Теоретическая физика и астрофизика - Гинзбург В.Л.
Скачать (прямая ссылка):
част. _ j Q4 част.
см2 ¦ с¦ср м2•с•ср
Поток частиц сорта і с интенсивностью Z1 равен Fai =
= ^ZiCosQdQ, где 0 — угол между нормалью к площадке и
направлением скорости частицы, a dQ — элемент телесного угла. Для изотропного излучения поток частиц Fi из полусферы направлений равен
'/2Я
Fi = 2л jj Ji cos 6 sin 0 dQ = nJt. (16.1)
о
Концентрация частиц Ni, имеющих скорость Vi, в случае изотропного излучения равна
Ni=^Lji. (16.2)
Обычно приходится иметь дело не с моноэнергетическими частицами, а с распределением частиц по энергиям (т. е., как говорят, с энергетическим спектром). Основной величиной является при этом спектральная (дифференциальная) интенсивность Ji(E), так что Ji(E)dE есть интенсивность частиц с полной энергией Е, лежащей в интервале Е, E + dE. Интенсивность частиц с энергией, большей E (интегральная интенсивность), равна
оо
JiO E)= ^Ji(E) dE. (16.3)
E
В случае изотропного распределения частиц с массой Mi имеем Ni (>Е) = 4л J LLl dEt Е== . (16.4)
Плотность кинетической энергии изотропных космических лучей равна
W1 = 5 EtiNi (E) dE = 5 L-EJi (E) dE. (16.5)
Можно ввести также энергетическую интенсивность
Ii=\EKJi(E)dE, (16.6)
но ею редко пользуются.
Для ультра релятивистских частиц имеем
ад (^=-S-- (i6j)
394 Разумеется, использование Полной энергии E = Mci + Ek
удобно лишь в релятивистской области, но именно к ней относятся обычно изучаемые у Земли космические лучи. Для мягких космических и субкосмических лучей чаще используется кинетическая энергия Ек. Далее, для ядер удобно пользоваться не ТОЛЬКО ПОЛНОЙ энергией E ИЛИ кинетической энергией Eк, но и полной энергией на нуклон є = E/A или кинетической энергией на нуклон бк Ек/A1 где А — массовое число ядра. Наконец, выражения (16.2) и (16.3) написаны в предположении об изотропности распределения частиц по направлениям по той причине, что космические лучи у Земли, если исключить влияние земного магнитного поля, в высокой степени изотропны.
Степень анизотропии космических лучей определяют следующим образом:
б = ^max ~ ^mln , (16.8) ¦I max T Jmln
где /max и /min'—соответственно максимальная и минимальная интенсивности космических лучей в зависимости от направления (здесь предполагается, что зависимость J(Q) имеет лишь один максимум, скажем, в направлении 0 = 0; другими словами, принимается зависимость типа J(Q) = J0 -f- Ji cos 0, так что 6 = = Ji/Jо). Степень анизотропии космических лучей долгие годы не удавалось даже надежно установить. Сейчас, однако, для частиц с энергией E ^ IO12 эВ и вплоть до энергии E ~ IO14 эВ анизотропия космических лучей вне Солнечной системы может считаться установленной, причем б-~5-10~4 (см. [220, 222]).
При больших энергиях, особенно при E > IO17 эВ, анизотропия, вообще говоря, возрастает, но ситуация здесь еще недостаточно выяснена. Изучение анизотропии в этой области очень существенно для выяснения происхождения космических лучей с такой сверхвысокой энергией. Вместе с тем проблема частиц со сверхвысокой энергией (Е > IO17 эВ и практически вплоть до ? ~ IO20— IO21 эВ) является особой, и мы ее ниже касаться почти не будем (см. [220]).
Таким образом, анизотропию можно выявить лишь в результате специальных исследований, во всех же других случаях космические лучи мы вправе считать совершенно изотропными (еще раз напоминаем, что влияние земного магнитного поля считается исключенным). Поэтому задачей изучения первичных космических лучей, т. е. космических лучей за пределами атмосферы или с учетом ее влияния, фактически является определение функций Ji(E) для всех компонент космических лучей — для протонов и ядер (для протонно-ядерной компоненты) и для электронно-позитронной компоненты. Впрочем, позитронов в составе электронно-позитронной компоненты при E > 1 ГэВ довольно мало (при — 10 ГэВ интенсивность позитронов составляет примерно 10% от полной интенсивности электронно-пози-
395 тронной компоненты [220]). К тому же в подавляющем большинстве случаев разделение на электроны и позитроны не производится, а измеряется интенсивность Je(E) всей электронно-позитронной компоненты, которую называют просто электронной. В случае протонно-ядерной компоненты также далеко не всегда производится разделение ядер по зарядам, не говоря уже о разделении изотопов; таким образом, часто рассматривается полная интенсивность космических лучей Jk.л(Е) или практически полная интенсивность протонно-ядерной их компоненты, так как доля электронов (т. е. отношение Je(E)/Jk. Л(Е)) порядка процента и кроме того электроны сравнительно легко отделяются.
Антиядер в составе космических лучей очень мало, и лишь недавно удалось обнаружить антипротоны, причем отношение их числа к числу протонов р/р = (5,2 ± 1,5) • Iu-4 (в области энергий E ~ 10 ГэВ [2206, 223]). Такое количество антипротонов совместимо с предположением, что все они являются вторичными — образуются при соударениях космических лучей с частицами межзвездной среды.
Мы не собираемся здесь приводить сколько-нибудь подробные сведения о космических лучах (см. [59, 68, 69, 218—220]) и ограничимся лишь несколькими замечаниями, в том числе указанием некоторых характерных значений таких величин, как Jnw. Так, у Земли (вне действия земного магнитного поля) для всех космических лучей можно в качестве ориентировочных принять такие значения *):
