Движение космических лучей в межзвёздной и межпланетной среде определяется сложным взаимодействием с магнитными полями, которые имеют как регулярную, так и турбулентную составляющие. Частицы высоких энергий не движутся прямолинейно, а испытывают постоянное рассеяние на флуктуациях магнитного поля. Этот процесс можно описать как диффузию в импульсном и пространственном пространстве.
Ключевым является то, что магнитные поля не однородны: регулярный компонент формирует крупномасштабную спиральную структуру, а турбулентный — отвечает за стохастическое рассеяние. В результате космические лучи распространяются не баллистически, а диффузионно, что объясняет наблюдаемое изотропное распределение космических частиц в Галактике.
Для описания переноса космических лучей используется транспортное уравнение, известное как уравнение Паркерa:
$$ \frac{\partial f}{\partial t} = \nabla \cdot (D \nabla f) - (\vec{V} \cdot \nabla) f + \frac{1}{3} (\nabla \cdot \vec{V}) \, p \frac{\partial f}{\partial p} + Q - \frac{f}{\tau} $$
где:
Этот подход позволяет учесть пространственное рассеяние, конвекцию, адiabатические эффекты расширяющейся плазмы и конечное время жизни частиц.
Экспериментальные данные указывают, что коэффициент диффузии зависит от жёсткости частицы R = pc/Ze и может быть приближён выражением:
$$ D(R) \sim D_0 \left( \frac{R}{R_0} \right)^\delta $$
где показатель δ зависит от спектра турбулентности магнитного поля:
Значение коэффициента диффузии в межзвёздной среде обычно оценивается как D ∼ 1028 − 1029 см2/с при энергии порядка нескольких ГеВ. С ростом энергии частицы диффундируют быстрее, что ведёт к их более свободному выходу из Галактики.
Регулярное галактическое магнитное поле формирует глобальную направленность движения космических лучей. Оно имеет упорядоченную структуру, близкую к спиральной, и определяет крупномасштабный дрейф заряженных частиц.
Турбулентное магнитное поле играет ключевую роль в локальном рассеянии. Взаимодействие частиц с флуктуациями магнитного поля на масштабах, сравнимых с их гирорадиусом, вызывает резонансное рассеяние. Именно оно обеспечивает изотропизацию потока и описывается теорией квазилинейного приближения.
Хотя диффузионная аппроксимация успешно объясняет усреднённое распространение космических лучей, наблюдаются отклонения от изотропии. В частности:
В этих случаях требуется учитывать баллистический режим распространения и роль локальных источников.
В пределах Солнечной системы картина усложняется за счёт:
В результате коэффициент диффузии становится анизотропным: диффузия вдоль магнитных силовых линий происходит значительно быстрее, чем поперёк. Это приводит к временным вариациям космических лучей, которые наблюдаются как модуляция их потока на Земле.