CC BY
31
УДК 539.1
ФОРМА СПЕКТРА И ВОЗМОЖНОЕ ПРОИСХОЖДЕНИЕ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ СВЕРХВЫСОКИХ ЭНЕРГИЙ
А. В. Урысон
Проанализирована сложная форма спектра космических лучей, регистрируемых наземными установками в области энергий 1017 - Ю20 эВ. Показано, что в области 1017 — 4 • 1019 эВ спектр, по-видимому, формируется во взаимодействиях внегалактических космических лучей с реликтовым излучением. При более высоких энергиях спектр, по-видимому, не имеет чернотельного обрезания.
Происхождение космических лучей сверхвысоких энергий (Е > 101' эВ) до конца не выяснено. Экспериментальные данные свидетельствуют, что космические лучи с энер гией Е ~ 1017 эВ являются, по-видимому, галактическими, а в области Е > 4 • 10'9 эВ - внегалактическими [1 - 3]. Если это так, то их спектр может иметь чернотельное об резание [4, 5]: регистрируемый поток частиц с энергией 6-1019 эВ будет вдвое меньше, чем ожидается из степенной экстраполяции спектра вследствие взаимодействий косми ческих лучей с реликтовыми фотонами в межгалактическом пространстве. Однако если источники протонов удалены от нас не дальше, чем на 40 - 50 Мпк, чернотельное обрезание будет отсутствовать, т.к. такие расстояния преодолевают практически свободно протоны любых энергий вплоть до Е « 1022 эВ [6]. В работе [7] было показано, что основными источниками протонов с энергией Е > Еьь ~ 3,2 ■ 1019 эВ являются, по видимому, ядра активных галактик, удаленные от нас не дальше, чем на 40 Мпк, если постоянная Хаббла равна 75 км/(с ■ Мпк). В таком случае спектр протонов не имеет чернотельного обрезания. В настоящее время экспериментальные данные, полученные на разных установках, не подтверждают и не опровергают наличие чернотельного обрезания.
102'
10 й
102
10 й
1025
10"
10"
10"
1№°
Рис. 1. Спектры космического излучения (/ = 1(Е)Е3, м~2с~1ср~хэВ2) прх1 Е > 10'7 эВ по измерениям на установках: а) Якутской [8], Ь) Акено и А С А Б А [9], с) Мушиный глаз [10]. А) Хавера Парк [11], е) Сиднейской [12]. По оси абсцисс - энергия Е в электрон-вольтах.
В данной работе мы проанализировали спектр космических лучей в области энергии Е > 10ь эВ для того, чтобы выяснить их происхождение.
Спектр космических лучей в этой области имеет сложную форму. При энергии Е % 5 • 101' эВ наклон спектра возрастает, а в области Е я» 1019 эВ уменьшается
в спектре появляется пологая компонента. Несмотря на большие статистические ошибки в области Е > 1019 эВ и некоторое различие в значениях энергии, при которых изменяется наклон спектра, этот результат подтвержден на всех установках, регистрировавших космические лучи сверхвысоких энергий - Якутской [8], Акено и AGASA [9]. Мушиный глаз [10], Хавера Парк [11], Сиднейской [12] и Волкано Ренч [13]. Спектры космических лучей, измеренные на установках [8-12], приведены на рис. 1.
Поскольку космические лучи с энергией Е < 10'' эВ имеют скорее всего галактическое происхождение, то спектр в этой области формируется в галактических источниках и при распространении космических лучей в Галактике. При взрыве сверхновых максимальная энергия ускоряемых протонов составляет 1015 эВ [14], и космические лучи больших энергий ускоряются, по-видимому, в других процессах [1, 3]. Видимо, поэтому в области энергий Е ~ 3 • 1015 эВ показатель спектра /3 изменяется и становится равным ~ 3,0 — 3,1.
Мы предположили, что частицы с энергией Е > 101' эВ являются в основном внега лактическими, их спектр имеет единый показатель /3 га 3,0 — 3,1, найденный в области Е « (2 — 4) ■ 1017 эВ [3, 8, 10], а при энергиях Е > 4 • 1017 эВ спектр искажается в результате взаимодействия частиц с реликтовым излучением в межгалактическом пространстве. (Возможное изменение формы спектра в области энергий Е < 3,2 • 10!" iH было отмечено в [15] и исследовалось в [16, 17].)
По-видимому, в области энергий Е > 3,2-1019 эВ частицы ускоряются в основном в источниках, удаленных от нас не более, чем на 40 Мпк [7], и вследствие этого их спек i р не имеет чернотельного обрезания. Тогда показатель спектра в этой области равен 3 ~ 3, 0 —3,1. Для оценки спектрального индекса воспользуемся сводкой экспериментальных данных из работы [3]: к 1993 г. всего было зарегистрировано 881 событие с энергией Е > 1019 эВ, 7 событий с Е > Ю20 эВ и 2 события с Е > 2 • Ю20 эВ. Для степенного спектра с числом частиц Ni(> Е\) и N2(> Е2), энергии которых превышают Еi и Е2. выполняется соотношение N\(> Ei)/N2(> Е2) = (Ех / Е2)^+1, и из него получаем /3 кз 3,1 при Ei = Ю19 эВ, Е2 = 1020 э5и^йЗ,0, если Е2 = 2 • Ю20 эВ.
Эта оценка, возможно, не совсем корректна, т.к. некоторые из 881 события имеют энергию в узком интервале ~ 1019 эВ и составляют пологую компоненту. Тем не ме нее, она будет использована в дальнейшем. Мы привели ее еще и потому, что в [3] на основе этих же данных был сделан вывод о возможном существовании чернотельного обрезания: в ней число зарегистрированных событий с энергией Е > Ю20 эВ сопоставлялось с числом ожидаемых событий в предположении, что показатель спектра при
таких энергиях совпадает с показателем пологой компоненты.
Пологую компоненту в области 1019 < Е < 4 • 1019 эВ можно объяснить так Ча стицы с энергией, превышающей чернотельное обрезание (Е > Еьь), распространи! щиеся о т источников с красными смещениями 2 > 0,0092, будут нлаимодейс тлы с реликтовым излучением до тех пор, пока их энергия не уменьшится до велмчмпь Е ~ (3,2 — 5,0) • 1019 эВ. Частицы таких энергий могут не испытать ни одного вза м.содействия в межгалактическом пространстве, т.к. их пробеги в поле реликтово > излучения будут достаточно велики - Л > 1000 Мпк [6]. Это приведет к гому. что про тоны с энергией Е > 3, 2 • 1019 эВ "перекачаются" в область Е ~ (3,2 — 5,0) • 10'" >В. и в результате наклон спектра в ней изменится от /3 и 3,0 — 3,1 до /?ь определяем- •• о из соотношения
00 Ез
1 Е-р<1Е= I Е~0ЧЕ,
Еьь Еьь
где верхняя граница диапазона энергий пологой компоненты. Отсюда найдем в<
личину в\. Измеренное значение Ез составляет ~ 4 ■ 1019 эВ, а энергия частиц опредг ляется с ошибкой 20 30% [8, 10]. Поэтому мы оценили показатель Я, для нескольких значений Е3 в интервале 4 • 1019 < Е3 < 5 • 1019 эВ и нескольких значений 3 в ин тервале 3,0 < /3 < 3,1. Вычисленные значения (Зл приведены в табл. 1. Из нее видно, что таким образом можно получить показатель который согласуется < наклоном измеренного спектра при Е ~ 1019 эВ, и объяснить пологую компоненту в об. пи . Е « (3,2 - 5.0) • Ю19 эВ.
Таблица 1
Вычисленный показатель ¡3\ пологой компоненты при различных значениях (п пределах экспериментальных ошибок) се верхней границы Ез и наклона спектра !
/3 Е3, эВ Рг
3,1 4,5- 1019 2,6
3,05 4,8 • 1019 2,65
3,05 4,9 • 1019 2,7
3,0 4,9 • 1019 2,6
Существование в спектре пологой компоненты такой природы предсказывалось в работах [15 17]. Следуя результатам [17], можно ожидать, что в спектре с показа ь лем '3 « 3,0 — 3,1 пологая компонента при энергиях 2 ■ 1018 — 3 • 1019 эВ формируетея
космическими лучами, ускоренными в источниках с г < 0,2, т.е. удаленных 01 наг на расстояния до ~ 103 Мпк.
Выемка в спектре в области 5-1017 —2-1019 эВ может быть обусловлена следующими причинами [17]. Во-первых, в спектре частиц, ускоренных в источниках 1 : < I. она может появиться в области Е < 1019 эВ вследствие того, что частицы с К = 2-10'* 3 1019 э В теряют энергию, рождая е+е~-пары в поле реликтового излучения. Во-вторых, независимо от этого процесса, выемка образуется в области "сшивания" спек 1 ра с бо.кч-пологой компонентой.
По измерениям [10, 18] состав космических лучей в области Е > А ■ 10'' эВ изменяется. и в [10] это интерпретируется как переход от галактических космических лучей к внегалактическим. Если это так, то выемка в спектре образуется вследствие обеих причин.
По [17] спектр космических лучей имеет такую форму, если их источники заполняю 1 Вселенную неоднородно. Поэтому распределение по небесной сфере направлений прихода, ливней с энергиями 1018 —5-1019 эВ можно будет использовать для поиска возможной неоднородности в распределении источников космических лучей по небу на малш таба.х до ~ 103 Мпк. (Неоднородности такого масштаба в распределении активных галак! нк были обнаружены в работах [22, 23].)
Полученные выводы могут быть проверены в дальнейших измерениях спектра мимических лучей в области Е > 101' эВ на установках [8 11], а также на будущих установках [19, 20] и ШАЛ-1000 [21], которые будут иметь значительно лучшее жерь тическое и угловое разрешение.
Автор признателен Г. Б. Христиансену за обсуждение экспериментальных данны • С. И. Никольскому и А. И. Никишову за замечания.
ЛИТ ЕР АТ У Р А
[1] Берез ин с к и й В. С., Буланов С. В., Г и н з б у р г В. Л.. Догель В. А., П туск и н В. С. Астрофизика космических лучей. М . Наука, 1990.
[2] Дьяконов М. Н., Егоров Т. А., Ефимов Н. Н. и др. Космическое излучение предельно высокой энергии. Наука, Новосибирск, Сиб. отд. АН. 1991.
[а] Т е s h i in а М. Proc. 23rd ICRC, Calgary. Invited, Rapporteur and Highlighl Papers, 257 (1993). Eds. D. A. Leakhy, R. 13. Hicks, and D. Venkatesan, Singapoi. . World Scientific.
[4] 3 a, u e п и н Г. Т., Кузьмин В. А. Письма в ЖЭТФ, 4, 114 (1966).
[5] Greise п К. Phys. Rev. Lett., 16, 748 (1966).
[б] S t e с к e r F. W. Phys. Rev. Lett., 21, 1016 (1968).
[7] У p ы с о н А. В. Письма, в ЖЭТФ, 64, 71 (1996).
[8] Afanasiev В. N., 1) у а к о п о v М. N., Е g о г о v Т. A., et al. Proc. 2ltli ICRC, Rome, 2, 756 (1991).
[9] N a g a n о M. et al. J. Phys. G: Nucl. Phys., 18, 423 (1992).
[10] Bird 0. J., Cor bat о S. С., Dai H. Y., et al. Astrophys.. .)., 424. 49! (J 994).
[11] Lawrence M. A., Reid R. J. 0., Watson A. A. J. Phys. G: Nucl. Phys.. 17, 733 (1991).
[1.2] W i n n M. M., U 1 r i с h s J., D e а к L. S., et al. J. Phys. G: Nucl. Phvs.. 12. 653 (1986).
[13] L i n s I e у J., Cunningam G., Edge D. M., et al. Catalogue of Highest
Energy Cosmic Rays, no. 1. World Data Center C2, Japan, 1980. [11] В e r e z h к о E. G. Proc. 24th ICRC, Rome, 3. 372 (1995).
[15] H i I 1 a s A. M. Can. J. Phys., 21, 1016 (1968).
[16] Hill С. Т., Schramm D. N. Phys. Rev., D31, 564 (1985).
[17] Б e p e з и н с к и й B.C., Григорьева С. И. ЖЭТФ, 93, 812 (1988).
[18] Д ь я к о н о в М. Н., Егоров Т. А., Иванов А. А. и др. Письма в ЖЭТФ, 50, 408 (1989).
[19] С г о n i n J. W. Nucl. Phys. В (Proc. SuppL), 28В, 213 (1992).
[20] Т eshima М. et al. Nucl. Phys. В (Proc. Suppl.), 28B. 169 (1992).
[21] Ameev S. S., Chasnikov I. Y., Fomin Yu. A., et al. Proc. 24th ICRC. Rome, 1, 466 (1995).
[22] Липовецкий В. А. Сообщ. CAO, вып. 53, с. 47, CAO АН СССР, 1987.
[23] Артюх B.C., Оганнисян М. А. Письма в АЖ, 14. 888 (1988).
Поступила в редакцию 9 декабря 1996 г.
