等離子體天體物理學

在1929年美國物理學家朗繆爾提出等離子體這個概念之前，天體物理學家已經研究過等離子體。1921年米爾恩（Milne）根據薩哈公式建立了恆星大氣理論，1939年丹麥天文學家斯特龍根提出星際介質中存在中性氫區和電離氫區，對星際介質和恆星演化理論起了重要的影響。等離子體天體物理學這個名詞是在20世紀60年代末出現的。等離子體天體物理學採用實驗室等離子體物理學取得的成果，本身也可以得到對等離子體物理學有意義的新結果。

實驗室等離子體物理學通常只涉及小尺度的問題，而等離子體天體物理學涉及的是大尺度的宇宙等離子體系統，往往處於光學厚的狀態，與輻射和宇宙線具有很強的相互作用。宇宙等離子體大部分情況下可以認為是均勻、無邊界的，在應用理論模型時帶來了很大的便利。此外，宇宙等離子體的特徵尺度很大，因此磁雷諾數往往很大，具有明顯的磁凍結效應，即磁力線如同凍結在流體元上，隨流體的運動而一起運動。

宇宙物質絕大部分處於等離子態。例如﹐地球的電離層和地球磁層﹑行星際空間的太陽風﹑太陽的大氣﹑某些磁變星﹑星際物質以及星系際物質等。近年來﹐人們認識到天體等離子體遠非處於熱動平衡狀態。宇宙間存在各種不穩定過程(例如﹐太陽耀斑和各種類型的太陽射電爆發﹐即使太陽在“寧靜”期間﹐也存在巨大的不穩定性)﹐因而在等離子體中經常不斷地激起各種波動﹐形成複雜的湍動狀態。行星際空間的太陽風在地球附近形成的地球弓形激波﹑磁層亞暴等﹐都説明天體等離子體往往處於湍動狀態。又如超新星﹑類星體﹑星系核﹑星系核風以及脈衝星周圍的等離子體﹐也都同熱動平衡的狀態相差很遠。

等離子體天體物理學注重研究天體等離子體中各種不穩定的物理過程。在天體等離子體中﹐兩體碰撞不是粒子間相互作用的主要形式﹐更重要的是帶電粒子(電子和離子)間的集體相互作用﹐它能激發各種振湯和波動。各種形式的等離子體波﹐可以看作是準粒子﹐稱為等離子體激元。由於存在不穩定性﹐等離子體處於湍動狀態。在湍動狀態下﹐等離子體中各種形式的波動之間﹐往往發生強烈的非線性相互作用﹐並引起能量在頻譜中的再分佈。這種作用通常叫作波-波作用。此外﹐波和帶電粒子之間可以產生更有效的相互作用﹐因而使粒子加速(見等離子體湍動加速)﹐使輻射譜的特徵改變。這種作用通常叫作波-粒子作用。因此有人提出﹐天體等離子體主要應由彼此相互作用著的三種成分組成﹐即電子﹑離子和等離子體激元(對某些天體﹐還應加上一種成分﹐即中性粒子)。現代等離子體天體物理學的任務﹐正是要探索和研究在各種可能的天體物理條件下﹐上述三種基本成分之間相互作用的物理規律。

天體等離子體經常處於很複雜的物理狀態。這表現為通常存在不均勻結構﹕電導率遠小於按經典的兩體碰撞理論所計算的值﹐甚至會突然變為零﹐致使磁流體力學中的“磁凍結”圖像失效﹔由於不穩定性而導致等離子體位形不確定﹐等等。等離子體天體物理學要研究兩個問題﹕一是各種天體的等離子體湍動狀態形成的可能性﹔二是假定天體等離子體處在湍動狀態﹐從天文觀測中將會得出些什麼推論。對第一個問題﹐還不能作出普遍的回答﹐但是對地球磁層和太陽等離子體的研究表明﹐至少在地球附近的等離子體中的不穩定性是很容易產生的﹐等離子體狀態對熱動平衡有微小的﹑有時甚至是可能被忽略的偏離﹐也會導致向湍動狀態轉化。

產生不穩定性所需要的對熱動平衡偏離的最小值﹐稱為不穩定性閾值。對諸如星際物質﹑太陽風﹑日冕﹑類星體外部區域和脈衝星輻射區域的研究表明﹐在這些天體上﹐都可能達到不穩定性閾值﹐並形成等離子體湍動狀態。至於第二個問題﹐天體等離子體處於湍動狀態﹐必然會大大地改變對天體物理觀測所作的傳統解釋。例如。處於湍動狀態中的天體等離子體中的快粒子將導致譜線致寬﹐改變天體等離子體的電離度﹐加熱等離子體﹔湍動狀態的等離子體又可將其湍動能轉化為電磁輻射能。