在兆焦耳級激光設備上的實驗室天體物理研究進展

孫 偉，仲佳勇

(北京師范大學 天文系，北京100875)

1 引 言

高能量密度物理(high energy density physics, HEDP)是近年來發(fā)展起來的一門前沿交叉學科，重點研究能量密度超過1011J·m-3(相當于壓強超過1011Pa)的極端物理條件下物質結構和特性[1]。通常極端的HEDP 狀態(tài)只存在于天體系統(tǒng)或者核爆炸中。近年來，隨著激光技術的不斷發(fā)展，特別是大功率的太瓦級(TW)和拍瓦(PW)級激光裝置的建成，使得實驗室中能夠產(chǎn)生高能量密度的條件日益成熟，通過強激光與等離子體相互作用開展實驗室天體物理研究引起人們的廣泛關注。一般人們對天體狀態(tài)和演化的認識源于被動的遠距離觀測和利用相關理論進行模擬分析。然而，由于缺乏詳細的觀測數(shù)據(jù)，因此人們在進行一些特定天文現(xiàn)象的研究時受到限制，再加上這些天文現(xiàn)象演化時間過長，很難在短時間里有一個更全面的理解。高能量密度狀態(tài)下的實驗室天體物理是研究天體物理問題的一個新途徑，其具有主動、可重復等特點[2]。與數(shù)值實驗一樣，可以作為研究天體物理現(xiàn)象的重要平臺和基本工具[3]。

目前兆焦耳級激光裝置有兩臺，一臺是位于美國利弗莫爾國家實驗室并已經(jīng)投入使用的國家點火裝置(national ignition facility, NIF)，另一臺是位于法國波爾多省阿基坦仍在在建設中的LMJ (MegajouleLaser, LMJ)。NIF 的總能量約1.8 MJ，脈寬5 ～10 ns，共192束。NIF 裝置的激光能量可提供極端的實驗條件，它可產(chǎn)生中子密度高達1026cm-3，壓強大于1016Pa，溫度超過108K 的等離子體環(huán)境，在宇宙中只有三個地方產(chǎn)生了接近這些極端條件的環(huán)境：宇宙大爆炸、恒星和行星的內(nèi)部、以及熱核武器[4]。NIF 裝置的核心目標是研究激光間接驅動模式下的慣性約束核聚變(inertial confinement fusion, ICF)，由于在開展激光驅動的ICF 系列實驗過程中激光等離子體參量不穩(wěn)定性、流體動力學不穩(wěn)定性、內(nèi)爆混合過程等高度復雜的內(nèi)稟物理困難，導致NIF 自建成后至今尚未實現(xiàn)點火，這充分說明了激光聚變過程的高度復雜性。本文主要介紹基于利用NIF 裝置在實驗室天體物理領域所開展的實驗進展情況。LMJ 可以提供的總能量達到1.5 MJ，脈寬為0.3 ～25 ns，共176束，研究在106～109K 溫度下的物理過程，以及在1011～1016Pa 的壓力下的物理過程。LMJ 將特別用于研究ICF、驗證描述核武器行為的理論模型和物理數(shù)據(jù)，并通過建模驗證所有涉及的現(xiàn)象，對這些模型進行測序和重疊實驗等[5,6]。但是由于資金和技術等綜合因素，LMJ 裝置的研制進展相對緩慢，截至到2018 年底僅完成了10 個組束的研制，僅能達到1.5×105J 的峰值能量，距離1.5×106J 的目標能量還需要很長的時間。在NIF 和LMJ問世前，利用已有的大型激光裝置如OMEGA 激光器等產(chǎn)生的等離子體環(huán)境都不能用于研究更加致密復雜的天體系統(tǒng)，如恒星內(nèi)部的熱核反應環(huán)境等?，F(xiàn)在人們利用NIF 和LMJ 等兆焦耳級激光裝置可以在實驗室環(huán)境中探究大量新的物理現(xiàn)象和物理過程，包括行星形成動力學、小行星和彗星撞擊動力學、超新星遺跡中的瑞利-泰勒(rayleigh-taylor, RT)不穩(wěn)定性、高能宇宙線的起源、探測恒星核心環(huán)境下的熱核反應、恒星形成等。本文對兆焦耳級激光裝置上的實驗室天體物理研究進展進行簡單介紹。

2 主要研究進展

2.1 實驗室模擬超新星遺跡中的RT不穩(wěn)定性

超新星作為最劇烈的天體物理現(xiàn)象之一，其爆發(fā)機制和爆發(fā)過程一直是人們關注的熱點。超新星爆發(fā)可以帶給我們通過普通觀測不能獲得的位于恒星內(nèi)部的物理信息，因此對這個恒星演化的結局之一展開研究可以增進對恒星的整個結構和演化過程的認識。在NIF 和LMJ 出現(xiàn)之前，國內(nèi)外已有的激光裝置尚未滿足I 型超新星的重元素核聚變的溫度[7]。一旦一顆大質量恒星在其核心燃燒到產(chǎn)生Fe 元素，核聚變反應就不再有凈能量增益，核心熱壓與內(nèi)部引力不再平衡，恒星的核心開始崩塌，這種崩塌一直持續(xù)到恒星內(nèi)核達到核簡并物質的密度，此時，簡并壓阻止了進一步的塌陷，并產(chǎn)生了巨大的反彈沖擊波，將恒星炸裂[8]。這些拋射的物質與周圍的星際介質作用形成一個向內(nèi)擠壓的沖擊波和一個向外傳播的沖擊波，沖擊波穿過各個外層的過程中，于交界處產(chǎn)生Richtmyer-Meshkov 不穩(wěn)定性。沖擊波過后的區(qū)域由于密度梯度和壓力梯度變得相反，這時界面處以RT 不穩(wěn)定性為主[9]。當質量在沖擊層中積累時, 這兩個沖擊波之間的界面會減速, 從而變得不穩(wěn)定, 導致RT 不穩(wěn)定性。例如在SN1993J 中，噴射密度與其他II 型超新星相比具有陡峭的密度梯度，熱沖擊物質會產(chǎn)生影響超新星遺跡發(fā)射的顯著輻射通量，并可能改變RT 不穩(wěn)定性的行為[10]。之前在NIF開展的RT 不穩(wěn)定性研究主要集中在間接驅動慣性約束聚變實驗中燒蝕RT 不穩(wěn)定性[11]和天體物理現(xiàn)象中RT 不穩(wěn)定性的實驗室模擬分析兩方面。這里需要指出的是，截至目前，國內(nèi)外已經(jīng)開展了很多類似超新星核坍縮過程中的流體動力學不穩(wěn)定性的數(shù)值模擬研究[12,13]和實驗[14,15]。限于實驗設備條件的不完備，得到的沖擊波都是純動力學的，而不是輻射主導的。由于在天體的物理環(huán)境中沖擊波的輻射對流體動力學過程和流體不穩(wěn)定性的影響非常重要，現(xiàn)已投入運行的NIF 具備制造出輻射主導的沖擊波的能力。

Kuranz 等人[16]利用美國NIF 激光裝置嘗試模擬了相關實驗，構建了一個具有高能量通量的流體動力學不穩(wěn)定界面，所謂高能量通量是指單位面積的能量傳遞時變率高(SI 單位為J·m-2·s-1)。當無碰撞沖擊波進入低密度物質后，會形成一個受具有高能量通量的流體影響的動力學不穩(wěn)定界面。由超新星演化成超新星遺跡時發(fā)展形成的結構會被能量傳輸效應所影響而發(fā)生改變。RT 不穩(wěn)定性被認為是在恒星拋射和環(huán)繞恒星物質之間的交界處產(chǎn)生的一種結構。如圖1a)所示，利用NIF激光束照射金腔靶，產(chǎn)生X射線，其吸收通過燒蝕產(chǎn)生壓力脈沖。當沖擊波穿過界面時，初始二維調制(波長為120 μm，振幅為6 μm)產(chǎn)生流體動力學膨脹，之后開始產(chǎn)生RT 不穩(wěn)定性。與靶相連的是一塊直徑為2 mm 的鐵箔，當用額外的激光束照射時，它會產(chǎn)生一個明亮的X 射線源。圖1c)和d)顯示高能量通量和低能量通量實驗的不同時刻典型X 射線背光圖像。其中的等離子體流正向上運動，沖擊波峰值分別約為1.5×103μm 和2.0×103μm。在這兩種情況下，峰值的形狀和RT 不穩(wěn)定性的總體增長不同，可用于分析高能量通量對年輕超新星遺跡RT 不穩(wěn)定性增長的影響。RT 不穩(wěn)定性的線性增長率的表達式為與時間的倒數(shù)成正比，A(t)是與時間相關的阿特伍德數(shù)，A=ρ1-ρ2/ρ1+ρ2，ρ1為密度相對較大的流體密度，ρ2為密度相對較小的流體密度。由g(t) 給出隨時間變化的加速度，k 是初始擾動波的波數(shù)。Kuranz 等人通過實驗發(fā)現(xiàn)在構建的超新星遺跡模型過程中，在輻射主導的沖擊波作用背景下，還需要考慮熱傳導的影響，這樣人們才可以準確地預測超新星爆發(fā)后的各個時期內(nèi)超新星遺跡的演化情況。

2.2 探測恒星核心環(huán)境下的熱核反應

圖1 實驗布置及X射線背光診斷結果[16]

恒星是巨大的熱核反應爐，它將宇宙中較輕的元素慢慢地融合成更重的元素，同時通過質量虧損釋放能量。為了更好地了解恒星，我們必須了解恒星內(nèi)部的核反應速率，但是我們目前所能夠創(chuàng)造的核反應條件與恒星內(nèi)部核心的真正核反應條件尚有明顯差距。在天體溫度情況下，核反應是在很低的能量上發(fā)生的。由于庫侖位壘的作用，反應截面非常低，很難找到直接測量的方法。為了得到低能區(qū)的反應截面，人們使用的一種通用的方法是，利用天體物理S 因子將在較高能量上直接測量的反應截面σ(E) 外推到低能區(qū)：S(E)=σ(E)E exp(2πη)。其中：E 是質心系能量；η 是Sommerfeld 參數(shù)，與兩碰撞核的電荷數(shù)Z1, Z2及反應入射道的相對速度v 有關。眾所周知，3He(3He,2p)4He 反應在恒星燃燒H 中很重要，是僅有的幾個實驗測量值已達到太陽能反應物能量的情況之一。在大多數(shù)情況下，如果存在意外的共振，則所需的外推可能會導致重大錯誤。實際上，在進行測量之前，曾有人提出將3He(3He,2p)4He 反應的未知共振作為“太陽中微子問題”的一種可能解釋，隨后使用中微子振蕩來解釋。部分理論學家曾反對這種3He(3He,2p)4He 反應的低能共振，因為在T(t, 2n)4He 反應中沒有預測或觀察到這種共振。Junker 等人[17]使用LUNA 加速器設備進行的3He(3He,2p)4He 的直接測量，該設備在太陽核反應物的能量窗口中未顯示出共振行為。3He(3He,2p)4He 反應也有助于解釋主后序列紅色巨星被破壞后3He 的低宇宙豐度。

通?；趥鹘y(tǒng)加速器用來測量核反應速度的實驗，在恒星核合成相關的低質心系能量條件下進行時頗具挑戰(zhàn)性；因為隨著能量降低，反應截面迅速下降，這時電子屏蔽效應變得非常重要。更為理想的情況是在相關熱的、稠密的、熱核等離子體條件下直接測量這些S因子，可以避免背景噪聲、篩選校正、電子屏蔽和能量外推等問題，但是長期以來人們發(fā)現(xiàn)在地面實驗室不可能實現(xiàn)這樣的條件。隨著近年NIF 等兆焦耳級激光裝置的發(fā)展，Casey等人[18]首次在NIF 上利用慣性約束聚變內(nèi)爆產(chǎn)生了同恒星核心相近的等離子體環(huán)境(見圖3，密度在1.2 ～16 g·cm-3，溫度在2.1 ～5.4 keV)，并利用反應D(d, n)3He 和反應T(t,2n)4He 的S 因子的測量，開展了恒星核心條件下的熱核反應的研究。圖2a)提供了實驗原理示意圖，192 束NIF 激光束以0.8 ～1.5 MJ 的能量照射圓柱形金腔，激光驅動時間超過幾十納秒，產(chǎn)生的熱X射線用于壓縮和加熱一個充滿氚(T2)或氫氚混合物(HT)的氣體腔，其中含有少量氘(D)。這樣的內(nèi)爆過程，產(chǎn)生了一個致密的熱等離子體核，并在其中發(fā)生核反應，其中的物理信息用中子和X 射線作為背光診斷獲得。圖2b)顯示了利用流體動力學程序MIRANDA[19-21]在峰值壓縮和燃燒時的三維(3D)模擬內(nèi)爆的結果。圖3 給出了此實驗和幾個恒星核心環(huán)境的對比情況，本實驗證明了產(chǎn)生和診斷與核天體物理學有關的高能密度等離子體的一種新的實驗能力，表明在實驗室里，核物理實驗可以在與恒星內(nèi)部密度和溫度相似的極端物理環(huán)境中進行。

圖2 實驗裝置和在燒傷高峰時達到的條件[18]

2.3 宇宙射線起源的實驗室研究

自20 世紀宇宙射線被發(fā)現(xiàn)以來，它的起源一直是天體物理學亟待解決的問題。目前天體物理學家普遍認為這些高能粒子的產(chǎn)生與無碰撞沖擊波有關，而無碰撞沖擊波是如何產(chǎn)生的，目前仍在研究中。20 世紀40 年代末，費米提出了通過費米加速來加速宇宙射線的獨特想法[23]。在無碰撞沖擊波的情況下，高能粒子或宇宙射線可通過一階費米加速度或所謂的擴散沖擊波被有效加速，其中加速粒子的能譜符合冪律分布。這些沖擊波被認為是粒子加速到宇宙射線能量的來源以及磁場產(chǎn)生和放大的來源[24,25]，所謂“無碰撞”意味著等離子體粒子的平均自由程遠大于沖擊波界面尺度，無碰撞等離子體中沖擊波形成所需的耗散由波-粒子相互作用激發(fā)的電場和磁場提供。目前這些無碰撞沖擊波的形成一般被認為是由在碰撞等離子體中生長的不穩(wěn)定性(如Weibel 不穩(wěn)定性)所驅動，進而產(chǎn)生電場和磁場。盡管Weibel 不穩(wěn)定性[26,27]已經(jīng)被計算和模擬很多年了，但它們還沒有被直接觀測到，而且關于它們的生長、非線性飽和等許多問題仍然存在。

與實驗室中產(chǎn)生的大多數(shù)沖擊波(由流體動力學碰撞引起)不同，天體物理中的沖擊波依賴于集體等離子體行為和不穩(wěn)定性，產(chǎn)生強磁場，足以阻礙相互滲透形成無碰撞沖擊波。

圖3 幾個恒星系統(tǒng)的核心條件與本實驗的實驗結果的比較[18, 22]

隨著高能、高功率激光的出現(xiàn)，在實驗室中研究高馬赫數(shù)無碰撞等離子體相互作用成為可能。在實驗室中與Weibel 不穩(wěn)定性引起的無碰撞激波的形成有關的關鍵問題是：(1)形成無碰撞沖擊波所需的等離子體條件是什么；(2) 在場和粒子分布方面的沖擊波的特征是什么。了解在激光實驗中從碰撞流向無碰撞流過渡時的等離子體條件也很重要，在Haberberger 的實驗中，大量的實驗工作是在致密的碰撞等離子體環(huán)境中完成的，PIC 粒子模擬表明，互穿距離d ＞200c/ωpi時，可以形成Weibel 不穩(wěn)定性引起的無碰撞沖擊波[29]，其中ωpi=(4πniZ2e2/mi)1/2是離子等離子體頻率，但是該結論還沒有通過實驗證明。Ross等人[28]利用NIF 開展了高馬赫數(shù)(M ＞4)的互穿等離子體流實驗，以觀測沖擊波從碰撞向無碰撞過渡的過程。如圖4 所示，隨著CD-CH (碳氘-碳氫)箔分離距離的增加，觀測到中子產(chǎn)額的增加，并發(fā)現(xiàn)等離子體加熱和中子產(chǎn)生的增強與無碰撞沖擊波形成的初始階段相一致，從而得出無碰撞沖擊波是由Weibel 不穩(wěn)定性所主導的。研究有助于了解無碰撞沖擊波中微觀物理過程及其在磁場產(chǎn)生、放大和高能粒子加速中的作用。

圖4 a) 雙平面靶的實驗布置圖；b) 雙平面靶之間分離10 mm 時測量到的X 射線圖像和質子圖像輪廓，輪廓線為自生成質子產(chǎn)額；c)激光驅動不同雙平面靶產(chǎn)生的互傳等離子體流相互作用的中子產(chǎn)額情況[28]

2.4 行星內(nèi)部結構

最近在太陽系[30]外已發(fā)現(xiàn)了上千個行星，以及努力在實驗室中實現(xiàn)慣性約束聚變能源，引起了人們對密度物質在數(shù)百萬至數(shù)十億個大氣壓下的行為表現(xiàn)出新的興趣。木星、土星等類木行星和地球、火星等類地行星的內(nèi)部結構、性質及其形成動力學是天文學的一個重要研究領域。對于類木行星，由于其自身質量巨大，中心區(qū)域具有超高的壓力和較低的溫度(P ≈1014Pa, T ≈105K)，物質在此壓力下的壓縮率一定程度上決定了行星的結構。物質的壓縮率由沿著等熵線附近的狀態(tài)方程所決定。人們主要關注的焦點為行星的等熵線附近的狀態(tài)方程、絕緣-導電的過渡位置、高壓融化曲線、在木星/土星上是否存在He 和H2的相分離等方面[31]。結合太陽系外行星的質量-半徑數(shù)據(jù)與構成材料的狀態(tài)方程(equation of state, EOS)模型，表明在整個宇宙[30,32]中，數(shù)百萬個兆帕壓強下的物質也是相當普遍的。在數(shù)百萬個兆帕壓強下，物質接近原子級壓力(抵消電子在玻爾原子中的庫侖吸引的量子力學壓力)，在該壓強下材料的結構和化學性質，甚至是原子本身的特性都會改變。最近的密度泛函理論(DFT)計算預測，在幾種材料中，電子會局限在兆帕斯卡條件下，其結構和電子復雜性是量子統(tǒng)計模型(例如Thomas 和Fermi 模型)所無法預料的[33]?，F(xiàn)在動態(tài)斜坡壓縮可以在實驗室獲得數(shù)百萬個兆帕壓強條件。動態(tài)斜坡壓縮是獲得原子級壓力所必需的，與沖擊波壓縮相比，可以實現(xiàn)更高的壓縮和更低的溫度。但是，斜坡壓縮相對于沖擊波是不穩(wěn)定的，因為聲速通常隨壓力而增加，因此需要精確控制所施加的壓力-載荷歷史以實現(xiàn)高壓而不會形成沖擊波。

借助強激光裝置，可以在實驗室這一平臺下開展相關的模擬研究，目前主要利用激光驅動斜坡壓縮的方法達到行星核心條件。Smith 等人[34]在NIF 上利用其中的176 路激光束，以2.2 太瓦的峰值功率照射一個中空的圓柱形凹腔，激光驅動時間為20 ns，開展了對鉆石的斜坡壓縮測量，在5 TPa 的峰值壓強(相當于5 000 萬個大氣壓)下達到3.7 倍的壓縮。金剛石是已知最不可壓縮的材料，在這里被壓縮到了前所未有的密度(約12 g·cm-3)。實驗測得的拉格朗日聲速、應力和密度，為約束數(shù)個TPa 區(qū)域的凝聚態(tài)理論和行星演化模型提供了首次實驗數(shù)據(jù)。利用NIF 開展的高壓斜坡壓縮實驗的實驗配置如圖5a)所示。作為參考，用紅色箭頭將地球、海王星和土星的中心壓力值在縱坐標軸上做了標記，如圖5b)所示。這些狀態(tài)方程的數(shù)據(jù)即測量到的拉格朗日聲速CL(u)、壓強Px和密度ρ 可以與第一原理(用于描述巨行星內(nèi)部、恒星內(nèi)部和慣性約束中存在的物質的理論)相比較。獲得的數(shù)據(jù)也為富碳行星的質量-半徑關系提供了新的限制。這里，拉格朗日聲速CL(u)、壓強Px和密度ρ 滿足如下表達式：

其中，σ 為不確定度，σCL為拉格朗日聲速的不確定度，σPx為壓強的不確定度，σρ對應密度的不確定度。目前利用NIF 還可以開展一些其他與行星有關的實驗，例如研究類地行星在形成和演化過程中的撞擊過程，以及模擬碰撞過程中物質在沖擊波作用下的液化和蒸發(fā)等。

2.5 恒星形成研究

圖5 a) 實驗原理圖及測量斜坡壓縮金剛石的速度，導出自由表面速度與時間的關系；b) 金剛石產(chǎn)生的縱向應力與密度的關系[34]

恒星形成起源、形成機制及其形成動力學是天文學的一個重要研究方向。其中較著名的是對鷹狀星云M16 的相關研究，鷹狀星云M16 是一個引人注目的恒星形成區(qū)域[35]。圖6a)呈現(xiàn)的是鷹狀星云M16 的一個局部，圖中距離我們地球最近的恒星約4.3 l.y.，而圖中長云柱的高度約9.5 l.y.。通過對鷹狀星云觀測，能夠看出其明亮的區(qū)域實際上是一個通向更加大的黑暗塵埃殼中心的窗口。窗口里有一個疏散星團正在形成，同時這里是恒星形成的地方，有許多恒星正在那些氣體和塵埃云中形成，散布著許多由塵埃和冷分子氣體所形成的長云柱和圓形云球。我們的太陽系有可能就誕生在類似的物理環(huán)境中。同時利用觀測可見的是許多年輕的藍巨星，它們的星光和恒星風正在燃燒殘余的氣體云及塵埃壁并將它們向后推去；這些藍巨星發(fā)出的紫外輻射激發(fā)和加熱周圍的由氧、氫和硫等組成的星云，從而使得這些星云可以被觀測到。近20 年來，天文學家們利用天文觀測、天體物理模擬以及實驗室定標實驗模擬，研究了鷹狀星云著名的長云柱以及電離氫區(qū)(HII 區(qū)域)邊界處類似的秒差距尺度結構的形成[36]。目前在恒星形成方面，利用NIF 這種兆焦耳級激光裝置開展的實驗還僅限于對M16 的研究。其中Kane 等人[36]在NIF 利用192 路激光在2 MJ 的峰值能量上進行了實驗并標度變換到天體物理環(huán)境，以評估在恒星形成的氫分子云中，特別是鷹狀星云中著名的長云柱結構。具體實驗設計是：由于激光驅動的流體動力學實驗通常使用持續(xù)15 ns 甚至更長時間的驅動器，以產(chǎn)生非線性燒蝕流體動力學環(huán)境，所以利用NIF 的192 路激光驅動(圖6b)所示)的四個長4 mm、直徑3 mm 的空心圓柱形腔靶產(chǎn)生X 射線源，用于產(chǎn)生持續(xù)時間長的驅動器并類比于O 型恒星團。在空腔上方放置另外一個圓柱形的靶類比于分子云。在空腔靶側面放置一個背光靶，用其他激光器驅動背光靶產(chǎn)生高能X 射線作為背光探針，可以對從空腔靶出來的X 射線源輻射圓柱形靶的演化過程進行成像，可類比于天文觀測設備。圖6c)是3 個不同時刻對長云柱結構成像的X 射線照片以及利用HYDRA 模擬獲得的模擬結果。分析陰影成像結果中柱速度和柱密度分布與利用哈勃空間望遠鏡觀測到的鷹柱形態(tài)，以及在美國的BIMA 和CARMA 毫米波設備上獲得的M16 長云柱的柱密度和速度數(shù)據(jù)進行了對比，結果表明，實驗結果可以與觀測到的M16 長云柱的形態(tài)、密度和速度相匹配，長云柱的生長是匹配觀測結果的關鍵。

3 總結與展望

圖6 a) 鷹狀星云M16 的局部觀測圖，由氣體和塵埃組成的巨大手指狀的長云柱結構直接指向高能年輕恒星；b) 實驗靶結構示意圖，包括背光靶、產(chǎn)生X 射線源的空腔靶以及類比于分子云的圓柱形靶；c) 利用NIF 和X 射線背光得到的實驗數(shù)據(jù)和利用HYDRA 模擬得到的模擬數(shù)據(jù)結果[36]

隨著近幾十年強激光裝置的不斷發(fā)展和診斷手段的不斷提升，實驗室天體物理逐漸成為天體物理研究除觀測和模擬之外的第三種方法，在與原子物理、等離子體物理、天體化學等相交叉的領域中已取得了一些令人振奮的進展，如輻射不透明度[37]、磁重聯(lián)[38]、無碰撞沖擊波[39,40]、強磁場的產(chǎn)生[41-43]等，這加深了人們對天體物理現(xiàn)象的理解。在新一代大功率實驗裝置包括NIF 和LMJ 建成并投入運營后，我們能夠模擬更多的天體物理現(xiàn)象，并可以更接近天體物理的極端環(huán)境。目前，在包括行星形成動力學、超新星遺跡中的RT 不穩(wěn)定性、高能宇宙線的起源、利用慣性約束聚變探測恒星核條件下的熱核反應等方面的實驗室模擬已取得突破性進展。中國已經(jīng)建成的神光III 激光裝置是中國目前最大的激光裝置，具有48 路激光束，總輸出能量達180 kJ、峰值功率達60 TW[44]。目前在建的神光IV 激光裝置的能量輸出將達到1.5 MJ，計劃于2020 年建成，可用于研究中等聚變能量增益的中心熱斑點火，進而實現(xiàn)慣性約束核聚變，這將是我國首臺兆焦耳級激光設備[45]。未來我們可以期待利用神光IV 能夠進行更多的研究，在模擬天體化學如星際塵埃的起源和演化、在無碰撞磁沖擊波方面解釋宇宙磁場的普遍性和性質、宇宙射線的起源、恒星誕生和恒星爆炸死亡的輻射流體力學、原恒星形成、黑洞吸積盤的形成及天體噴流等方面開展實驗，在推動實驗室天體物理學發(fā)展的同時，增進我們對天體物理現(xiàn)象及其物理過程的理解。