Спектр и состав при энергиях выше 10^18 эВ

Высокоэнергетические космические лучи (ВЭКЛ) — это частицы с энергиями, превышающими 1018 эВ, иногда достигающие 1020 эВ и выше. В этом диапазоне начинают проявляться уникальные физические эффекты, недоступные при меньших энергиях, что делает изучение спектра и состава крайне важным для понимания источников и механизмов ускорения космических лучей.

1. Энергетический спектр

Функция потока ВЭКЛ обычно представляется в виде мощности:

$$ \frac{dN}{dE} \sim E^{-\gamma} $$

где γ — индекс спектра, который зависит от диапазона энергий. Для энергий выше 1018 эВ наблюдается ряд особенностей:

  1. Перелом в спектре («ankle»)

    • Энергия: E ∼ (3 − 5) × 1018 эВ.
    • Характеристика: изменение индекса спектра с γ ≈ 3.3 до γ ≈ 2.7.
    • Интерпретация: предполагается переход от галактических источников к внегалактическим, когда вклад галактических источников падает, а внегалактические начинают доминировать.

  2. Ограничение Грейзена–Кузьмина (GZK cut-off)

    • Энергия: E ∼ 5 × 1019 эВ.
    • Причина: взаимодействие протонов и ядер с фотонами космического микроволнового фонового излучения ($p + \gamma_{\rm CMB} \to \Delta^+ \to p + \pi^0$ или n + π+).
    • Следствие: резкое уменьшение потока космических лучей выше этой энергии.

Экспериментальные данные:

  • Датчики, такие как Pierre Auger Observatory, Telescope Array и HiRes, подтверждают перелом ankle и наблюдают снижение потока выше 5 × 1019 эВ, что согласуется с эффектом GZK.

2. Химический состав космических лучей

Состав частиц при энергиях выше 1018 эВ существенно влияет на модели их происхождения и ускорения. Основные характеристики:

  1. Легкие компоненты (протоны, гелий)

    • Протоны доминируют на энергиях 1018 − 1019 эВ.
    • Обусловливают большую дальность распространения во внегалактическом пространстве из-за меньшего сечения взаимодействий и меньшего эффекта дефлексии магнитными полями.

  2. Тяжелые ядра (C, N, O, Fe)

    • Наблюдается увеличение доли тяжелых ядер при энергиях выше 2 × 1019 эВ.
    • Причины: более эффективное ускорение в экстремальных астрофизических источниках (например, активные ядра галактик, радиогалактики типа FR-II).

  3. Методы определения состава

    • Глубина максимума каскада ($X_{\rm max}$) в атмосфере:

      $$ X_{\rm max} \sim \ln(E/A) $$

      где A — массовое число. Легкие ядра дают большие $X_{\rm max}$, тяжелые — меньшие.

    • Флуктуации $X_{\rm max}$: для протонов больше, для железа меньше.

    • Световая и радиосигнатура: детектирование атмосферного люминесцентного и радиосигнала позволяет оценивать массовый состав.

3. Анизотропия и связь с источниками

При энергиях выше 1018 эВ наблюдается слабая анизотропия потока, которая усиливается выше 5 × 1019 эВ. Основные аспекты:

  • Магнитная дефлекция: протоны испытывают меньшую дефлекцию в межгалактических и галактических магнитных полях (~1–10°), тяжелые ядра — сильнее.
  • Корреляция с астрономическими объектами: наблюдается корреляция направления прибывающих ВЭКЛ с расположением ближайших активных галактик и кластерами галактик.
  • Следствие для источников: на этих энергиях можно потенциально идентифицировать отдельные источники, что невозможно для более низких энергий из-за сильного рассеяния частиц.

4. Физические механизмы ускорения

Для объяснения существования частиц с энергиями  > 1018 эВ рассматриваются несколько механизмов:

  1. Ускорение в шоковых фронтах

    • Ферми I порядка: частицы многократно пересекают шоковую волну в сверхновых остатках или в активных ядрах галактик.

    • Энергетический предел: зависит от магнитного поля B и размера зоны ускорения L:

      $$ E_{\rm max} \sim Ze B L $$

  2. Релятивистские джеты активных ядер

    • Частицы ускоряются в мощных струях со скоростями, близкими к скорости света.
    • Энергии до 1020 эВ возможны для тяжелых ядер при достаточно сильных полях.

  3. Топ–даун сценарии (экзотические источники)

    • Распад сверхтяжелых частиц, топологических дефектов или микро-черных дыр.
    • Предполагают появление протонов и фотонов высокой энергии, но такие сценарии ограничены современными экспериментальными данными.

5. Влияние космической среды на спектр

  • Фотодиссоциация ядер на фоновых излучениях (CMB и EBL) снижает число тяжелых ядер на больших расстояниях.
  • Синхротронное и кулоновское торможение для тяжелых ядер незначительно для ВЭКЛ, но может играть роль для вторичных электронов.
  • Эффект GZK накладывает естественный предел на дальние источники, создавая видимый «обрезанный» спектр.

6. Экспериментальные методы исследования

  1. Наземные детекторы воздушных каскадов:

    • Pierre Auger Observatory, Telescope Array — регистрируют частицы вторичного каскада, измеряют $X_{\rm max}$, а также плотность частиц у поверхности Земли.

  2. Атмосферная люминесценция:

    • Позволяет реконструировать энергию и глубину максимума каскада.

  3. Радио- и микроволновая регистрация:

    • Используется для изучения характеристик каскадов и оценки массового состава.

7. Ключевые наблюдения

  • Перелом «ankle» при E ∼ 3 − 5 × 1018 эВ.
  • Ограничение GZK при E ∼ 5 × 1019 эВ.
  • Преобладание протонов на энергиях 1018 − 1019 эВ и рост доли тяжелых ядер выше 2 × 1019 эВ.
  • Легкая, но значимая анизотропия на максимальных энергиях.
  • Потенциальная корреляция с ближайшими внегалактическими источниками.
Оглавление