吸積盤驅(qū)動噴流模型研究進展

王薦釗，錢宇梁，仲佳勇

(北京師范大學天文系，北京100875)

1 引 言

高速準直的噴流是非常普遍和重要的天文觀測現(xiàn)象之一，它們是來自活動星系核(active galactic nucleus, AGN)、X 射線雙星、原初恒星體(young stellar object, YSO)等天體中心的高強度等離子體流。這些高速旋轉(zhuǎn)并吸收周圍環(huán)境中物質(zhì)的致密中心天體包括原初恒星、中子星、恒星質(zhì)量黑洞和星系中央的超大質(zhì)量黑洞等。自M87 星系中心光學噴流被發(fā)現(xiàn)以來，噴流的產(chǎn)生、加速和準直機制一直是天體物理研究的前沿熱點之一[1]。人們普遍認為，這種大尺度噴流與致密天體周圍的吸積盤有關(guān)。吸積盤是存在于中心天體周圍含有吸積流的轉(zhuǎn)動氣體盤，它們會導致或激發(fā)各種天文現(xiàn)象，如恒星形成、高能輻射和天體噴流等[2]。半個世紀以來，人們建立了四種重要的吸積盤模型。1973 年Shakura 和Sunyaev[3]建立了幾何薄、光學厚的標準薄盤模型，即SSD (Shakura Sunyaev disk)模型。然而通過這個模型計算出的盤溫度偏低，無法解釋X 射線波段到極紫外波段輻射的觀測事實。為解決SSD 模型的不穩(wěn)定性問題以及高能輻射問題，1976 年Shapiro等人[4]提出了幾何薄、光學薄的SLE (Shapiro-Lightman-Eardley)盤模型。然而這種盤因為熱不穩(wěn)定性而不能真實存在。1988 年Abramowicz 等人[5]建立了幾何厚、光學厚的輻射壓主導的細盤(slim)模型。為了解釋致密天體系統(tǒng)的硬X 射線來源，Narayan 和Abramowicz 等人[6]又建立了徑移主導的吸積流(advection-dominated accretion flow, ADAF)模型。然而對于真實的復雜天體環(huán)境，人們通常會利用雙模式解來描述黑洞X 射線雙星和AGN 等天體系統(tǒng)的吸積盤。了解中心天體及其周圍的吸積盤，有助于人們理解天體噴流和出流的形成機制及其傳輸演化過程。

雖然在過去幾十年里科學家們提出了很多模型，但從致密天體系統(tǒng)產(chǎn)生強相對論性噴流的具體機制目前還不清楚[7]。最近的研究表明，高速噴流與連接吸積盤的扭曲磁場結(jié)構(gòu)有關(guān)，主要有兩種機制：磁流體機制和坡印亭通量機制(Poynting flux regime)。在磁流體機制中，能量和角動量被電磁場和物質(zhì)動能通量所攜帶，也就是說，這種機制中物質(zhì)起主導作用，電磁場起約束作用。這種機制主要與原初恒星體產(chǎn)生噴流過程有關(guān)。坡印亭通量機制中，能量和角動量主要被電磁場所攜帶，坡印亭能流起主導作用，物質(zhì)成分很少。這種機制主要與微類星體噴流和γ射線暴過程有關(guān)[8]。這兩種機制分別對應BP (Blandford-Payne)和BZ (Blandford-Znajek)過程[9]。雖然在噴流形成中處于主導地位的機制有待進一步研究，但連接黑洞和吸積盤系統(tǒng)的大尺度磁場驅(qū)動了噴流這一觀點已被大多數(shù)學者所認同。這樣的噴流速度可以在每秒幾十千米到接近光速之間變化。噴流的總能量很大部分是在宿主形成過程中釋放的引力能，且該引力能大到足以使噴流脫離宿主致密天體。本文列舉了一些典型的吸積供能天體，簡述了當前主流的幾種吸積盤噴流模型，并介紹了近年來計算機模擬吸積盤驅(qū)動噴流以及實驗室相關(guān)模擬噴流的最新研究進展。

2 吸積盤噴流模型

2.1 BZ 過程與BP 過程

1977 年Blandford 和Znajek[10]首先提出，活動星系核噴流受帶有大尺度磁場的旋轉(zhuǎn)黑洞驅(qū)動(BZ 過程)，吸積系統(tǒng)通過大尺度磁場提取黑洞轉(zhuǎn)動能。BZ 過程中，黑洞視界面附近的大尺度磁場被中心克爾黑洞拖曳而隨黑洞一起繞轉(zhuǎn)。大尺度磁場的另一端與遙遠的天體物理負載相連，天體物理負載可以是外部載入的(被磁力線束縛的)沿磁力線螺旋運動的等離子體，也可以是與磁力線另一端“凍結(jié)”在一起運動的等離子體物質(zhì)。當外部載入物質(zhì)與磁力線存在角速度差時，磁力線與載入物質(zhì)間會產(chǎn)生力矩作用，進而傳遞角動量和能量。這里的磁力線實質(zhì)上是旋轉(zhuǎn)黑洞與載入物質(zhì)間傳遞角動量和能量的媒介。一般認為，磁力線角速度必須保持恒定，在離黑洞旋轉(zhuǎn)軸足夠遠的地方，磁力線上某一點的轉(zhuǎn)速將超過光速，而沿磁力線運動的等離子體運動速度不能超過光速，因而等離子體不可能沿磁力線一直運動，當?shù)入x子體的速度被加速到接近光速時，它就會脫離磁力線的束縛。實際上，當?shù)入x子體的動能密度大于當?shù)卮蟪叨却艌龅拇拍苊芏葧r，磁場就不能再束縛住等離子體。等離子體的這一加速過程，就像串在繞軸旋轉(zhuǎn)的木棍上的珠子被甩出去一樣[11]。最初人們用BZ 過程成功地解釋了類星體和活動星系核中磁場提取黑洞旋轉(zhuǎn)能的過程，它們最多可提取31%的旋轉(zhuǎn)能，這可謂是一種有效的提能機制。同時，用BZ 過程可以很好地解釋觀測上的相對論性噴流、磁場對噴流的準直效應以及γ射線暴的快速光變等問題[12]。

除BZ 過程中的磁場位形外，還存在著連接吸積盤和外部天體負載的大尺度有序磁場。1982 年Blandford 和Payne[13]假設(shè)大尺度磁場“凍結(jié)”在吸積盤上。他們提出，隨著吸積盤以開普勒角速度轉(zhuǎn)動，物質(zhì)的外流會受磁場離心作用驅(qū)動，吸積系統(tǒng)通過大尺度磁場提取吸積物質(zhì)的引力能。若盤平面法向與極向磁場的夾角大于臨界值，就會有物質(zhì)受離心作用而流出(BP 過程)。類似于BZ 過程，吸積盤作為等效電路的“電源”，向外部負載輸出能量。同時，吸積盤也是噴流物質(zhì)載入的重要來源，吸積盤上的物質(zhì)載入到大尺度磁場并通過磁場加速，因而大尺度磁場除了向外輸出坡印亭能流外，還向從吸積盤載入并沿磁力線加速的等離子體轉(zhuǎn)移能量和角動量。不同于BZ 過程，BP 過程產(chǎn)生的噴流攜帶有大量重子物質(zhì)，這一現(xiàn)象可以較好地解釋低速外流的產(chǎn)生機制[14]。同時，BP 過程帶來的物質(zhì)外流會導致盤光度明顯下降，此外，噴流出現(xiàn)時盤的X 射線輻射通量也會隨之減小[15]。

2.2 BZ-MC-BP 過程中的磁場結(jié)構(gòu)

除了BZ 過程和BP 過程，旋轉(zhuǎn)黑洞與它周圍吸積盤的耦合過程，即磁耦合(magnetic coupling, MC)過程也引起了天文學家的注意。通過MC 過程，能量和角動量可以從旋轉(zhuǎn)黑洞被傳送到周圍的盤中，并在盤吸積過程中起重要作用。這里將BZ 過程、MC 過程和BP過程結(jié)合起來，以解釋活動星系核和黑洞雙星中噴流的產(chǎn)生機制(以下稱作BZ-MC-BP 模型，見圖1)。該模型與觀測到的恒星級黑洞和超大質(zhì)量黑洞噴流的結(jié)構(gòu)相一致。

圖1 BZ-MC-BP 模型磁場結(jié)構(gòu)示意圖[9]

當磁場既包含極向成分，又包含環(huán)向成分，并且環(huán)向分量很強，以至于磁力線環(huán)繞著其自身時，磁場結(jié)構(gòu)會產(chǎn)生螺旋不穩(wěn)定性[16]。在某種條件下，BZ 過程的螺旋不穩(wěn)定性(screwinstability in the BZ process, SIBZ)可以與MC 過程的螺旋不穩(wěn)定性(screw instability in the MC process, SIMC)共存，因此借助磁場螺旋不穩(wěn)定性把三種過程考慮到一個模型，即BZ-MC-BP 模型中，其磁場結(jié)構(gòu)如圖1 所示。圖1 中，θs表示黑洞視界上開放磁力線與閉合磁力線的臨界角度；θL是閉合磁力線的最小邊界角度，這里取θL= 0.45 π；rSIMC是通過SIMC 過程限制的磁場臨界半徑；rout表示盤的外邊界半徑；rms是吸積盤內(nèi)邊界到黑洞中心的距離；rSIBZ表示由SIBZ 過程限制的臨界半徑；αFL表示磁力線極向分量與盤法向的夾角，只有當該夾角大于某臨界值時，物質(zhì)才可能被拋出。區(qū)域Ⅰ和區(qū)域Ⅱ分別為視界和吸積盤上的開放磁力線區(qū)域，它們分別與BZ 和BP 過程相關(guān)。區(qū)域Ⅲ是連接黑洞和盤的閉合磁力線區(qū)域，它對應MC 過程。區(qū)域Ⅰ被限制在θs的范圍內(nèi)，區(qū)域Ⅱ被限制在rSIMC～rout之間，區(qū)域Ⅲ被限制在視界線處的θs～θL之間和盤上的rms～rSIMC之間。

2.3 吸積噴流模型

經(jīng)過多年的完善，BZ 過程和BP 過程已經(jīng)可以作為通用模型解釋許多天體物理現(xiàn)象。然而隨著觀測手段和觀測精度的提升，單一的模型并不能解釋觀測的結(jié)果，并且計算機模擬結(jié)果表明，兩個過程都在驅(qū)動噴流過程中扮演了重要角色，因此Meier 等人[17]提出了改進的BZ 模型，即大尺度磁場穿過能層外的吸積盤和能層內(nèi)的旋轉(zhuǎn)等離 子體驅(qū)動噴流的模型。為了進一步解決黑洞X 射線雙星多波段輻射等問題，Yuan 等人[18]基于BP 過程提出了吸積噴流模型。這種噴流與BP 過程產(chǎn)生的噴流類似，也是準相對論性的物質(zhì)主導的噴流。由于它是從盤中汲取能量，因此產(chǎn)生這種噴流甚至不需要一個旋轉(zhuǎn)的黑洞[19]。吸積噴流模型主要由三部分組成：外部的SSD 盤、內(nèi)部的熱吸積流和噴流。一部分吸積流在臨近黑洞的地方轉(zhuǎn)變成了垂直于盤的噴流，并產(chǎn)生紅外和射電波段的輻射；外部SSD 盤產(chǎn)生紫外輻射；內(nèi)部的熱吸積流則產(chǎn)生強的X 射線輻射。這種熱吸積流有兩種存在形式，即低于臨界吸積率的徑移主導的吸積流(advection-dominated accretion flow, ADAF)[20]和高于臨界吸積率的發(fā)光熱吸積流(luminous hot accretion flow, LHAF)[21]。LHAF 按照吸積率的高低可分為Ⅰ型和Ⅱ型。人們通過計算發(fā)現(xiàn)，熱吸積流具體以哪種形式存在取決于星風指數(shù)s、粘滯系數(shù)α、等離子體參數(shù)β、湍流耗散系數(shù)δ以及描述噴流與吸積流耦合的參數(shù)η。天鵝座X-1是一個很好的例子，該系統(tǒng)有著很高的吸積率和相對低的粘滯系數(shù)。按照吸積噴流模型，其熱流是Ⅱ型LHAF 形式的，這也與觀測結(jié)果相吻合。相對于普通的吸積盤-噴流系統(tǒng)，M87在某些波段(例如射電波段)有著明顯的結(jié)構(gòu)，能夠清晰地觀測到其射電核心及其兩側(cè)的噴流，這對于研究各個理論模型的正確性有著重要意義[22]。于照蘢[23]利用耦合的ADAF 噴流模型擬合了M87 的射電和X 射線譜，發(fā)現(xiàn)M87 的X 射線輻射主要來自噴流的同步輻射，而不是ADAF。當然，在噴流的產(chǎn)生和準直性傳播過程中，磁場的作用仍然是不可忽視的。磁場控制著吸積盤的角動量，并為噴流的產(chǎn)生及傳播提供動力[24]。貫穿盤的磁場與盤中的等離子體相作用，產(chǎn)生沿著盤面的磁流體動力學(magnetohydrodynamics, MHD) 坡印亭通量，這種能量通量可以進一步轉(zhuǎn)化為動能，產(chǎn)生噴流。由于噴流密度比盤密度低很多，故在此模型中噴流可以達到很高的速度。

3 吸積盤噴流天體分類

3.1 原初恒星體

原恒星是在星際巨分子云緩慢收縮時誕生的早期恒星。原恒星外圍有一個包圍著它的氣體盤，即原行星盤。按多波段光譜能量分布來分類，原初恒星體主要有紅外類型Ⅰ, Ⅱ,Ⅲ, Ⅳ四種類型。這些類型與年輕恒星的演化階段密切相關(guān)。紅外類型Ⅰ包含一顆原恒星，紅外類型Ⅱ與經(jīng)典金牛座T 型星相關(guān)，紅外類型Ⅲ與弱線金牛座T 型星相關(guān)，紅外類型Ⅳ對應零齡主序星。原行星盤存在于前三類天體系統(tǒng)中，盤上不同區(qū)域?qū)煌墓庾V區(qū)域。與微類星體和活動星系核的盤內(nèi)區(qū)域主要受輻射壓力不同，原行星盤內(nèi)區(qū)域主要受氣體壓力，能量可能從類似于紅外Ⅱ型的經(jīng)典金牛座T 型星系統(tǒng)中通過磁重聯(lián)被提取出來[25]。

Ellerbroek 等人[26]通過甚大陣(Very Large Array, VLA)發(fā)現(xiàn)了一個擁有復雜吸積盤噴流系統(tǒng)的高吸積率中等質(zhì)量原初恒星體08576nr292。它的星周盤結(jié)構(gòu)很可能是雙峰發(fā)射線產(chǎn)生的原因，MgⅠ和FeⅠ通常有著小的譜峰分裂，這與開普勒盤外圍結(jié)構(gòu)相一致。而HeⅠ和FeⅡ通常有著明顯的譜峰分裂，它們可能產(chǎn)生于盤內(nèi)旋轉(zhuǎn)速度更快的區(qū)域。而一些單峰發(fā)射線則與盤上方旋轉(zhuǎn)的盤風以及準直的噴流有關(guān)(見圖2)。

圖2 原初恒星體吸積盤-噴流系統(tǒng)示意圖[26]

3.2 X射線雙星

X 射線雙星通常由一顆普通恒星和一顆致密天體(如中子星或黑洞)組成。低質(zhì)量X 射線雙星中，伴星通過洛希瓣溢流向致密星傳遞物質(zhì)。一些大質(zhì)量X 射線雙星主要通過致密星周圍的吸積盤傳遞物質(zhì)和角動量。在一些X 射線雙星系統(tǒng)中，如果致密星為黑洞，則該系統(tǒng)被稱為黑洞X 射線雙星。在觀測上，同一個黑洞雙星系統(tǒng)常常表現(xiàn)出不同的態(tài)，如硬態(tài)、軟態(tài)和甚高態(tài)。硬態(tài)時系統(tǒng)常常伴隨著準相對論性的連續(xù)性噴流，而在黑洞從硬態(tài)轉(zhuǎn)變到軟態(tài)的過程中，系統(tǒng)則會產(chǎn)生相對論性的間歇性噴流[27]。黑洞X 射線雙星的噴流產(chǎn)生于黑洞附近。在靠近黑洞轉(zhuǎn)軸的區(qū)域，磁場呈現(xiàn)出大尺度上規(guī)則的極向結(jié)構(gòu)，并被限制在一個漏斗狀的結(jié)構(gòu)中。這一結(jié)論被MHD 模擬結(jié)果所證實。圖3 為吸積盤-噴流系統(tǒng)的三維密度圖[28]。在這個模型中，反向噴流通過磁場線與視界相連，也就是說，噴流通過BZ 機制來提取黑洞旋轉(zhuǎn)能。這種噴流被稱為相對論性噴流(相對論因子γ>10)。這樣的結(jié)構(gòu)也對噴流的準直起到了重要作用。同時，隨著時間的演化，盤的傾斜程度不斷變化，而且噴流的角度也隨著盤一起變化。這也與黑洞X 射線雙星的觀測事實相符合。

圖3 黑洞吸積盤-噴流系統(tǒng)三維MHD 模擬密度圖[28]

3.3 活動星系核

活動星系核是活動星系的核心，其光度比普通星系強得多，可以在很多波段發(fā)射出很強的電磁波。黑洞周圍氣體的吸積是活動星系核高速噴流的驅(qū)動來源。黑洞-吸積盤模型是被廣泛承認的活動星系核標準模型。根據(jù)該模型，活動星系核的中心是一個超大質(zhì)量黑洞，黑洞周圍的氣體在引力的作用下朝黑洞下落。由于吸積氣體具有角動量，因此，它們便形成了一個圍繞黑洞的吸積盤。吸積盤中的氣體會被加熱到很高的溫度，并不斷損失角動量，因此，它們逐漸下落到黑洞中央，同時釋放出巨大的引力能，并以電磁波的形式輻射出來，從而在吸積盤兩側(cè)沿法線方向形成高速噴流。在此過程中，磁場扮演了很重要的角色。當噴流的方向與觀測者視線方向夾角很小時，觀測者還能觀測到視超光速現(xiàn)象。

Kato 和Mineshige[29]通過MHD 模擬發(fā)現(xiàn)，黑洞吸積盤系統(tǒng)中的噴流并不是單一成分，磁場結(jié)構(gòu)也不是單一成分。如圖4 所示，在黑洞視界附近，纏繞著很強的極向磁場，在極向磁場之外的內(nèi)盤區(qū)域又包裹著環(huán)形磁場。除了吸積盤軸附近坡印亭能流主導的相對論性噴流外，他們還發(fā)現(xiàn)了起源于吸積盤的物質(zhì)主導的準相對論性噴流，這種模型被稱為磁塔模型。觀測結(jié)果表明，這種模型或許能更好地解釋噴流多波段觀測結(jié)果。

圖4 磁塔模型示意圖[29]

Sadowski 和Narayan[30]利用輻射磁流體力學程序KORAL 模擬了無旋轉(zhuǎn)超大質(zhì)量黑洞的吸積過程。由于黑洞沒有旋轉(zhuǎn)，因此該模擬產(chǎn)生的噴流與BZ 過程無直接關(guān)系。圖5 為高吸積率和幾何厚盤情況下吸積盤系統(tǒng)的密度和亮度分布圖。吸積流以幾何厚盤的形式存在，圍繞著系統(tǒng)旋轉(zhuǎn)軸有兩個對稱的漏斗狀結(jié)構(gòu)，其中的大量氣體使之達到光學厚水平。盤中磁旋轉(zhuǎn)不穩(wěn)定性帶來的能量耗散使氣體加熱，并使其在氣體冷卻過程中產(chǎn)生輻射。來自盤上的輻射首先流入漏斗狀結(jié)構(gòu)中，所產(chǎn)生的輻射壓沿軸線加速其中的物質(zhì)至準相對論性，形成噴流，同時漏斗狀結(jié)構(gòu)也逐漸變得透明。從能量上來看，模擬結(jié)果與觀測一致。因為從特定方向可以觀測到很強的超愛丁頓光度現(xiàn)象，所以這個模擬可以很好地解釋觀測到的超亮X射線源等問題。

圖5 無旋黑洞吸積盤系統(tǒng)密度和亮度分布圖[30]

3.4 雙中子星

雙中子星系統(tǒng)或中子星-恒星質(zhì)量黑洞系統(tǒng)中，天體的并合可導致形成環(huán)繞中心黑洞旋轉(zhuǎn)的吸積盤[31]。Kawamura 等人[32]通過相對論性模擬程序LORENE 模擬了質(zhì)量比為0.8 的兩顆中子星的并合過程。圖6a)為中子雙星并合產(chǎn)生大質(zhì)量黑洞后26 ms 時形成的吸積盤結(jié)構(gòu)圖；圖6b)為兩顆等質(zhì)量中子星并合后35.1 ms 時的磁場結(jié)構(gòu)圖，其中，黃色和藍色分別代表密度為108g·cm?3和1010g·cm?3的等密度面，纏卷的彩色線代表磁場線。由圖6b)可以看出盤中的環(huán)形磁場以及極向的漏斗狀結(jié)構(gòu)，這與BZ 模型相符。但是，雖然其中有準直性結(jié)構(gòu)，但并沒有相對論性的出流，這可能是由于在模擬中未考慮雙星并合時開爾文-亥姆霍茲不穩(wěn)定性(Kelvin-Helmholtz instability, KHI)和并合后磁旋轉(zhuǎn)不穩(wěn)定性(magneto-rotational instability, MRI) 對磁場的放大作用，導致磁場強度不足以觸發(fā)BZ 過程驅(qū)動噴流；也可能是由于模擬時間在毫秒量級，噴流還沒有形成。

圖6 雙中子星并合密度和磁場模擬結(jié)果[32]

4 吸積盤噴流的實驗室模擬

實驗室天體物理作為一門新興的交叉學科，比傳統(tǒng)天體物理有著獨特的優(yōu)勢。隨著實驗室天體物理的發(fā)展和高能量密度設(shè)備的不斷進步，我們已經(jīng)可以在實驗室中利用等離子體的一系列無量綱參數(shù)更加真實地模擬天體物理現(xiàn)象。目前，主要模擬手段有激光驅(qū)動等離子體、Z 箍縮(Z-Pinch)和流體動力學等，在這里我們將主要介紹前兩種方式。

4.1 激光驅(qū)動等離子體

由于距離和分辨率的限制，我們對天體的吸積盤了解甚少。但是通過在實驗室恰當排列一組激光器，我們可以在某些方面模擬天體的吸積盤。盤的較差自轉(zhuǎn)、湍動、不規(guī)則的粘滯力等特性共同影響著盤的物理特征。Ryutov[33]利用強激光，制造了接近真實天體情況的高雷諾數(shù)和磁雷諾數(shù)的旋轉(zhuǎn)準平面盤以及漏斗狀極向出流，如圖7a)所示。實驗采用碳氫靶，9 路參數(shù)完全相同的激光同時照射靶，單束能量約為30 J。為了得到帶有角動量的旋轉(zhuǎn)吸積盤，靶的法線方向與半徑方向有一個角度θ。等離子體流在中心區(qū)域重疊，形成旋轉(zhuǎn)的盤，對于更大的θ角，可能會形成環(huán)形的結(jié)構(gòu)。在盤旋轉(zhuǎn)的同時，等離子體團受到壓力的作用開始沿垂直盤面的方向運動，形成如圖7b)所示的一對反向出流。

值得注意的是，粘滯性對于吸積盤系統(tǒng)有重要影響，低粘度會導致向中心運動的氣體角頻率增加，而高粘度則會導致系統(tǒng)向剛體運動轉(zhuǎn)變，即中心處離心力變小，氣體被推向中心而形成盤狀結(jié)構(gòu)。實驗得到了大于104的雷諾數(shù)，這意味著剪切湍流將影響角動量的徑向輸運。通過引入一個極向磁場以及盤中剪切流的放大可以獲得10～100 的磁雷諾數(shù)，這對于盤的動力學有著極大影響。通過此實驗發(fā)現(xiàn)，雷諾數(shù)和磁雷諾數(shù)可以在很大范圍內(nèi)變化，通過在盤中增加較重的“雜質(zhì)”可以有效降低盤的溫度，從而減小盤的粘性，得到更大的雷諾數(shù)和磁雷諾數(shù)。

圖7 實驗陣列的幾何結(jié)構(gòu)[33]

4.2 Z 箍縮驅(qū)動噴流

與激光驅(qū)動等離子體類似，用Z 箍縮方法也可以驅(qū)動多團等離子體流，并且可以很好地控制多團等離子體的旋轉(zhuǎn)。類似于Ryutov 的激光排列，Bennett 等人[34]利用Z 箍縮方法在MAGPIE 裝置上(電流強度為1.4 MA，持續(xù)時間為250 ns)模擬了旋轉(zhuǎn)的吸積盤結(jié)構(gòu)。實驗設(shè)置如圖8 所示，上下兩個電極之間連接了8 根或16 根導線，組成半徑為2 mm 的圓柱形陣列。該陣列在通電時可以產(chǎn)生全局尺度上的環(huán)向磁場，并在洛倫茲力作用下向內(nèi)箍縮。同時，他們還添加了一個徑向磁場，離化的等離子體在該磁場作用下偏離軸心θ角度向中心運動，最終形成旋轉(zhuǎn)的吸積盤結(jié)構(gòu)。實驗使用的導線為長度4 mm，直徑40μm 的鋁導線。除自發(fā)光成像和分幅相機外，實驗還通過湯姆孫散射探針光診斷等離子體團旋轉(zhuǎn)速度。通過該實驗，他們成功地觀測到了210 ns 時的一個直徑約3 mm 的環(huán)狀結(jié)構(gòu)(如圖8c)所示)，并測得等離子體密度大于1019cm?3，盤的旋轉(zhuǎn)可持續(xù)約150 ns。通過測量湯姆孫散射譜線輪廓展寬和中心波長的移動，他們測得等離子體團徑向運動速度約為100 km·s?1，盤旋轉(zhuǎn)速度約為60 km·s?1(馬赫數(shù)約為2)，并通過計算得到離子溫度約為60 eV。這個實驗為我們研究可壓縮理想磁流體奠定了基礎(chǔ)。同時，由于盤可存在較長時間，因此，我們可以更直接地研究盤中的不穩(wěn)定性和湍流等的產(chǎn)生和傳播過程。此實驗雷諾數(shù)可達105，磁雷諾數(shù)可達10～100，這將為我們研究MRI 引起的角動量輸運以及諸多磁場主導的作用提供幫助。

圖8 用Z 箍縮方式模擬盤結(jié)構(gòu)實驗排布及結(jié)果示意圖[34]

5 展 望

天體吸積盤-噴流系統(tǒng)是宇宙中廣泛存在的天體系統(tǒng)，不同的系統(tǒng)有著不同的形態(tài)結(jié)構(gòu)、磁場結(jié)構(gòu)和形成機制等。用BZ-MC-BP 模型可以基本解釋多數(shù)吸積天體系統(tǒng)的出流問題，但有的問題該模型無法解釋，其他模型也各有利弊。對于盤狀結(jié)構(gòu)的形成原因，磁場對于盤的旋轉(zhuǎn)和形態(tài)的影響，以及噴流的產(chǎn)生原因等還需要進一步討論。利用實驗室天體物理方法，人們可以在短時標小尺度上模擬出盤狀結(jié)構(gòu)，從而可以近距離可控地研究盤的形成、盤內(nèi)不穩(wěn)定性、噴流的產(chǎn)生、準直性傳播等問題。近年來，中國實驗室天體物理的研究也在蓬勃發(fā)展。隨著神光三號等大型激光器的建成，在Ryutov 的激光陣列和Bennett 等人的Z 箍縮導線陣列排布的基礎(chǔ)上，人們可以利用中國高能量密度設(shè)備來模擬多團等離子體“首尾”碰撞形成盤狀結(jié)構(gòu)的過程，從而使這類吸積盤噴流實驗有望實現(xiàn)。通過多束激光與V 形靶作用產(chǎn)生多團準直性較好的等離子體，并使等離子體團向中心運動，最終可使其因碰撞擠壓形成類吸積盤結(jié)構(gòu)。希望這種盤狀結(jié)構(gòu)可以通過尺度變換與特定天體的吸積盤相對應，以進一步解決吸積盤的吸積過程、形成機制、盤內(nèi)磁場結(jié)構(gòu)、磁場在吸積過程中扮演的角色以及磁場對于出流的影響等問題。