Теоретическая физика и астрофизика - Гинзбург В.Л.
Скачать (прямая ссылка):
= 0,2-0,3-^-
CMz ¦ с • ср
иг AnJ in-ю част-N к. л-----Ю —г".
Wk
---о Л W О
4я
см" см°
10"
ctV Л ,л-з 9Pr
(16.9)
Некоторое представление о химическом составе релятивистских космических лучей (є = Е/А > 2,5 ГэВ/нукл.) можно составить из табл. 16.1, где ядра разбиты на традиционно используемые группы (например, L-группу составляют ядра Li, Be и
*) Нужно иметь в виду, что энергетический спсктр космических лучей у Земли имеет максимум, отвечающий для протонов энергии Ek ~ 250 МэВ.
оо
Поэтому приводимые значения ^ J (E) dE и аналогичные интегралы
Ek=100 МэВ
сходятся. Их величина, однако, изменяется с циклом солнечной деятельности за счет изменения вклада более медленных частиц и, таким образом, в какой-то мере чувствительна к нижнему пределу интегрирования.
396Таблица 16.1
Распространенность по отношению
Группа ядер Атомныл Интенсивность1) к ядрам Н-группы
номер
в космических лучах в среднем во Вселенной
P 1 1300 650 3000—7000
а 2 94 47 250—1000
L 3-5 2,0 1 IO"5
M 6-9 6,7 3,3 2,5-10 1
H 10 2,0 1
HV >20 0,5 0,26 0,05
VVH >30 ~ю-4 ~ю-4 ~ю-4
L) В третьем столбце приведены данные для J (>? = 2,5 ГэВ/нукл.) в единицах част./(м2-с-ср).
В). Нужно иметь в виду, что погрешность приведенных в ней значений не менее десятка процентов — данные меняются в процессе накопления нового материала и использования более совершенной экспериментальной методики. Последняя уже позволяет в ряде случаев получать сведения не только о группах ядер, но и об отдельных ядрах. Кроме того, обнаружены сравнительно очень редкие ядра с Z ^ 83 (т. е. более тяжелые, чем свинец), количество которых в космических лучах ориентировочно на 8 порядков меньше, чем всех ядер группы Н.
В 80-е годы главным образом в результате измерений на спутниках, по всей вероятности, удастся получить весьма детальные сведения о химическом составе космических лучей вплоть до энергий IO12— IO13 эВ/нукл. Совершенствуется также методика разделения изотопов. В качестве примера приведем данные работы [224], в которой измерялся изотопный состав неона для ядер с энергией 60 < єк <С 230 МэВ/нукл. Оказалось, что отношение 22Ne/20Ne = 0,54 ± 0,07. Пересчет, учитывающий изменение состава при блуждании ядер в межзвездной среде, приводит для состава космических лучей в их источниках к значению 22Ne/20Ne = 0,38 ± 0,07. В то же время в Солнечной системе 22Ne/20Ne = 0,122 ± 0,006. Уже отсюда ясно, что определение изотопного состава (а также, конечно, химического состава) космических лучей может в принципе дать ценную информацию о некоторых условиях в источниках, скажем, в оболочках сверхновых звезд. Однако, повторяем, в нашу задачу здесь отнюдь не входит сколько-нибудь детальное изложение данных о космических лучах, а приводимые сведения в этом отношении служат только для ориентировки. Напротив, на некоторых процессах, происходящих в космических лучах, и на способах анализа их распространения в космическом пространстве мы остановимся в дальнейшем несколько подробнее.
397Наиболее существенная черта, характеризующая химический состав космических лучей и ясная из табл. 16.1, состоит в присутствии довольно значительного потока L-ядер, несмотря на их ничтожное количество в среднем в природе. Эта особенность, подтверждающаяся и в отдельности для ядер Li, Be и В, а также для других редких ядер (например, ядер 3He), свидетельствует о значительной роли трансформации химического состава космических лучей при их распространении в межзвездном пространстве, а возможно, и в источниках (т. е. в области генерации или, иными словами, области ускорения космических лучей).
Зависимость интенсивности космических лучей от энергии (энергетический спектр) принято представлять в виде
JA(>e)=\jA(e)de=KAe-^-», JA(e) = (y-l)KAe-\ (16.10)
где, как уже указывалось, є = E/A — энергия на нуклон и индекс А указывает, что речь идет о ядрах (или группе ядер) со средним массовым числом А; кроме того, вводятся аналогичные величины /(>?) и J(E) для всех космических лучей.
Фактически спектр не является степенным, т. е. показатель у зависит от энергии. Однако, и это достаточно важно, в весьма широком интервале энергий аппроксимация спектра в виде (16.10) оказывается хорошей. Так, в области энергий 2-Ю9 ¦< -< Z: <; 3-Ю15 эВ по ряду данных у = 2,7 ± 0,2. По-видимому, лучшим сейчас можно считать значение у = 2,7 или у = 2,6. Для ориентировки приведем, например, такой спектр космических лучей в области IO10 < E <С IO15 эВ:
В области малых энергий Ek <С IO9 — 10'" эВ показатель у изменяется и спектр сильно зависит от уровня солнечной активности. На этой области останавливаться не будем. Отметим лишь, что'особенно важный вопрос (в плане теории происхождения космических лучей) о форме спектра в области малых энергий и в частности о наличии максимума в энергетическом спектре вдали от Солнца (за пределами Солнечной системы) еще не выяснен. По-видимому, вплоть до энергии ек ~ ~ 100 МэВ/нукл. максимума в спектре галактических космических лучей еще нет. При энергии E ~ IO15 эВ происходит более или менее резкий излом или, во всяком случае, изменение спектра и при E > IO15 эВ выражение (16.11) несправедливо и ближе к действительности спектр