极的铝靶上。阴影成像以及干涉成像被用于短脉冲(120 ps)探针光的等离子体演变确诊。激光驱动等离子体的X射线图象可使用X射线针眼单反取得，热等离子体的时间演变序列由放在靶前的X射线分幅相机获得。
图7 神光II 装置上模拟太阳风与偶极磁场相互作用的实验装置图[17]
图8 为X射线分幅相机所获得的随时间演进图象。图中选定了等离子体泡流体力学演变的三个典型的代表时刻，同时按照实验设置，模拟太阳风的等离子体由磁极底部垂直射入。两个激光焦斑之间的距离约为600 μm，磁体的磁场硬度约为3000 Gs。图8(a)，(b)，(c))中，按照时间次序，起初在两个等离子体泡的中间发生了磁重联，重联流出的等离子体击中磁极表面，形成了一团新的等离子体。之后，两团等离子体泡继续扩张，并与磁极表面新产生的等离子体相遇，并再度发生重联，引发X射线硬度的明显增强。这一结果显示了二次重联中可能的磁能释放过程。
图8 随时间演进的X射线图象[17] (a) 1593 ps；(b)1619 ps；(c) 1705 ps(图中红框区域的X射线硬度随时间而提高，表明该区域中发生了磁重联)
该实验模拟了太阳风与极区磁场的相互作用，在实验中可以觉得，通过激光驱动磁重联形成了一个微型的太阳耀斑，实验中形成的出流等离子体相当于太阳风。光学确诊设备和X射线确诊设备都较好地取得了磁极静态磁场与等离子磁场的相互作用数据。通过标度变换的方式，其研究成果将有助于对日地空间动力学现象的理解。
3 未来的展望
实验室天体物理学是一门正在蓬勃发展中的新学科，其完善于最新激光技术进展之上，同时涉及激光化学、等离子体物理和天体化学等学科。实验室天体物理学可能有助于解决目前天文及天体化学研究中的一些重要问题，也可能为相关学科的研究提供新的研究思路。实验室天体化学以及其相关理论估算是天体化学相关研究的新兴方向之一，需要几代人持续不断的努力，它有望帮助我们理解这些例如星体产生、恒星及行星系统演变、宇宙中可能存在的生命等课题中的潜在化学过程。实验室天体化学的发展，同时也有助于促进实验仪器甚至空间探测器等相关技术的改良。
为了愈加接近模拟天体化学环境下的极端条件，如太阳对流区的等离子体状态，需要更为强悍的实验装置。相关技术的进步推动了高能密度实验室天体化学这一领域的发展。美国国家打火装置(NIF)是目前世界上最大的激光器，其才能在一次脉冲时间内释放约2 MJ的能量，该装置为实验室天体化学研究起到了重要作用[18]，NIF 上举办的研究领域包括核天体化学(核化学)、行星科学(极端环境下的物质与行星化学)以及相对论性冲击波(束流化学与等离子体化学)。很多领域未来借助NIF进一步进行研究，例如：
(1)星际和星系际介质：NIF 有望解答宇宙中的两个困局，即磁场以及宇宙射线是如何形成的。物理估算证明天体物理学研究什么，宇宙中的磁场普遍较弱，但观测表明，宇宙中又存在显著的磁场作用痕迹。实验室实验可以通过冲击波和紊流作用形成和放大磁场，避免了等离子体热对磁场的耗散作用，这一优点是数值模拟方式无法比拟的。另外，束流化学和等离子体化学的研究证明，其中一些实验过程与宇宙射线的形成过程类似，有助于我们加深对宇宙射线形成机制的理解。
(2) X射线与星际空间等离子体的相互作用：由于这一领域的研究强烈依赖于原子化学和等离子体数学，NIF 同样可以发挥作用。在黑洞、中子星和好多双星系统周围，物质被X射线高度离化。而NIF 可以通过实验制造出类似的环境参数。另外，恒星结构与演进与X射线的输运过程具有相关性，输运过程的基础即物质对幅射的吸收与转移，尤其是高Z 元素(例如铁)对幅射的吸收与转移。NIF 则可以模拟出星体内部的密度与气温状态从而进行相关研究。
此外，利用NIF 还可以进行有关行星产生中幅射与物质的光化学过程，冲击波的流体力学及其非线性行为等领域的研究。
我国研发的神光III 高功率激光实验装置，其主机装置于2015 年2 月基本建成。标志着我国成为继日本国家打火装置后，第二个举办多束组激光惯性约束聚变实验研究的国家。届时将进一步推进我国未来的实验室天体化学领域的发展。由于天体化学研究设计从毫米波到伽马射线的全波段，实验室天体化学研究不仅须要更强大的实验装置，还须要更先进的确诊装置以及更高效的计算机，以提升对实验数据的允许和处理能力。这须要各相关领域的科研人员和技术人员的共同努力。
参考文献
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本文选自《物理》2016年第6期
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