更新时间：2024-04-17 13:18
在1929年美国物理学家朗缪尔提出等离子体这个概念之前，天体物理学家已经研究过等离子体。1921年米尔恩（Milne）根据萨哈公式建立了恒星大气理论，1939年丹麦天文学家斯特龙根提出星际介质中存在中性氢区和电离氢区，对星际介质和恒星演化理论起了重要的影响。等离子体天体物理学这个名词是在20世纪60年代末出现的。等离子体天体物理学采用实验室等离子体物理学取得的成果，本身也可以得到对等离子体物理学有意义的新结果。
实验室等离子体物理学通常只涉及小尺度的问题，而等离子体天体物理学涉及的是大尺度的宇宙等离子体系统，往往处于光学厚的状态，与辐射和宇宙线具有很强的相互作用。宇宙等离子体大部分情况下可以认为是均匀、无边界的，在应用理论模型时带来了很大的便利。此外，宇宙等离子体的特征尺度很大，因此磁雷诺数往往很大，具有明显的磁冻结效应，即磁力线如同冻结在流体元上，随流体的运动而一起运动。
宇宙物质绝大部分处于等离子态。例如﹐地球的电离层和地球磁层﹑行星际空间的太阳风﹑太阳的大气﹑某些磁变星﹑星际物质以及星系际物质等。近年来﹐人们认识到天体等离子体远非处于热动平衡状态。宇宙间存在各种不稳定过程(例如﹐太阳耀斑和各种类型的太阳射电爆发﹐即使太阳在“宁静”期间﹐也存在巨大的不稳定性)﹐因而在等离子体中经常不断地激起各种波动﹐形成复杂的湍动状态。行星际空间的太阳风在地球附近形成的地球弓形激波﹑磁层亚暴等﹐都说明天体等离子体往往处于湍动状态。又如超新星﹑类星体﹑星系核﹑星系核风以及脉冲星周围的等离子体﹐也都同热动平衡的状态相差很远。
等离子体天体物理学注重研究天体等离子体中各种不稳定的物理过程。在天体等离子体中﹐两体碰撞不是粒子间相互作用的主要形式﹐更重要的是带电粒子(电子和离子)间的集体相互作用﹐它能激发各种振汤和波动。各种形式的等离子体波﹐可以看作是准粒子﹐称为等离子体激元。由于存在不稳定性﹐等离子体处于湍动状态。在湍动状态下﹐等离子体中各种形式的波动之间﹐往往发生强烈的非线性相互作用﹐并引起能量在频谱中的再分布。这种作用通常叫作波-波作用。此外﹐波和带电粒子之间可以产生更有效的相互作用﹐因而使粒子加速(见等离子体湍动加速)﹐使辐射谱的特征改变。这种作用通常叫作波-粒子作用。因此有人提出﹐天体等离子体主要应由彼此相互作用著的三种成分组成﹐即电子﹑离子和等离子体激元(对某些天体﹐还应加上一种成分﹐即中性粒子)。现代等离子体天体物理学的任务﹐正是要探索和研究在各种可能的天体物理条件下﹐上述三种基本成分之间相互作用的物理规律。
天体等离子体经常处于很复杂的物理状态。这表现为通常存在不均匀结构﹕电导率远小于按经典的两体碰撞理论所计算的值﹐甚至会突然变为零﹐致使磁流体力学中的“磁冻结”图像失效﹔由于不稳定性而导致等离子体位形不确定﹐等等。等离子体天体物理学要研究两个问题﹕一是各种天体的等离子体湍动状态形成的可能性﹔二是假定天体等离子体处在湍动状态﹐从天文观测中将会得出些什么推论。对第一个问题﹐还不能作出普遍的回答﹐但是对地球磁层和太阳等离子体的研究表明﹐至少在地球附近的等离子体中的不稳定性是很容易产生的﹐等离子体状态对热动平衡有微小的﹑有时甚至是可能被忽略的偏离﹐也会导致向湍动状态转化。
产生不稳定性所需要的对热动平衡偏离的最小值﹐称为不稳定性阈值。对诸如星际物质﹑太阳风﹑日冕﹑类星体外部区域和脉冲星辐射区域的研究表明﹐在这些天体上﹐都可能达到不稳定性阈值﹐并形成等离子体湍动状态。至于第二个问题﹐天体等离子体处于湍动状态﹐必然会大大地改变对天体物理观测所作的传统解释。例如。处于湍动状态中的天体等离子体中的快粒子将导致谱线致宽﹐改变天体等离子体的电离度﹐加热等离子体﹔湍动状态的等离子体又可将其湍动能转化为电磁辐射能。