Теоретическая физика и астрофизика - Гинзбург В.Л.
Скачать (прямая ссылка):
J (> E) = (5,3 ± 1,1) IO-10 ("fr^rr) ' ^
-(Y-D
-1,6
част.
Y = 2,62 ± 0,05.
/(> ?) = (2,0±0,8)10-10(^gl)
- (Y-i;
част.
CM2-C-CP1 (16.12)
Y = 3,2 ±0,2;
398 по другим данным в (16.12) множитель (2,0 ± 0,8) нужно заменить на (3,74 ± 0,20), а у = 3,16 ± 0,1. При E ~ IO15 эВ спектры (16.11) и (16.12) в пределах достигнутой точности согласуются («сшиваются») между собой, как и должно быть. По-видимому, при E IO18 — IO19 эВ спектр опять несколько уплощается. Интегральный спектр космических лучей (при E > IO10 эВ) изображен на рис. 16.1 (напомним, что у—показатель в дифференциальном спектре; см. (16.10)).
Максимальная энергия наблюдавшихся космических лучей порядка IO20 эВ. В этой области спектр космических лучей должен, вообще говоря, резко «заваливаться» в результате значительных потерь, которые испытывают космические лучи со столь большими энергиями при их взаимодействии с излучением, имеющимся в межзвездном и межгалактическом пространствах. Но пока что такой «завал» не обнаружен, и вопрос
0 спектре, а, тем самым, и о происхождении космических лучей со сверхвысокой энергией представляется в значительной мере открытым [220].
Приведенные значения у относятся ко всем космическим лучам, но до сравнительно недавнего времени считалось, что химический состав космических лучей, по крайней мере вплоть до энергий 100—1000 ГэВ, не зависит от энергии. Тем самым считалось, что в этой области показатель 7 « 2,6—2,7 относится и ко всем группам ядер. В 1972 г. появились подтвердившиеся затем указания на то, что химический состав космических лучей уже в области энергий до 100 ГэВ/нукл. все же слабо зависит от энергии — конкретно речь идет об уменьшении с ростом энергии доли вторичных ядер (типа Li, Be и В), образующихся в результате фрагментации более тяжелых ядер. Соответствующие данные обсуждаются в [220, 225]. В области еще более высоких энергий E > IO12 эВ (или, точнее, є > IO11 эВ/нукл.) изменения химического состава могут оказаться более существенными, но на этот счет надежных данных пока нет.
Электронная компонента космических лучей изучена менее детально, чем протонно-ядерная. Спектр в области энергий до
1 ГэВ особенно чувствителен к процессам на Солнце и в Солнечной системе, и сам он здесь довольно сложен. При E =з = Ee > 1 ГэВ степенная аппроксимация уже лучше подходит И, например, в области 5 < E <, 50 ГэВ спектр является сте-
Е,зВ
Рис. 16.1. Интегральный спектр космических лучей
у Земли. Y — показатель степени для дифференциального спектра; для степенного интегрального спектра / (> ?) = Const • ?-(Y-l).
399 пенным с показателем 7 = 3,0 ± 0,1. При меньших энергиях показатель 7 уменьшается, а в области Ee > 100 ГэВ возможно уже 7 (? 3,4 (при этом для энергий Ee > 500—1000 ГэВ данных уже практически нет). Для ориентировки приведем такой дифференциальный электронный спектр:
Je(E) = S • 10~2?~3 2 электР- , 5 <?<100 ГэВ, (16.13)
е 4 ' см2¦с•ср • ГэВ і \ /
где энергия электронов E = Ee измеряется в ГэВ; если заменить здесь показатель 7 = 3 на 7 = 3,3 ± 0,2, то спектром можно пользоваться вплоть до энергий E ~ 1000 ГэВ (при этом, правда, в [2206] множитель 3-Ю-2 в (16.13) заменяется на 1,7-10"-2). Для сравнения электронного спектра с интегральным спектром для всех космических лучей (16.11) запишем (16.13) в виде
JeO E)^ 1,5- Ю-2ШШ2 , 5-10^^1011 эВ.
' ' V IO9 / CM2-C-Cp
(16.14)
Подчеркнем еще раз, что все приводимые величины имеют лишь приближенный характер и в литературе встречаются значения интенсивности, отличающиеся раза в 2, но это совершенно неважно в плане нашего изложения. Иное дело — принципиальный вопрос об экстраполяции всех данных к границам Солнечной системы и на значительную область Галактики.
Радиус кривизны траектории частицы с энергией E Mc2, движущейся в однородном магнитном поле Я, равен (см. (4.24); считаем, что частица движется перпендикулярно к полю)
?(эВ) /1С ICN
г = ~зШГсм' (16-15)
В Солнечной системе, вообще говоря, Я <; 3-Ю-5 Э и, кроме того, поле неоднородно. Поэтому космические лучи с энергией E > IO12 эВ, а практически и при E > 10'° эВ явно не могут удерживаться в Солнечной системе. Учитывая же, что форма спектра космических лучей у Земли мало изменяется вплоть до энергий E ~ IO15 эВ, имеем все основания полагать, что этот спектр (при E > IO10—IOu эВ) характерен по крайней мере для области Галактики, примыкающей к Солнечной системе. Но условия в окрестности Солнца, видимо, весьма типичны для многих районов Галактики. В этом отношении для нас особенно существенны радиоастрономические данные, касающиеся нетеплового радиоизлучения с непрерывным спектром, имеющего, несомненно, синхротронную природу. Таким образом мы получаем весьма непосредственную информацию об электронной компоненте космических лучей в Галактике, а также далеко за ее пределами (нормальные и радиогалактики, квазары). Именно радиоданные создали, можно сказать, астрофизику космических лучей, поскольку они не оставляют сомнений в том, что космические лучи имеются практически везде в космосе,
