Галактическое гало представляет собой протяжённую область, окружающую диск и центральное утолщение галактики. В отличие от оптически яркого диска, гало проявляет себя преимущественно через распределение тёмной материи, старых звёздных популяций, а также горячего разреженного газа, ионотропной плазмы и магнитных полей. Толщина гало оценивается в десятки килопарсек, что значительно превышает размеры видимого диска. Именно в этой области формируется и поддерживается долговременное удержание космических лучей (КЛ), ускоренных в источниках диска Галактики.
Наличие магнитного поля в гало подтверждается радиоизлучением синхротронного происхождения, а также данными о поляризации. Характерные значения напряжённости магнитного поля в гало составляют порядка нескольких микрогаусс, при этом наблюдаются крупномасштабные структуры, вытянутые вдоль перпендикуляра к плоскости диска. Эти поля обеспечивают рассеяние и задержку космических лучей, препятствуя их быстрому уходу в межгалактическое пространство.
Удержание частиц в пределах галактики определяется конкуренцией процессов диффузии и конвективного уноса.
Диффузия связана с рассеянием заряженных частиц на нерегулярных компонентах магнитного поля. Космические лучи совершают блуждание, описываемое коэффициентом диффузии D(E), который растёт с увеличением энергии частицы. Для протонов в области энергий до 1015 эВ характерные времена диффузии достигают десятков миллионов лет.
Конвекция обусловлена движением межзвёздной плазмы, нагретой и выброшенной из диска в результате вспышек сверхновых и активности звёздных ветров. Этот «галактический ветер» может уносить значительную часть космических лучей в область гало и за его пределы. Скорости конвективного переноса оцениваются в сотни километров в секунду.
Магнитное отражение возникает при взаимодействии с крупномасштабными конфигурациями магнитного поля. Частицы с малым углом к направлению поля могут отражаться в результате эффекта магнитного зеркала, что дополнительно продлевает их пребывание в гало.
Турбулентность плазмы в гало играет двоякую роль: с одной стороны, усиливает рассеяние частиц, повышая эффективность удержания, с другой — способствует их стохастическому ускорению, изменяя энергетический спектр космических лучей.
Важнейшей характеристикой является время удержания частиц в галактическом гало. Оно оценивается по наблюдаемым соотношениям вторичных и первичных ядер космических лучей (например, соотношение B/C).
Таким образом, гало играет роль энергетического фильтра: оно эффективно удерживает низко- и среднеэнергетические космические лучи, но становится «прозрачным» для наиболее высокоэнергичных частиц.
Удержание в гало приводит к квазиизотропному распределению космических лучей в диске. Хотя их источники локализованы (сверхновые, пульсарные ветры, релятивистские струи), длительное пребывание в гало и многократное рассеяние нивелируют анизотропию. Это объясняет, почему наблюдаемая анизотропия космических лучей в Галактике остаётся крайне малой — на уровне 10−3–10−4.
Кроме того, существование гало позволяет объяснить наблюдаемую химическую эволюцию космических лучей. При длительном хранении в гало первичные ядра взаимодействуют с межзвёздным газом, рождая вторичные изотопы (литий, бериллий, бор). Таким образом, гало выполняет функцию «лаборатории», где формируется наблюдаемый состав космических лучей.
Галактическое гало также представляет интерес в контексте гипотез о частицах тёмной материи. Если аннигиляция или распад таких частиц происходит в гало, то продукты этих процессов могут наблюдаться в виде специфических космических лучей (например, избытка позитронов) или диффузного гамма-излучения. Современные космические эксперименты (Fermi-LAT, AMS-02) ведут поиск подобных сигналов, что позволяет одновременно исследовать и удержание космических лучей, и физику тёмной материи.
Современные модели распространения космических лучей используют численное решение уравнения транспорта, включающего диффузию, конвекцию, потерю энергии и ядерные взаимодействия. Наиболее известные коды — GALPROP, DRAGON, PICARD. Они учитывают трёхмерную структуру гало, его магнитное поле и распределение газа.
Ключевые параметры моделей:
Сравнение результатов моделирования с наблюдениями позволяет уточнить структуру гало и динамику удержания космических лучей.