Пла́зменная астрофи́зика, раздел астрофизики, в котором астрономические объекты и явления изучаются методами физики плазмы. Основы плазменной астрофизики заложены в начале 1990-х гг. в ходе исследований магнитогидродинамических и кинетических процессов в короне Солнца и солнечном ветре (Kirk et al., 1994). Современная плазменная астрофизика изучает практически все астрономические объекты, содержащие плазму и магнитные поля, исследуя широкий спектр астрономических явлений от солнечных вспышек до гамма-всплесков. К объектам изучения плазменной астрофизики относятся нормальные и вырожденные звёзды, новые и сверхновые звёзды, компактные релятивистские объекты (включая белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры с их магнитосферами, аккреционными дисками, коронами и релятивистскими джетами), межзвёздная и межгалактическая среды, галактики и квазары.

В плазменной астрофизике космическую плазму описывают как систему массивных заряженных частиц, между которыми существует электромагнитное и гравитационное взаимодействия. Если рассматриваемая система состоит из небольшого числа взаимодействующих частиц, то возможно дать точное описание её динамики. Для этого интегрируют (с использованием компьютеров) уравнения движения всех частиц системы. Для описания системы с большим числом частиц используют кинетические уравнения, дающие статистически усреднённое описание плазмы. В зависимости от рассматриваемых объектов в плазменной астрофизике используют две основные модели (описываемые разными кинетическими уравнениями): бесстолкновительной плазмы (что применимо, например, для описания межгалактической среды) и столкновительной плазмы (например, для описания атмосфер звёзд).

В случае частых кулоновских столкновений и низких характерных частот изучаемого явления плазма рассматривается как непрерывная проводящая среда, находящаяся в магнитном и гравитационном полях, – магнитогидродинамическое (МГД) приближение. Соответствующий раздел плазменной астрофизики называется космической магнитогидродинамикой. Для описания физических процессов в разреженной плазме, где столкновения редки, хотя и играют принципиальную роль (например, в корональных лучах на Солнце, в солнечном ветре, магнитосфере Земли и других планет), широко используется промежуточная модель слабостолкновительной плазмы.

Плазменная астрофизика изучает плазменные системы огромных размеров. Для большинства из них (в отличие от плазмы, получаемой в лабораторных условиях) характерно отсутствие резких границ. Поэтому плазменную астрофизику можно считать разделом физики плазмы, который решает специфический круг задач и применяет особые методы. Например, в плазменной астрофизике успешно работает теория магнитного пересоединения, в которой отсутствуют ограничения, связанные с резкими границами. Магнитное пересоединение лежит в основе многих нестационарных явлений в космической плазме, сопровождаемых быстрыми направленными течениями плазмы (джетами), ударными волнами, мощными потоками частиц высоких энергий и жёсткого электромагнитного излучения. Из этих явлений наиболее доступными для изучения являются солнечные вспышки. На космологических масштабах эффект магнитного пересоединения проявляет себя, по-видимому, в виде гамма-всплесков в неравновесных магнитосферах релятивистских компактных объектов.

Так как космическая плазма может иметь сравнительно низкую плотность, заметная часть её энергии может перейти в электромагнитное излучение. В свою очередь, электромагнитные волны ускоряют заряженные частицы, причём в силу огромных размеров космических плазменных систем частицы могут быть ускорены до ультрарелятивистских энергий (космические лучи высоких энергий).

В общем случае внешнее воздействие (например, поток электромагнитного излучения или ускоренных частиц) возбуждает волны в плазме. Состояние плазмы, в котором возбуждены интенсивные колебания и волны, имеющие нерегулярный, шумовой характер в широком интервале частот, называют турбулентностью плазмы. Турбулентность в космической плазме называют высокочастотной, если она реализуется в области частот, много бóльших частоты столкновений частиц плазмы. В этом случае длины волн могут быть много меньше размеров астрофизических объектов. На частотах, меньших частоты столкновений, возбуждается турбулентность, которую называют низкочастотной. Этот вид турбулентности для дозвуковых скоростей движения плазмы представляет собой вихревые течения, а для сверхзвуковых – волны большой амплитуды, в частности ударные волны. Низкочастотная МГД-турбулентность в космических условиях, по-видимому, определяет структуру, энергетику и динамику ряда астрофизических объектов, в том числе остатков сверхновых звёзд. В таких остатках наблюдается неравновесная плазма, получившая огромный избыток кинетической энергии во время взрыва сверхновой звезды и способная перевести бóльшую часть этой энергии в энергию ударных волн, МГД-турбулентности и космических лучей.

Традиционный подход к изучению турбулентных процессов в космической плазме состоит в исследовании её неустойчивостей в качестве причины возбуждения колебаний и волн. Рассматриваются возможные нелинейные механизмы ограничения неустойчивостей и развития турбулентности. Полученные результаты имеют широкий спектр астрофизических приложений (от солнечных радиовсплесков до гигантских «турбулентных котлов», существование которых предполагается для объяснения космологических гамма-всплесков).