Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Космические лучи

1. Введение
2. Методы изучения космических лучей
3. Космические лучи у Земли
4. Происхождение космических лучей
5. Механизмы ускорения космических лучей

1. Введение

Земля постоянно бомбардируется заряженными частицами высокой энергии, приходящими из межзвёздного пространства - К. л. Иногда интенсивность К. л. резко возрастает за счёт потоков частиц, порождаемых вспышками на Солнце (т.н. солнечных космических лучей).

К. л. напоминают сильно разреженный релятивистский газ, частицы к-рого практически не взаимодействуют друг с другом, но испытывают редкие столкновения с веществом межзвёздной и межпланетной сред и воздействие космич. магн. полей. В составе К. л. преобладают протоны, имеются также электроны, ядра гелия и более тяжёлых элементов (вплоть до ядер элементов с $Z\approx$30). Электронов в К. л. в сотни раз меньше, чем протонов (в одном и том же диапазоне энергий). Частицы К. л. обладают огромными кинетич. энергиями (вплоть до $\varepsilon_K\sim 10^{21}$ эВ). Хотя суммарный поток К. л. у Земли невелик [всего $\approx$1 частица/(см2с)], плотность их энергии (ок. 1 эВ/см3) сравнима (в пределах нашей Галактики) с плотностью энергии суммарного эл.-магн. излучения звёзд, энергии теплового движения межзвёздного газа и кинетич. энергии его турбулентных движений, а также с плотностью энергии магнитного поля Галактики. Отсюда следует, что К. л. должны играть большую роль в процессах, идущих в межзвёздном пространстве.

Др. важная особенность К. л. - нетепловое происхождение их энергии. Действительно, даже при темп-ре ~ 109 К, по-видимому, близкой к максимальной для звёздных недр, средняя энергия теплового движения частиц $\approx 3\cdot 10^5$ эВ. Осн. же количество частиц К. л., наблюдаемых у Земли, имеет энергии от 108 эВ и выше. Это означает, что К. л. приобретают энергию в специфических астрофизич. процессах эл.-магн. и плазменной природы.

Изучение К. л. даёт ценные сведения об эл.-магн. полях в различных областях космического пространства. Информация, "записанная" и "переносимая" частицами К. л. на их пути к Земле, расшифровывается при исследовании вариаций космических лучей - пространственно-временных изменений потока К. л. под влиянием динамических эл.-магн. и плазменных процессов в межзвёздном и околоземном пространстве.

С другой стороны, в качестве естественного источника частиц высокой энергии К. л. играют незаменимую роль при изучении строения вещества и взаимодействий между элементарными частицами. Энергии отдельных частиц К. л. столь велики, что они ещё долго будут оставаться вне конкуренции по сравнению с частицами, ускоренными (до энергий ~ 1012 эВ) самыми мощными лабораторными ускорителями.

2. Методы изучения космических лучей

Рис. 1. Схема взаимодействия космических
лучей с атмосферой Земли. Первичное ядро
высокой энергии р (обычно протон) разрушает
ядра атмосферного азота или кислорода и
порождает каскад вторичных частиц, поток
которых условно разделяют на три компонента:
электронно-фотонный (1), мю-мезонный (2)
и нуклонный (3).
Вторгаясь в атмосферу Земли, первичные К. л. разрушают ядра наиболее распространённых в атмосфере элементов - азота и кислорода - и порождают каскадный процесс (рис. 1), в к-ром участвуют все известные в настоящее время элементарные частицы. Принято характеризовать путь, пройденный частицей К. л. в атмосфере до столкновения, количеством вещества в граммах, заключённого в столбе сечением 1 см2, т.е. выражать пробег частиц в г/см2 вещества атмосферы. Это значит, что после прохождения толщи атмосферы х (в г/см2) в пучке протонов с первоначальной интенсивностью I0 количество протонов, не испытавших столкновения, будет равно $I=I_0e^{-x/\lambda}$, где $\lambda$ - ср. пробег частицы. Для протонов, к-рые составляют большинство первичных К. л., $\lambda$ в воздухе равен примерно 70 г/см2; для ядер гелия $\lambda\approx$25 г/см2, для более тяжёлых ядер ещё меньше. Первое столкновение ($x\approx$70 г/см2) с атмосферными частицами протоны испытывают в среднем на высоте 20 км. Толщина атмосферы на уровне моря эквивалентна 1030 г/см2, т.е. соответствует примерно 15 ядерным пробегам для протонов. Отсюда следует, что вероятность достичь поверхности Земли, не испытав столкновений, для первичной частицы ничтожно мала. Поэтому на поверхности Земли К. л. обнаруживаются лишь по слабым эффектам ионизации, создаваемой вторичными частицами.

В начале 20 в. в опытах с электроскопами и ионизац. камерами была обнаружена постоянная остаточная ионизация газов, вызываемая каким-то очень проникающим излучением. В отличие от излучения радиоактивных веществ окружающей среды, проникающее излучение не могли задержать даже толстые слои свинца. Внеземная природа обнаруженного проникающего излучения была установлена в 1912-14 гг. австр. физиком В. Гессом, нем. учёным В. Кольхёрстером и др. физиками, поднимавшимися с ионизац. камерами на воздушных шарах. Было найдено, что с увеличением расстояния от поверхности Земли ионизация, вызываемая К. л., растёт, напр. на высоте 4800 м - вчетверо, на высоте 8400 м - в 10 раз. Внеземное происхождение К. л. окончательно доказал Р. Милликен (США), осуществивший в 1923-26 гг. серию опытов по исследованию поглощения К. л. атмосферой (именно он ввёл термин "К. л.").

Природа К. л. вплоть до 40-х гг. оставалась неясной. В течение этого времени интенсивно развивалось ядерное направление - изучение взаимодействия К. л. с веществом, образования вторичных частиц и их поглощения в атмосфере. Эти исследования, проводившиеся при помощи счётчиковых телескопов, камер Вильсона и ядерных фотоэмульсий (поднимаемых на шарах-зондах в стратосферу), привели, в частности, к открытию новых элементарных частиц - позитрона (1932 г.), мюона (1937 г.), пи-мезонов (1947 г.).

Систематич. исследования влияния геомагн. поля на интенсивность и направление прихода первичных К. л. показали, что подавляющее большинство частиц К. л. имеет положит. заряд. С этим связана восточно-западная асимметрия К. л.: из-за отклонения заряженных частиц в магн. поле Земли с запада приходит больше частиц, чем с востока.

Применение фотоэмульсий позволило в 1948 г. установить ядерный состав первичных К. л.: были обнаружены следы ядер тяжёлых элементов вплоть до железа (первичные электроны в составе К. л. были впервые зарегистрированы в стратосферных измерениях лишь в 1961 г.). С конца 40-х гг. на передний план постепенно выдвинулись проблемы происхождения и временных вариаций К. л. (космофизич. аспект).

Ядерно-физич. исследования К. л. осуществляются в основном при помощи счётчиковых установок большой площади, предназначенных для регистрации т.н. широких атмосферных ливней из вторичных частиц, к-рые образуются при вторжении одной первичной частицы с энергией $\varepsilon_K\ge 10^{15}$ эВ. Осн. цель таких наблюдений - изучение характеристик элементарного акта ядерного взаимодействия при высоких энергиях. Наряду с этим они дают информацию об энергетич. спектре К. л. при $\varepsilon_K\sim 10^{15}-10^{20}$ эВ, что очень важно для поиска источников и механизмов ускорения К. л.

Наблюдения К. л. в космофизич. аспекте проводятся весьма разнообразными методами - в зависимости от энергии частиц. Вариации К. л. с $\varepsilon_K= 10^9-10^{12}$ эВ изучаются по данным мировой сети нейтронных мониторов (нейтронный компонент К. л.), счётчиковых телескопов (мюонный компонент К. л.) и др. детекторов. Однако наземные установки из-за атмосферного поглощения нечувствительны к частицам с $\varepsilon_K < 500$ МэВ. Поэтому приборы для регистрации таких частиц поднимают на шарах-зондах в стратосферу до высот 30-35 км.

Внеатмосферные измерения потока К. л. $\varepsilon_K=$1-500 МэВ осуществляются при помощи геофизич. ракет, ИСЗ и др. КА. Прямые наблюдения К. л. в межпланетном пространстве осуществлены пока лишь вблизи плоскости эклиптики до расстояния ~ 10 а. е. от Солнца.

Ряд ценных результатов дал метод космогенных изотопов. Они образуются при взаимодействии К. л. с метеоритами и космич. пылью, с поверхностью Луны и др. планет, с атмосферой или веществом Земли. Космогенные изотопы несут информацию о вариациях К. л. в прошлом и о солнечно-земных связях. По содержанию радиоуглерода 14С в годичных кольцах деревьев можно, напр., изучать вариации интенсивности К. л. на протяжении неск. последних тысяч лет. По др. долгоживущим изотопам (10Ве, 26Al, 53Mn и др.), содержащимся в метеоритах, лунном грунте, в глубоководных морских отложениях, можно восстановить картину изменений интенсивности К. л. за миллионы лет.

С развитием космич. техники и радио-химич. методов анализа стало возможным изучение характеристик К. л. по трекам (следам), создаваемым ядрами К. л. в метеоритах, лунном веществе, в спец. образцах-мишенях, экспонируемых на ИСЗ и возвращаемых на Землю, в шлемах космонавтов, работавших в открытом космосе, и т.п. Используется также косвенный метод изучения К. л. по эффектам ионизации, вызываемым ими в нижней части ионосферы, особенно в полярных широтах. Эти эффекты существенны гл. обр. при вторжении в земную атмосферу солнечных К. л.

3. Космические лучи у Земли

Табл. 1. Относительное содержание ядер в космических лучах, на Солнце и звездах (в среднем)
Элемент Солнечные К.л. Солнце (фотосфера) Звезды Галактические К.л.
1H4600*1445925685
2He ($\alpha$-частица)70*9115048
3Li?<10-5<10-50,3
4Be-5B0,02<10-5<10-50,8
6C0,54*0,60,261,8
7N0,200,10,20$\le$0,8
8O**1,0*1,01,01,0
9F<0,0310-3<10-4$\le$0,1
10Ne0,16*0,0540,360,30
11Na?0,0020,0020,19
12Mg0,18*0,050,0400,32
13Al?0,0020,0040,06
14Si0,13*0,0650,0450,12
15P-21Sc0,060,0320,0240,13
16S-20Ca0,04*0,0280,020,11
22Ti-28Ni0,020,0060,0330,28
26Fe0,15*0,050,060,14

* Данные наблюдений для интервала $\varepsilon_K$=1-20 МэВ/нуклон, остальные цифры в этой графе относятся в основном к $\varepsilon$ >40 МэВ/нуклон. Точность большинства значений в таблице в целом - от 10 до 50%. ** Обилие ядер кислорода принято за единицу.

Важнейшими характеристиками К. л. явл. их состав (распределение по массам и зарядам), энергетич. спектр (распределение по энергиям) и степень анизотропии (распределение по направлениям прихода). Относительное содержание ядер в К. л. приведено в табл.1. Из табл. 1 видно, что в составе К. л. галактич. происхождения гораздо больше лёгких ядер (Z= 3-5), чем в солнечных К. л. и в среднем в звёздах Галактики. Кроме того, в них присутствует значительно больше тяжёлых яде ($Z\ge$20) по сравнению с их естеств распространённостью. Оба эти различи очень важны для выяснения вопрос о происхождении К. л.

Относительные числа частиц с различной массой в К. л. приведены в табл. 2.

Табл. 2. Состав и некоторые характеристики космических лучей с энергиями $\varepsilon\le$2,5 ГэВ/нуклон
Группа Частицы, входящие в группу Заряд ядра Средняя атомная масса, а.е.м. Интенсивность, число частиц/(м$^2\cdot$с$\cdot$ср)
Число частиц на 10 тыс. протонов
  в среднем
  в звездах
  Галактики
pпротоны1113001000010000
$\alpha$-частицаядра гелия24947201600
Lлегкие ядра3-5102,01510-4
Mсредние ядра6-9146,75214
Hтяжелые ядра$\ge$10312,0156
VHочень тяжелые ядра$\ge$20510,540,06
SHсамые тяжелые ядра > 30100~10-4~10-3$7\cdot 10^{-5}$
eэлектроны11/18361310010000

Видно, что в потоке первичных К. л преобладают протоны, их более 90% от числа всех частиц. По отношенив к протонам $\alpha$-частицы составляют 7%, электроны ~ 1% и тяжёлые ядра - менее 1%. Эти цифры относятся к частицам с энергией $\varepsilon_K\ge$2,5 ГэВ/нуклон по измерениям у Земли в минимуме солнечной активности, когда наблюдаемые энергетич. спектр можно считать близким к немодулированному спектру К. л. в межзвёздном пространстве.

Интегральный энергетич. спектр К. л. $I(>\varepsilon_K)=I_0\;\varepsilon_K^{-(\gamma+1)}$ [частиц/(см2с)] отражает зависимость числа частиц I с энергией выше $\varepsilon_K$ (I0 - нормировочная константа, $\gamma$+1 - показатель спектра, знак минус указывает на то, что спектр имеет падающий характер, т.е. с увеличением $\varepsilon_K$ интенсивность К. л. уменьшается). Часто пользуются также дифференциальным представлением спектра $D(\varepsilon_K)=D_0\;\varepsilon_K^{-\gamma}$ [частиц/(см2с МэВ)], которое отражает зависимость от $\varepsilon_K$ числа частиц в расчёте на единичный интервал энергии (1 МэВ).

Рис. 2. Дифференциальный спектр космических
лучей в межпланетном пространстве вблизи
орбиты Земли: 1 - протоны; 2 - $\alpha$-частицы
галактических космических лучей; 3 - протоны
от солнечных вспышек. Для сравнения показаны
спектры протонов и $\alpha$-частиц солнечного
ветра (кривые 4 и 5 соответственно).
Дифференциальный спектр по сравнению с интегральным позволяет выявить более тонкие детали энергетич. распределения К. л. Это видно из рис. 2, где показан дифференциальный спектр К. л., наблюдаемый у Земли в интервале примерно от 106 до $3\cdot 10^{11}$ эВ. Частицы К. л. с энергиями, попадающими в этот интервал, подвержены влиянию солнечной активности, поэтому изучение энергетич. спектра К. л. в интервале 106-1011 эВ крайне важно для понимания проникновения К. л. из межзвёздного в межпланетное пространство, взаимодействия К. л. с межпланетным магн. полем (ММП) и солнечным ветром, для интерпретации солнечно-земных связей.

До начала внеатмосферных и внемагнитосферных наблюдений К. л. вопрос о форме дифференциального спектра в области $\varepsilon_K\le 10^9$ эВ казался довольно ясным: спектр у Земли имеет максимум вблизи $\varepsilon_K\approx$400 МэВ/нуклон; немодулированный спектр в межзвёздном пространстве должен иметь степенную форму; в межпланетном пространстве не должно быть галактич. К. л. малых энергий. Прямые измерения К. л. в интервале $\varepsilon_K$ от 106 до 108 эВ показали, вопреки ожиданиям, что, начиная примерно с $\varepsilon_K$= 30 МэВ (и ниже), интенсивность К. л. снова растёт, т.е. был обнаружен характерный провал в спектре. Вероятно, провал - это результат усиленной модуляции К. л. в области $\varepsilon_K\sim 10^7-10^8$ эВ, где рассеяние частиц на неоднородностях ММП наиболее эффективно.

Рис. 3. Амплитуда звёздно-суточной
анизотропии Aзв космических лучей
в зависимости от энергии $\varepsilon_K$ в
интервале 1011-1020 эВ.
Максимальное значение Aзв= 35% наблюдалось
при $\varepsilon_K=2\cdot 10^{19}$ эВ.
Установлено, что при $\varepsilon_K\ge 3\cdot 10^9$ эВ спектр К. л. уже не подвержен модуляции, а его наклон соответствует величине $\gamma\approx$2,7 вплоть до $\varepsilon_K\approx3\cdot 10^{15}$ эВ. В этой точке спектр претерпевает излом (показатель увеличивается до $\gamma$=3,2-3,3). Имеются указания на то, что одновременно в составе К. л. увеличивается доля тяжёлых ядер. Однако данные о составе К. л. в этой области энергий пока весьма скудны. При $\varepsilon_K > 10^{19}-10^{20}$ эВ спектр должен резко обрываться из-за ухода частиц в межгалактич. пространство и взаимодействия с фотонами микроволнового фонового излучения. Поток частиц в области сверхвысоких энергий очень мал: на площадь 10 км2 за год попадает в среднем не более одной частицы с $\varepsilon_K\sim 10^{20}$ эВ.

Для К. л. с $\varepsilon_K\sim 10^{11}-10^{15}$ эВ характерна высокая изотропия: с точностью до 0,1% интенсивность частиц по всем направлениям одинакова. При более высоких энергиях анизотропия растёт и в интервале $\varepsilon_K\sim 10^{19}-10^{20}$ эВ достигает неск. десятков % (рис. 3). Анизотропия ~ 0,1% с максимумом вблизи 19 ч звёздного времени соответствует преимущественному направлению движения К. л. вдоль силовых линий магн. поля галактич. спирального рукава, в к-ром находится Солнце. С ростом энергии частиц время максимума сдвигается к 13 ч звёздного времени, что соответствует наличию дрейфового потока К. л. с $\varepsilon_K\ge 3\cdot 10^{15}$ эВ из Галактики поперёк магнитных силовых линий.

4. Происхождение космических лучей

Из-за высокой изотропии К. л. наблюдения у Земли не позволяют установить, где они образуются и как распределены во Вселенной. На эти вопросы ответила радиоастрономия в связи с открытием космич. синхротронного излучения в диапазоне радиочастот $\nu\sim 10^7-10^9$ Гц. Это излучение создаётся электронами очень высокой энергии при их движении в магн. поле Галактики.

Частота $\nu$, на к-рой интенсивность радиоизлучения максимальна, связана с напряжённостью магн. поля Н и энергией электрона $\varepsilon_K$ соотношением $\nu=4,6\cdot 10^{-6} \varepsilon_K^2\cdot H\sin\theta$ (Гц), где $\theta$ - питч-угол электрона (угол между вектором скорости электрона и вектором Н). Магн. поле Галактики, измеренное неск. методами, имеет величину $(2-7)\cdot 10^{-6}$ Э. В среднем, при $H=3\cdot 10^{-6}$ Э и $\sin\theta$=0,5, $\varepsilon_K\sim 10^9-10^{10}$ эВ, т.е. радиоизлучающие электроны должны иметь такие же энергии, как и осн. масса К. л., наблюдаемых у Земли. Эти электроны, являющиеся одним из компонентов К. л., занимают протяжённую область, охватывающую всю Галактику и называемую галактич. гало. В межзвёздных магн. полях электроны движутся подобно др. заряженным частицам высокой энергии - протонам и более тяжёлым ядрам. Разница состоит лишь в том, что благодаря малой массе электроны, в отличие от более тяжёлых частиц, интенсивно излучают радиоволны и тем самым обнаруживают себя в удалённых частях Галактики, являясь индикатором К. л. вообще.

Кроме общего галактич. синхротронного радиоизлучения были обнаружены дискретные его источники: оболочки сверхновых звезд, ядро Галактики, радиогалактики, квазары. Естественно ожидать, что все эти объекты-источники К. л.

Рис. 4. Зависимость потока гамма-лучей
$F_\gamma$ от галактической долготы l
по данным наблюдений (вертикальные
чёрточки) в сравнении с результатами
расчёта (сплошная кривая) на основе
гипотезы об остатках вспышек сверхновых
как главном источнике космических лучей.
До начала 70-х гг. 20 в. многие исследователи считали, что К. л. с $\varepsilon_K > 3\cdot 10^{15}$ эВ имеют в основном метагалактич. происхождение. При этом указывалось на отсутствие известных галактич. источников частиц с $\varepsilon_K$ вплоть до 1021 эВ и на трудности, связанные с проблемой их удержания в Галактике. В связи с открытием пульсаров (1967 г.) был рассмотрен ряд возможных механизмов ускорения до сверхвысоких энергий даже очень тяжёлых ядер. С другой стороны, полученные данные свидетельствуют о том, что наблюдаемые у Земли электроны образуются и накапливаются в Галактике. Нет никаких оснований думать, что протоны и более тяжёлые ядра ведут себя в этом отношении по-другому. Т.о., оправдывается теория галактич. происхождения К. л.

Косвенное подтверждение этой теории получено из данных о распределении по небесной сфере источников космич. гамма-излучения. Это излучение возникает за счёт распада $\pi^0$-мезонов, к-рые образуются при столкновениях К. л. с частицами межзвёздного газа, а также вследствие тормозного излучения релятивистских электронов при их столкновениях с частицами межзвездного газа. Гамма-лучи не подвержены воздействию магн. полей, поэтому направление их прихода непосредственно указывает на источник. В отличие от наблюдаемого внутри Солнечной системы почти изотропного распределения К. л., распределение гамма-излучения по небу оказалось весьма неравномерным и подобным распределению сверхновых звёзд по галактич. долготе (рис. 4). Хорошее совпадение экспериментальных данных с ожидаемым распределением гамма-излучения по небесной сфере служит весомым доказательством того, что осн. источник К. л.- сверхновые звёзды.

Теория происхождения К. л. опирается не только на гипотезу о галактич. природе источников К. л., но и на представление о том, что К. л. длительное время удерживаются в Галактике, медленно вытекая в межгалактич. пространство. Двигаясь по прямой, К. л. покинули бы Галактику спустя неск. тысяч лет после момента генерации. В масштабах Галактики это время столь мало, что восполнить потери при такой быстрой утечке было бы невозможно. Однако в межзвёздном магн. поле с сильно запутанными силовыми линиями движение К. л. имеет сложный характер, напоминающий диффузию молекул в газе. В результате время утечки К. л. из Галактики оказывается в тысячи раз большим, чем при прямолинейном движении. Сказанное касается осн. части частиц К. л. (с $\varepsilon_K < 3\cdot 10^{15}$ эВ). Частицы с более высокой энергией, число к-рых очень мало, слабо отклоняются галактич. магн. полем и покидают Галактику сравнительно быстро. С этим, по-видимому, связан излом в спектре К. л. при $\varepsilon_K \approx 3\cdot 10^{15}$ эВ.

Наиболее надёжная оценка времени утечки К. л. из Галактики получается по данным об их составе. В К. л. в очень большом количестве (по сравнению со ср. распространённостью элементов) присутствуют лёгкие ядра (Li, Be, В). Они образуются из более тяжёлых ядер К. л. при столкновении последних с ядрами атомов межзвёздного газа (в основном водорода). Для того чтобы лёгкие ядра присутствовали в наблюдаемом количестве, К. л. за время их движения в Галактике должны проходить толщу межзвёздного вещества ок. 3 г/см. Согласно данным о распределении межзвёздного газа и остатков вспышек сверхновых звёзд, возраст К. л. не превышает 30 млн. лет.

В пользу сверхновых как осн. источника К. л., кроме данных радио-, рентгеновской и гамма-астрономии, говорят также оценки их энерговыделения при вспышках. Вспышки сверхновых сопровождаются выбросом огромных масс газа, образующих вокруг взрывающейся звезды большую ярко светящуюся и расширяющуюся оболочку (туманность). Полная энергия взрыва, к-рая уходит на излучение и кинетич. энергию разлёта газа, может достигать 1051-1052 эрг. В нашей Галактике, по последним данным, сверхновые вспыхивают в среднем не реже одного раза в 100 лет. Если отнести энергию вспышки 1051 эрг к этому промежутку времени, то ср. мощность вспышек составит ок. $3\cdot 10^{41}$ эрг/с. С другой стороны, для поддержания совр. плотности энергии К. л. ок. 1 эВ/см$^3=1,6\cdot 10^{-12} \mbox{эрг/см}^3$ мощность источников К. л. при ср. времени жизни К. л. в Галактике $3\cdot 10^7$ лет должна быть не меньше 1040 эрг/с. Отсюда следует, что для поддержания плотности энергии К. л. на совр. уровне достаточно, чтобы им было передано всего неск. % мощности вспышки сверхновой. Однако радиоастрономия позволяет непосредственно обнаружить только радиоизлучающие электроны. Поэтому ещё нельзя окончательно утверждать (хотя это представляется вполне естественным, особенно в свете достижений гамма-астрономии) , что при вспышках сверхновых генерируется также достаточное количество протонов и более тяжёлых ядер. В связи с этим не потеряли значения поиски и др. возможных источников К. л. Большой интерес в этом отношении представляют пульсары (где, по-видимому, возможно ускорение частиц до сверхвысоких энергий) и область галактич. ядра (где возможны взрывные процессы гораздо большей мощности, чем взрывы сверхновых). Однако мощность генерации К. л. галактич. ядром не превосходит, по-видимому, суммарной мощности их генерации при вспышках сверхновых. Кроме того, большая часть К. л., образованных в ядре, покинет диск Галактики раньше, чем достигнет окрестностей Солнца. Т.о., можно считать, что вспышки сверхновых явл. главным, хотя и не единственным источником К. л.

5. Механизмы ускорения космических лучей

Вопрос о возможных механизмах ускорения частиц до энергий ~ 1021 эВ в деталях ещё далёк от окончат. решения. Однако в общих чертах природа процесса ускорения уже ясна. В обычном (неионизованном) газе перераспределение энергии между частицами происходит за счёт их столкновений между собой. В разреженной космич. плазме столкновения между заряженными частицами играют очень малую роль, а изменение энергии (ускорение или замедление) отдельной частицы обусловлено её взаимодействием с эл.-магн. полями, возникающими при движении всех окружающих её частиц плазмы.

В обычных условиях число частиц с энергией, заметно превышающей ср. энергию теплового движения частиц плазмы, ничтожно мало. Поэтому ускорение частиц должно начинаться практически от тепловых энергий. В космич. плазме (электрически нейтральной) не могут существовать сколько-нибудь значительные электростатич. поля, к-рые могли бы ускорять заряженные частицы за счёт разности потенциалов между точками поля. Однако в плазме могут возникать электрич. поля импульсного или индукционного характера. Импульсные электрич. поля появляются, напр., при разрыве нейтрального токового слоя, возникающего в области coприкосновения магн. полей противоположной полярности (см. Вспышки на Солнце). Индукционное электрич. поле появляется при увеличении напряжённости магн. поля со временем (бетатронный эффект). Кроме импульсных полей начальная стадия ускорения может быть обусловлена взаимодействием ускоряемых частиц с электрическими полями плазменных волн в областях с интенсивным турбулентным движением плазмы.

В отличие от регулярного ускорения импульсными и индукционными электрич. полями, ускорение плазменными волнами имеет статистич. характер. В турбулентной плазме имеется большое количество волн с разными фазовыми скоростями. Для частиц со скоростями v > vт (vт - тепловая скорость электронов) всегда находится достаточное число волн, с к-рыми они усиленно взаимодействуют (частица медленно движется относительно "вершины" волны и отражается от неё). Эффективная темп-ра плазменных волн на много порядков больше, чем темп-ра частиц плазмы. Поэтому стремление к равномерному распределению темп-ры (энергии) между волнами и взаимодействующими с ними быстрыми частицами приводит к значит. ускорению последних. Этот механизм аналогичен известному статистич. механизму Ферми (подробнее об этом см. ниже), но здесь он определяется условиями плазменной турбулентности.

В космосе, по-видимому, существует иерархия ускорительных механизмов, к-рые работают в различных комбинациях или в различной последовательности в зависимости от конкретных условий в области ускорения. Ускорение импульсным электрич. полем или плазменной турбулентностью способствует последующему ускорению индукционным (бетатронным) механизмом или мeханизмом Ферми.

Нек-рые особенности процесса ускорения частиц в космосе связаны с поведением плазмы в магн. поле. Космич. магн. поля существуют в больших объёмах пространства. Частица с зарядом Ze и импульсом p движется в магн. поле H по искривлённой траектории с мгновенным радиусом кривизны
$\rho=cp/(300H\cdot Ze\cdot c\sin\theta)=R/(300Hc\sin\theta)$ ,
где R = cp/Ze - магн. жёсткость частиц (измеряется в вольтах), $\theta$ - питч-угол частицы. Если поле мало изменяется на расстояниях, сравнимых с величиной $\rho$, то траектория частицы имеет вид винтовой линии, навивающейся на силовую линию магн. поля. При этом силовые линии поля как бы прикреплены к плазме (вморожены в плазму) - смещение любого участка плазмы вызывает соответствующее смещение и деформацию силовых линий магн. поля, и наоборот. Если в плазме возбуждены достаточно интенсивные движения (такая ситуация возникает, напр., в результате взрыва сверхновой), то имеется много таких беспорядочно движущихся участков плазмы. Для наглядности их удобно рассматривать как отдельные плазменные облака, движущиеся друг относительно друга с большими скоростями. Осн. масса частиц плазмы удерживается в облаках и движется вместе с ними. Однако небольшое число частиц высокой энергии, для к-рых радиус кривизны траектории в магн. поле плазмы сравним с размером облака или превышает его, попадая в облако, не остаётся в нём. Эти частицы лишь отклоняются магн. полем облака, происходит как бы столкновение частицы с облаком в целом и рассеяние частиц на нём (рис. 5). В таких условиях частица эффективно обменивается энергией сразу со всем облаком. Но кинетич. энергия облака очень велика и в принципе энергия ускоряемой т.о. частицы может расти неограниченно, пока частица не покинет область с интенсивными движениями плазмы. Такова суть статистич. механизма ускорения, предложенного Э. Ферми в 1949 г. Аналогично происходит ускорение частиц при их взаимодействии с мощными ударными волнами (напр., в межпланетном пространстве), в частности при сближении двух ударных волн, образующих отражающие магн. "зеркала" (или "стенки") для ускоряемых частиц.

Рис. 5. Столкновение частицы с
движущимся магнитным облаком. При
движении облака возникает электрическое
поле E, направленное
перпендикулярно векторам напряжённости
магнитного поля H и скорости
облака u. Это поле ускоряет
частицу при встречном столкновении с
облаком или замедляет её, если она
догоняет облако.
Все механизмы ускорения приводят к спектру К. л., в к-ром с ростом энергии число частиц убывает. На этом сходство механизмов кончается. Несмотря на интенсивные теоретич. и экспериментальные исследования, пока не найдено универсального механизма ускорения или комбинации механизмов, к-рые могли бы объяснить все особенности спектра и зарядового состава К. л. В случае, напр., импульсного электрич. поля Е скорость приращения жёсткости R определяется соотношением dR/dt = сЕ, т.е. не зависит от первоначальной магн. жёсткости частиц. При этом ускоряются все частицы в области действия поля E, их состав будет отражать состав исходной плазмы, а спектр иметь вид D(R) ~ exp-(R/R0), где R0 - характеристическая жёсткость спектра.

При ускорении плазменными волнами могут ускоряться частицы с энергией лишь в неск. раз больше тепловой. Число таких частиц не слишком мало, но условия ускорения будут существенно зависеть от сорта частиц, что должно вести к сильному изменению их состава по сравнению с составом исходной плазмы. Спектр ускоренных протонов, однако, и в этом случае может быть ~ exp-(R/R0).

Бетатронный механизм, в основе к-рого лежит сохранение адиабатич. инварианта движения частицы $p^2\sin\theta/H$= const, даёт степенной спектр $D(R)\sim R^{-\gamma}$ и не избирателен по отношению к сорту частиц, но его эффективность пропорциональна магн. жёсткости частицы (dR/dt ~ R), т.е. для его действия необходимо предварительное ускорение (инжекция).

Механизм ускорения Ферми даёт степенной энергетич. спектр $D(\varepsilon_K)\sim\varepsilon_K^{-\gamma}$, однако он избирателен по отношению к сорту частиц. Ускорение ударными волнами в космич. плазме также приводит к степенному энергетич. спектру, причём теоретич. расчёты дают показатель $\gamma$=2,5, что довольно хорошо соответствует наблюдаемой форме спектра К. л. Т.о., теория ускорения, к сожалению, допускает неоднозначный подход к интерпретации наблюдаемых спектров ускоренных частиц (в частности, солнечных К. л.).

Процессы ускорения импульсными электрич. полями вблизи нулевых линий магн. поля наблюдаются во время вспышек на Солнце, когда в течение неск. мин появляются частицы, ускоренные до энергии в неск. ГэВ. Вблизи пульсаров, в оболочках сверхновых звёзд в Галактике, а также во внегалактич. объектах - радиогалактиках и квазарах - этот процесс также может играть роль осн. механизма ускорения или, по крайней мере, роль инжектора. В последнем случае инжектируемые частицы ускоряются до макс. наблюдаемых в К. л. энергий в результате взаимодействий с волнами и с неоднородностями магн. поля в турбулентной плазме.

Наблюдения в различных масштабах (Галактика, Солнце, магнитосфера Земли и т.д.) показывают, что ускорение частиц происходит в космич. плазме всюду, где имеются достаточно интенсивные неоднородные движения и магн. поля. Однако в большом количестве и до очень больших энергий частицы могут ускоряться только там, где плазме сообщается очень большая кинетич. энергия. Это как раз и происходит в таких грандиозных космич. процессах, как вспышки сверхновых звёзд, активность радиогалактик и квазаров.

Наряду с огромной ролью К. л. в астрофизич. процессах, необходимо отметить их значение для изучения далёкого прошлого Земли (изменений климата, эволюции биосферы и т.д.) и для решения некоторых практич. задач современности (обеспечение радиац. безопасности космонавтов, оценка возможного вклада К. л. в метеоэффекты и т.п.).

Лит.:
Гинзбург В.Л., Сыроватский С.И., Происхождение космических лучей, М., 1963; Мирошниченко Л.И., Космические лучи в межпланетном пространстве, М., 1973; Дорман Л.И., Экспериментальные и теоретические основы астрофизики космических лучей, М., 1975; Топтыгин И, Н., Космические лучи в межпланетных магнитных полях, М., 1983.

(Л.И. Мирошниченко)


Глоссарий Astronet.ru


А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я 
Публикации с ключевыми словами: космические лучи
Публикации со словами: космические лучи
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 2.9 [голосов: 119]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования