Известия РАН. Серия физическая, 2019, T. 83, № 8, стр. 1137-1139
Загадки анизотропии космических лучей
А. Д. Ерлыкин 1, *, С. К. Мачавариани 1, А. У. Вольфендейл 2
1 Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Физический институт имени П.Н. Лебедева Российской академии наук
Москва, Россия
2 Даремский университет, физический факультет
Дарем, Великобритания
* E-mail: erlykin@sci.lebedev.ru
Поступила в редакцию 10.10.2018
После доработки 20.02.2019
Принята к публикации 26.04.2019
Аннотация
Обсуждаются три известные загадки анизотропии космических лучей в области ТэВных и ПэВных энергий: 1) так называемая инверсная анизотропия; 2) нерегулярный характер энергетической зависимости амплитуды и фазы первой гармоники; 3) вклад одиночного источника.
ВВЕДЕНИЕ
Одна из наиболее интересных областей энергетического спектра космических лучей (КЛ) находится в области ПэВных энергий. Именно там наблюдается излом в спектре, так называемое “колено”. Его происхождение – все еще предмет исследований и дискуссий. Подобраться к этой области можно со стороны низких, ТэВных энергий, изучая форму спектра, массовый состав и анизотропию КЛ. Однако эти эксперименты трудны из-за низкой интенсивности КЛ. В настоящей работе мы опишем три из многочисленных проблем, существующих в исследованиях анизотропии при ПэВных энергиях и ниже.
ЗАГАДКА 1: ИНВЕРСНАЯ АНИЗОТРОПИЯ
Солнечная система находится на периферии нашей галактики. Большинство источников КЛ – остатки сверхновых звезд, пульсары и прочие – находятся в так называемой Внутренней Галактике, в направлении к ее центру. Градиент плотности источников направлен от Внешней к Внутренней Галактике. То же самое можно ожидать и для плотности КЛ – она должна убывать по мере удаления от галактического центра к периферии. Так называемая крупномасштабная анизотропия КЛ должна иметь фазу первой гармоники, или максимум ожидаемой интенсивности, в направлении от Внешней Галактики к Внутренней, т.е. в области галактических долгот l = –90°…+90°. На рис. 1 (нижняя панель) показаны результаты измерений фазы анизотропии в экваториальных координатах. Экспериментальные данные взяты из обзора [1]. Если эти данные пересчитать в галактическую систему координат, то они займут область между двумя пунктирными линиями. Видно, что если ожидаемые фазы были в области галактических долгот l от –90° до +90°, т.е. во Внутренней Галактике, то наблюдаемые фазы находятся в области l от +90° до +270°. Это явление мы называем инверсной анизотропией.
Это явление можно объяснить, если предположить, что инверсная анизотропия является локальным эффектом, связанным с пространственной ориентацией магнитного поля или флуктуацией плотности межзвездной среды в окрестностях солнечной системы. Солнце расположено в Местном Пузыре на внутренней части рукава Ориона. Плотность магнитного поля и межзвездной среды в рукаве выше, а диффузия частиц медленнее, чем между рукавами. Частицы, двигающиеся из Внутренней Галактики к рукаву наталкиваются как бы на стенку, – часть из них отражается в обратном направлении, – накапливаются и создают инверсный градиент плотности КЛ.
Другое объяснение может быть связано с очевидной неоднородностью пространственного и временного распределения источников КЛ. Один или несколько источников при этом должны быть достаточно близки в пространстве и во времени к Земле. Однако, чтобы быть ответственными за образование инверсной анизотропии, эти источники должны быть, в основном, сосредоточены во Внешней Галактике.
ЗАГАДКА 2: ОСОБЕННОСТИ ПОВЕДЕНИЯ АМПЛИТУДЫ И ФАЗЫ АНИЗОТРОПИИ
На рис. 1 видно, что амплитуда и фаза первой гармоники анизотропии КЛ ведут себя весьма причудливо с ростом энергии. Экспериментальные данные взяты из обзора [1]. Сплошная линия в верхней панели относится к расчетам по нашей модели, описанной в разделе 2. Область между пунктирными линиями в нижней панели показывает фазу анизотропии, ожидаемую, если перевести экспериментальные данные в галактические координаты, учитывая, что они получены в области склонений 30°–60°.
Плавный и медленный рост амплитуды вплоть до энергии порядка 10 ТэВ сменяется резким падением при большей энергии, достигает минимума при 200–300 ТэВ и затем растет снова. Фаза медленно падает от ~40° до ~0° с ростом энергии от 0.1 до 100 ТэВ, затем резко меняется на противоположную при той же энергии порядка 200–300 ТэВ, где наблюдается минимум амплитуды, а потом начинает медленно восстанавливаться при ПэВ-ных энергиях. Ниже мы попытаемся построить модель, объясняющую наблюдаемое поведение анизотропии на основе всего трех компонент, составляющих общий поток КЛ: Галактического Диска, Гало и Одиночного источника.
Интенсивности потоков КЛ для этих компонент обозначим как Id, Ih, Iss соответственно. Их энергетические спектры показаны на рис. 2а.
Амплитуды первой гармоники для этих трех компонент обозначим соответственно как Ad, Ah и Ass. Если бы КЛ состояли только из двух компонент – Диска и Гало, то их общая амплитуда определялась бы как
Замедление роста анизотропии связано с растущей долей Гало, амплитуда которой постулируется равной нулю: Аh = 0. Однако в этом варианте в поведении суммарной анизотропии не видно минимума, наблюдаемого при энергиях 200–300 ТэВ. Здесь поможет предположение о растущем вкладе Одиночного источника. Его жесткий энергетический спектр и локализация во Внешней Галактике приводят к наблюдаемому минимуму амплитуды анизотропии, которая в этом случае вычисляется как
Ее поведение показано на рис. 1a и 2б сплошной линией. Знак “–” в числителе этого выражения возникает из-за того, что Одиночный источник предполагается существующим во Внешней Галактике, что частично компенсирует поток КЛ из Внутренней Галактики.
ЗАГАДКА 3: ВКЛАД ОДИНОЧНОГО ИСТОЧНИКА
Предположение о существовании и значительной роли Одиночного источника было выдвинуто для объяснения удивительной резкости излома в спектре широких атмосферных ливней (ШАЛ) [2]. Оно основано на очевидной неоднородности распределения источников КЛ и плотности межзвездной среды в пространстве и во времени. Из-за этой неоднородности может оказаться, что один из источников вспыхнул сравнительно недавно и вблизи солнечной системы. Его вклад в полную интенсивность КЛ довольно велик и образует небольшой пик (колено) над фоном от остальных источников.
Для поиска Одиночного источника мы использовали так называемый разностный метод [3]. Он отличается от традиционного метода поиска источников по направлению максимальной интенсивности КЛ. Его идея состоит в том, что разница в характеристиках широких атмосферных ливней (ШАЛ), приходящих из направления на источник, и противоположного направления должна быть максимальной. Метод устойчив против случайных экспериментальных ошибок и позволяет исследовать всю небесную сферу, включая области вне прямой видимости экспериментальной установки.
Для поиска анизотропии мы использовали экспериментальные данные установки ГАММА, работавшей на горе Арагац в Армении [4]. В качестве параметра для сравнения характеристик ШАЛ был выбран возраст ливня, определяемый по крутизне функции пространственного распределения плотности заряженных частиц. Распределения ШАЛ по этому параметру сравнивались для прямого и обратного направлений, и их разность характеризовалась нормированной величиной χ2. Двумерный профиль этой величины показан на рис. 3. Максимум разницы распределений в галактических координатах был найден в направлении долготы l = 277 ± 3° и широты b = −5 ± 3°. Наиболее близким источником в этом направлении является комплекс Вела (Вела Х + Вела J), который является хорошим кандидатом на роль Одиночного источника, ответственного за образование колена в энергетическом спектре КЛ при ПэВных энергиях.
Альтернативным объяснением наблюдаемого максимума может быть влияние регулярного магнитного поля вблизи солнечной системы, связанного с близостью спирального рукава Галактики. Однако нужно отметить, что это влияние должно быть мало, чтобы не разрушить диффузный характер распространения КЛ при ПэВных энергиях и ниже.
Список литературы
Guillian G. for the SK collaboration // Phys. Rev. 2007. V. D75. Art. № 062003.
Erlykin A.D., Wolfendale A.W. // J. Phys. G. Nucl. Part. Phys. 1997. V. 23. P. 979.
Pavlyuchenko V.P., Martirosov R.M., Nikolskaya N.M., Erlykin A.D. // J. Phys. G. Nucl. Part. Phys. 2018. V. 45. Art. № 015202.
Garyaka A.P., Martirosov R.M., Ter-Antonyan S.V. et al. // Astropart. Phys. 2007. V. 28. P. 169.
Дополнительные материалы отсутствуют.
Инструменты
Известия РАН. Серия физическая