CC BY
34
Николай Геннадиевич БАСОВ (К 75-летию со дня рождения)
14 декабря 1997 г. исполняется 75 лет со дня рождения выдающегося русского ученого, академика Российской академии наук Николая Геннадиевича Басова.
Н. Г. Басов родился в г. Усмани Воронежской области. Он участник Великой Отечественной войны. В 1946 г. Н. Г. Басов поступил в Московский механический институт боеприпасов (ныне Московский инженерно-физический институт), который и закончил в 1950 г. В Физическом институте им. П. Н. Лебедева РАН Николай Геннадиевич работает с 1949 г. по сей день.
В начале 50-х годов Н. Г. Басов и А. М. Прохоров создали новую область науки - квантовую электронику. Затем Н. Г. Басов со своими сотрудниками открыли и исследовали многие новые направления квантовой электроники. Невозможно перечислить все достижения Н. Г. Басова и его школы. Упомянем только некоторые из них. Прежде всего, это полупроводниковые лазеры и, в первую очередь, с инжекционным возбуждением, без которых невозможно представить ни современную связь, ни современную вычислительную и бытовую технику. Лазерный термоядерный синтез - это направление,
которое активно развивается во всех высокоразвитых странах мира. Мощные лазерные системы - фотодиссоционные, химические, электроионизационные, эксимерные, твердотельные, на вынужденных рассеяниях, которые находят широчайшее применение в научных исследованиях, измерительных устройствах, при технологической обработке материалов. Оптические стандарты частоты, которые используются как в службе времени России, так и для сличения частот национальных стандартов различных стран.
Н. Г. Басов всегда стремится к решению практических задач. Но задачи эти, как правило, носят столь глобальный характер (как, например, лазерный термоядерный синтез), что для их решения проводится широчайший научный поиск, в ходе которого открываются и новые направления в квантовой электронике, и новые физические явле ния. В качестве примеров можно привести явление хаоса в динамических системах, закономерности взаимодействия плазмы с лазерным излучением, высокочувствительную внутрирезонаторную лазерную спектроскопию, вынужденное энтальпийное рассеяние света в термодинамически неравновесных системах, обращение волнового фронта, электроионизационный синтез полимеров и другие.
Н. Г. Басов не только выдающийся ученый, но и выдающийся организатор науки. В течение многих лет он возглавлял ФИАН, способствуя его росту и развитию. По его инициативе и при деятельном участии были созданы крупнейшие ведомственны! лазерные институты, что привело к созданию и развитию лазерной промышленности
СССР.
Ряд лет Н. Г. Басов являлся членом высших органов управления Академии наук СССР и Страны, неизменно отстаивая в них интересы науки. Большое внима ние он уделял популяризации научных знаний, возглавлял научно-популярный журнал "Природа" и Всесоюзное общество "Знание". Н. Г. Басовым был создан специальнып факультет физики при МИФИ, и до сих пор он возглавляет кафедру квантовой электро ники этого института. С 1975 г. является редактором журнала "Краткие сообщения по физике ФИАН".
Заслуги Н. Г. Басова перед наукой и обществом оценены многими высшими научными и государственными наградами. Он лауреат Нобелевской премии, лауреат Ленинской и Государственной премий СССР. Н. Г. Басов награжден Золотой медалью им М. В. Ломоносова АН СССР, медалями ряда Академий и научных обществ различных стран мира. Он является почетным членом свыше двух десятков национальных Акаде мий, научных обществ и институтов. Н. Г. Басов - дважды Герой Социалистического Труда, награжден пятью орденами Ленина, орденом Отечественной войны II степени,
а также орденами и медалями ряда зарубежных стран.
Поздравляя Николая Геннадиевича с юбилееем, его коллеги и редколлегия журнала "Краткие сообщения по физике" желают ему крепкого здоровья, благополучия в семье, а также дальнейших научных успехов ему и возглавляемому им коллективу.
Редколлегия журнала "Краткие сообщения по физике"
УДК 539.1
ВОЗМОЖНЫЕ ОГРАНИЧЕНИЯ НА ИСТОЧНИКИ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ СВЕРХВЫСОКИХ ЭНЕРГИЙ
А. В. Урысон
Предложена модель, объясняющая спектр космических лучей, регистрируемых гигантскими установками в области энергий 101' — Ю20 эВ. Показано, что в области 1018 — 1019 эВ спектр, по-видимому, совпадает со спектром инжекции, показатель которого равен «3,2 — 3,3. Пологая компонента в области (3,2 — 5) • 1019 эВ обусловлена торможением внегалактических протонов на реликтовых фотонах. При энергиях, превышающих 3,2 -1019 эВ, спектр не имеет чернотелъного обрезания. Обсуждается возможность исследования эволюции внегалактических источников на основе данных о космических лучах сверхвысоких энергий.
Происхождение космических лучей сверхвысоких энергий Е > 101' эВ до конца не выяснено. Экспериментальные данные свидетельствуют, что космические лучи с энер гией Е > 4 • 1019 эВ являются, по-видимому, внегалактическими [1 - 3]. Если это так, то их спектр может иметь чернотельное обрезание [4, 5]. Если же источники протонов удалены от нас не более 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 • 1019з.В являются, по-видимому, ядра активных галактик, удаленные от нас не более чем на 40 Мпк, если постоянная Хаббла 75 км/с ■ Мпк. В таком случае спектр протонов не имеет чернотельного обрезания. В настоящее время экспериментальные данные, полученные на разных установках [8 13], не подтверждают и не опровергают его наличие.
Происхождение космических лучей в области 101' < Е < 1019 эВ определяют на основе не только спектра, но также анизотропии и химического состава [1-3]. Однако существующие экспериментальные данные недостаточно определенны для того, чтобы выяснить, галактическими или внегалактическими являются космические лучи таких энергий.
Для объяснения формы спектра в области Е > 1017 эВ исследовались разные модели. Следуя результатам [14 - 17], спектр может иметь сложную форму, если он формируется внегалактическими протонами, источники которых удалены от нас на расстояния до сотен Мпк. С дрругой стороны, моделирование траекторий заряженных частиц в галактических магнитных полях показало, что космические лучи в области 10!' — 1018э.б являются галактическими, либо имеют смешанное происхождение - они ускоряются в Галактике и в Местном Сверхскоплении [18, 19].
В данной работе предложена модель для объяснения спектра протонов с энергиями 1017 — Ю20 эВ и обсуждается возможность исследования эволюции источников космических лучей на основе спектра в области сверхвысоких энергий.
Спектр космических лучей в области Е > 101' эВ имеет сложную форму [3, 8, 10]: при энергии Е и 5 • 1017 э В наклон спектра 7 возрастает от 7 « 3,0 — 3,1 до 7 и 3,2 — 3,3 (ошибка в определении 7 составляет 0,02 - 0,06), а в области Е и 1019эВ уменьшается до значения 7^2,6 — 2,7 - в спектре появляется пологая компонента. Ошибка в определении наклона пологой компоненты составляет 0,1. (Наклоны спектра в [11 - 13] не приводятся.) Спектры космических лучей, измеренные на установках [8 - 12] и нормированные по энергии так же, как это было сделано в [3], приведены на рис. 1.
Распространение космических частиц в Галактике можно описать в рамках диффузионного приближения, если их энергия не превышает 101' — 1018 эВ [18]. Кроме того, в работах [20 - 22] было показано, что частицы с зарядом Z перестают распространяться диффузионно, если их энергия превышает некоторое значение EQZ, причем в области энергий Е > Ео^ спектр частиц совпадает со спектром инжекции, 7 = 70. (Отметим, что в [20 - 22] этот результат получен разными методами: в [20, 21] он обусловлен дрейфом космических лучей сверхвысоких энергий в крупномасштабных магнитных полях, в [22] - переходом к бесстолкновительному распространению частиц в среде, где они возбуждают МГД волны.) Оценка энергии Е0 » 2 • 1018 эВ была получена из численного моделирования траекторий частиц в галактическом магнитном поле [1].
Химический состав космических лучей в области 1018 — 1019 эВ пока не выяснен.
^ (Е31(Е))(м2 с ср эВ2)
1 1-'-»---■-Л-г
25
41 иШ
24
1
17
18
19
20
1в (Е, эВ)
Рис. 1. Спектры космических лучей при Е > 1017 эВ, нормированные по энергии так же, как в [3], по измерениям на установках: X - Якутской [8], • - Акено и АС АЗА [9], □ - Мушиный глаз [10], О ~ Хавера Парк [11]. Сплошная линия - теоретический спектр, полученный в модели галактического происхождения космических лучей при Е < Еьь и внегалактического при Е > Еьь-
По измерениям [23] доля протонов систематически увеличивается, начиная с энергш ~ 1016 эВ, так что в области Е > 1018 эВ в составе космических лучей преобладают протоны. По данным [10] состав изменяется в диапазоне 4 • 101' — 4 ■ 1019 эВ следующим образом: вначале в нем преобладают ядра железа, а затем остаются только протон и
Примем, что при энергиях Е > 1018 эВ в составе космических лучей преобладают протоны. Тогда спектр протонов совпадает со спектром их инжекции при энергиях Е > 2 • 1018 эВ.
В области Е > 2-1018 эВ наклон измеренного спектра возрастает. Это означает, что, по-видимому, при энергии Е > 1018 эВ наклон спектра инжекции протонов 70 примерно равен 3,2 - 3,3.
По-видимому, частицы с энергией Е > Еьь ускоряются в основном в источниках, удаленных от нас не более чем на 40 - 50 Мпк [7, 24, 25], и вследствие этого их спектр не имеет чернотельного обрезания. Если это так, то показатель спектра в этой области совпадает с показателем спектра инжекции 70. Примем, что в области Е > Еьь спектр инжекции такой же, как при Е > 2 • 1018э£. Тогда в области Е > Еьь наклон спектра равен 7 = 3,2 — 3,3,
Частицы с энергией Е > Еьь, распространяющиеся от источников, удаленных от нас на расстояния более 40 Мпк, будут взаимодействовать с реликтовым излучением до тех пор, пока их энергия не уменьшится до величины Е « (3,2 — 5) • 1019 эВ. Частицы таких энергий могут не испытать ни одного взаимодействия в межгалактическом пространстве, т.к. их пробеги в поле реликтового излучения будут достаточно велики, Л > 1000 Мпк [6]. Это приведет к тому, что протоны с энергией Е > 3,2-1019 эВ "перекачаются" в более узкую область Е ~ (3,2 — 5) ■ 1019 эВ, и в результате наклон спектра в ней изменится от 7 > 3,1 до 7^
оо Е3
I Е"ус1Е = I Е^ЧЕ,
Еьь Еьь
где Е3 - верхняя граница диапазона энергий пологой компоненты. Величину 71 найдем из данных [3, 8 - 13]. Измеренное значение Е3 составляет ~ 4-1019 эВ, а энергия частиц определяется с ошибкой ~ 20 — 30% [8, 10]. Поэтому мы оценили показатель 71 для нескольких значений Е3 в интервале 4 • 1019 < Е3 < 5 • 1019 эВ и нескольких значений 7 в интервале 3,1 < 7 < 3,3. Вычисленные значения 71 приведены в табл. 1. Энергетический диапазон пологой компоненты с учетом ошибки в определении энергии 30% составляет (2 — 5) • 1019 эВ. Он согласуется с результатами измерений [8, 9, 11 - 13] и не противоречит данным моноизмерений, приведенным в [10].
Таблица 1
Вычисленный показатель 71 пологой компоненты при различных значениях (в пределах экспериментальных ошибок) ее верхней границы Е3 и наклона спектра 7
7 Дз, эВ 71
3,0 4,9- 1019 2,6
3,05 4,8- 1019 2,65
3,05 4,9-1019 2,7
3,1 4,5- 1019 2,6
3,2 4,5- 1019 2,7
3,3 4,2 • 1019 2,7
Возможное существование в спектре пологой компоненты такой природы предсказывалось в работах [14 - 16].
Теоретический спектр, полученный на основе предложенной модели происхождения космических лучей, показан на рис. 1. Он нормирован по измеренной интенсивности
при Е « 7 • 1019 эВ. В расчетах было принято, что область энергии пологой компоненты составляет Е та (3,2 — 5) • 1019 эВ. Теоретический спектр согласуется с данными измерений в пределах ошибок.
Рассмотрим наклоны спектров в области Е > 1019э£. Из табл. 1 видно, что на основе предложенной модели можно получить показатель 71, который согласуется с наклоном пологой компоненты.
Для оценки наклона измеренного спектра в области Е > Еьь воспользуемся сводкой экспериментальных данных из работы [3]: к 1993 г. всего было зарегистрировано 881 событие с энергией Е > 1019 эВ, 7 событий с Е > №20 эВ и 2 события с Е > 2 • Ю20 эВ. Для степенного спектра, в котором N частиц имеют энергию не меньше Е, N(> Е), выполняется соотношение ЛГг(> Е\)/Ы2(> Е2) = (Ех/Е2у+1, и из него получаем 7 = 3,при Е1 = 1019 эВ, Е2 = Ю20 эВ.
Некоторые из 881 события имеют энергию в интервале « (1 — 3,2) • 1019 эВ и составляют пологую компоненту. Поэтому в области Е > 3,2- 1019 эВ показатель спектра будет больше, чем полученная оценка: 7 > 3,1 и следовательно, 70 > 3,1.
Если чернотельное обрезание отсутствует, спектр протонов совпадает со спектром инжекции в двух областях: 2 • 1018 < Е < 1019 эВ и Е > 3,2 • 1019 эВ. Оценки наклона спектра в этих интервалах согласуются: 7 = (3,2 — 3,3) и 7 > 3,1; следовательно, измеренный спектр, по-видимому, не имеет чернотельного обрезания. (В работе [3] на основе этих же экспериментальных данных был сделан вывод о его возможном существовашн' В ней предполагалось, что если обрезания нет, то наклон спектра при Е > Еьь совпадав: с наклоном пологой компоненты.)
Рассмотрим, как меняется спектр инжекции космических лучей в разных энергетн ческих интервалах, пользуясь результатами, приведенными выше.
В области Е < 101' эВ спектр протонов связан со спектром инжекции соотношением [1]: N(> Е) ос , где параметр р описывает зависимость коэффициента диффузии
О от энергии, Б ос ЕПо измерениям [26] р. — 0,3 — 0, 7 при энергии несколько ГэВ/н, по измерениям [27] ц — 0,6 при энергии « 1 ТэВ/н, а из анализа диффузионной модели [18] ц — 0,15 — 0,20 в диапазоне Е = 109 — 10х' эВ. Наклон спектра космических лучей при Е < 3 • 1015 эВ равен 2,75, и отсюда показатель спектра инжекции в этой области составляет 70 ~ 2,2 при р. = 0,6 и 70 ~ 2,6, при // = 0,15 — 0,2.
Спектральный индекс 70 в области 3 • 1015 — 1018 эВ определить трудно, т.к. пока неясно, по каким причинам меняется наклон спектра космических лучей при Е > 3 х 1015 эВ. Частицы с зарядом Z ускоряются до энергий Е < 1015/^ э^, по-видимому,
при взрывах сверхновых [28]. Согласно работам [18, 29, 30], наклон спектра меняется вследствие распространения и последующего доускорения частиц в Галактике. Кроме того, возможно [3], что при больших энергиях протоны ускоряются в других (пока неустановленных) процессах, и их спектр инжекции изменяется.
Таким образом, если в области Е > 1018эБ в составе космических лучей преобладают протоны [23], то возможно, что наклон спектра инжекции меняется следующим образом: он увеличивается до значения 70 ~ 3,2 — 3,3 при Е > 1018 эВ по сравнению с областью Е < 3 • 1015 эВ, где наклон не превосходит значения 2,6 (2,2 < 70 < 2,6).
По-видимому, частицы с энергиями Е > 1018 эВ распространяются прямолинейно и в Галактике [21, 22], и за ее пределами [31]. Энергия протона, испущенного в эпоху с красным смещением г, уменьшается в межгалактическом пространстве из-за красного смещения, образования е+е~-пар и пионов [1]. Пусть Ео(г) - энергия, которую должен иметь протон в эпоху генерации для того, чтобы при 2 = 0 его энергия была равна Е. Учтем, что светимость и плотность источников в сопутствующем объеме увеличиваются с ростом их красного смещения 2. Тогда плотность энергии внегалактических частиц ьиед(Е)(1Е в интервале Е, Е 4- с1Е равна
где пед(г) - плотность внегалактических источников, ЬСТ(Е0)(1Е - их светимость в космических лучах в интервале Е0, Е0 + с1Е, т(г) - время распространения частиц. Предел интегрирования гт;п соответствует расстоянию, которое частицы могут пройти практически без потерь. По [6] оно составляет ~ Юкпк, и поэтому гт,„ и 0,003. Верхний предел гтах составляет, по-видимому, 3-4 [32, 33].
Плотность энергии ъиед(Е)(1Е можно найти из спектра космических лучей: гиер(> Е) = (47г/с) / 1{Е)ЕйЕ, где 1(Е) - интенсивность космических лучей с энергиями Е,с = 3 • Ю10 см ¡с. (Энергетические требования к источникам частиц сверхвысоких энергий обсуждаются в [1].)
В настоящее время модели космологической эволюции источников недостаточно определенны [34, 35], чтобы из них можно было получить оценки плотности и светимости источников пед(г) и Ьсг(г). Неясно также, связано ли энерговыделение источника с эффективностью ускорения частиц. Наиболее мощные внегалактические источники пока не удалось отождествить с возможными источниками космических прогонов с Е и 1020 эВ [31]. Наоборот, в [7] с источниками таких протонов были отождествлены ядра активных галактик, излучающие умеренные потоки в радио- и рентгеновском
диапазонах. Из предложенной модели можно получить оценку интеграла
гиед(> Е) = I пед ООМВДМ*)«**.
Например, согласно рис. 1 при энергии Е — Еьь! {^Еьь)Е3^ ~ 1024,5 (м2 ■ с ■ ср • эВ 2) а,н отсюда гпед(> Еьь) ~ 4 • Ю-21 эрг/см3.
Возможно, что наклон пологой компоненты отражает, насколько удалены источник!! протонов, которые ее формируют. Чем дальше от нас находится источник, тем большую энергию в среднем теряет протон, проходя межгалактическое пространство. Размеры пустот между галактиками составляют 2,5 —100 /г-1 Мпк, между кластерами галактик - 100 — 250 Л-1 • Мпк [36]. Поэтому, если источники за пределами Местного Сверхскопления удалены на расстояния г > 100 Мпк, наклон пологой компоненты будет больше, чем в случае, когда г < 100 Мпк. Тогда, исследуя пологую компоненту, можно найти оценку расстояний, с которых приходят протоны. Пока такой анализ провести трудно из-за большой экспериментальной ошибки в наклоне спектра при Е > Еьь-
Перечислим кратко полученные нами выводы.
Несмотря на сравнительно большие статистические ошибки, из результатов измерений следует, что спектр космических лучей не имеет чернотельного обрезания, а пологая компонента образуется в результате торможения внегалактических протонов с Е > 3,2 • 1019 эВ в поле реликтовых фотонов. Это заключение сделано на основе следующих экспериментальных фактов и предположений.
1) В области Е < 1019 эВ космические лучи являются галактическими, а при Е > 1019 эВ - внегалактическими. Внегалактическая природа космических лучей подтверждена экспериментально в области Е > 4 • 1019 эВ [1 - 3, 8 - 13].
2) Спектр инжекции внегалактических протонов имеет такой же наклон, как и спектр инжекции галактических протонов при Е > 1018 эВ.
3) Наклон спектра инжекции галактических протонов при Е > 1018э# составляем 3,2 - 3,3, что следует из теоретических работ [20 - 22], посвященных распространению галактических космических лучей.
4) В области Е > 1018 эВ в составе космических лучей преобладают протоны в соответствии с результатами измерений на Якутской установке [23]. Такое изменение химического состава с энергией не подтверждено на установке Мушиный глаз [10].
В предыдущих исследованиях (см., например, [3]) делается противоположный вывод о существовании чернотельного обрезания в спектре космических лучей, но тогда трудно объяснить происхождение протонов с энергией Е > 1020 эВ, которые были за регистрированы на установках [8 - 13].
Предположение о том, что пологая компонента может иметь указанную выше природу, высказывалось в теоретических работах [14 -17].
Кроме того, мы предложили использовать космические лучи сверхвысоких энергий для исследования эволюции внегалактических источников, именно, на основе спектра космических протонов сверхвысоких энергий определять расстояния до источников, их интегральную по z плотность и светимость. Ранее вычисления спектра протонов проводились с учетом простой зависимости светимости и плотности источников от z, для того, чтобы объяснить измеренный спектр [1]. Однако оказалось, что эволюция источников имеет более сложный вид, и пока она количественно не выяснена [34, 35].
Полученные выводы могут быть проверены в дальнейших измерениях спектра космических лучей в области Е > 101' эВ на установках [8 - 11], а также на установках [37, 38] и ШАЛ-1000 [39], которые будут иметь значительно лучшее энергетическое разрешение.
Я признательна С. И. Никольскому и Г. Б. Христиансену за обсуждение экспериментальных данных, В. А. Догелю и В. С. Птускину за обсуждения моделей распространения галактических космических лучей, Ю. Н. Ветухновской, Б. В. Комбергу и О. К. Сильченко за некоторые замечания о внегалактических источниках.
ЛИТЕРАТУРА
[1]Березинский В. С., Буланов С. В., Гинзбург В. Л. и др. Астрофизика космических лучей. М., Наука, 1990.
[2] Д ь я к о н о в М. Н., Егоров Т. А., Ефимов Н. Н. и др. Космическое излучение предельно высокой энергии. Новосибирск, Наука, Сиб. отд. АН, 1991.
[3] Teshima М. Proc. 23rd ICRC, Calgary. Invited, Rapporteur and Highlight Papers, 257 (1993). Eds. D. A. Leakhy, R. B. Hicks, D. Venkatesan. Singapore-N.Y.-London-Hong-Kong: World Scientific.
[4] Зацепин Г. Т., Кузьмин В. А. Письма в ЖЭТФ, 4, 114 (1966).
[5] G г е i s е п К. Phys. Rev. Lett., 16, 748 (1966).
[6] S t е с k е г F. W. Phys. Rev. Lett., 21, 1016 (1968).
[7] У p ы с о и А. В. Письма в ЖЭТФ, 64, 71 (1996).
[8] A f a n a s i e v B. N., D y a k o n o v M. N., E g o r o v T. A. et al. Proc. 24th ICRC, Rome, 2, 756 (1995).
[9] N a g a n о M. et al. J. Phys. G: Nucl. Phys., 18, 423 (1992).
Bird О. J., С о г b a t о S. С., Dai Н. Y. et al. Ар. J., 424, 491 (1994). Lawrence М. A., R е i d R. J. О., Watson A. A. J. Phys. G: Nucl. Phys., 17, 733 (1991).
Winn M. M., Ulrichs J., D e а к L. S. et al. J. Phys. G: Nucl. Phys., 12, 653 (1986).
Linsley J., Cunningam G., Edge D. M. et al. Catalogue of Highest
Energy Cosmic Rays, N 1. World Data Center C2, Japan, 1980.
H i 1 1 a s A. M. Can. J. Phys., 21, 1016 (1968).
Hill С. Т., Schramm D. N. Phys. Rev., D31, 564 (1985).
Березинский В. С., Григорьева С. И. ЖЭТФ, 93, 812 (1988).
Берез и некий В. С., Григорьева С. И., Догель В. А. ЖЭТФ,
96, вып. 3, 798 (1989).
Ptuskin V. S., Rogovaya S. I., Zirakashvili V. N. et al. A&Ap., 268, 726 (1993).
P о с h e p k i n D. N., Ptuskin V. S., Rogovaya S. I. et al. Proc. 24th ICRC, Rome, 3, 136 (1995).
Syrovatskii S. I. Comm. Astrophys. Space Phys., 3, 155 (1971). Berezinsky V. S., Mikhailov A. A., Syrovatskii S. I. Proc. 16th ICRC, Kyoto, 2, 86 (1979).
D о g i e 1 V. A., G u r e v i с h A. V., Z у b i n K. P. A&Ap., 281, 937 (1994). Дьяконов M. H., Егорова В. П., Иванов А. А. и др. Письма в ЖЭТФ, 50, 408 (1989). Dyakonov М. N., Ivanov A.A., Knurenko S. Р. et al. Proc. 23rd ICRC, Calgary, 4, 303 (1993).
Rachen J., Stanev Т., Biermann P. A&Ap., 273, 377 (1993). P г о t h e г о e R. J., Johnson P. A. Proc. 24th ICRC, Rome, 3, 309 (1995). Webber W. R. Composition and Origin of Cosmic Rays. Ed. M. M. Shapiro. Dordrecht: D. Reidel, P. C. 1983.
S w о r d у S. P., M u 11 e r D., Meyer P. et al. Ap. J., 349, 625 (1990). Berezhko E. G. Proc. 24th ICRC, Rome, 3, 372 (1995). A x f о r d W. I. Ap. J. Suppl., 90, 937 (1994). Bell R. A. Mon. Not. R. Astron. Soc., 257, 500 (1992).
Hayashida N., Honda K., Honda M. Phys. Rev. Lett., 77, 1000 (1996). Kühr H., Witzel A., Pauliny-Toth I. I. K. A&Ap. Suppl. Ser., 45, 367 (1981).
[33] Hewitt А. H., В е г Ь i d g е G. А&Ар. Suppl. Ser., 69, 1 (1988).
[34] Romberg В. V., Kravtsov А. V., Lukash V. N. Mon. Not. R. Astron. Soc., 282, 713 (1996).
[35] S i n g a 1 A. K. Mon. Not. R. Astron. Soc., 263, 139 (1993).
[36] Einasto J., Einasto M., Gramann M. Mon. Not. R. Astron. Soc., 238, 155 (1989).
[37] T e s h i m a M. et al. Nucí. Phys. В (Proc. Suppl.), 28B, 169 (1992).
[38] С r o n i n J. W. Nucí. Phys. В (Proc. Suppl.), 28B, 213 (1992).
[39] A m e e v S. S., С h a s n i к o v I. Y., F о m i n Yu. A. et al. Proc. 24th ICRC, Rome, 1, 466 (1995).
Поступила в редакцию 9 июля 1997 г.
