Динамические эффекты космических лучей во внешней гелиосфере и галактике тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

ИНСТИТУТ ЗЕМНОГО МАГНЕТИЗМА, ИОНОСФЕГН И РАСПРОСТРАНЕНИЯ РАДИОВОЛН

на правах рукописи

ЗИРАКАШВМИ Владишф Николаевич

ДИНАМИЧЕСКИЕ ЭФФЕКТЫ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ ВО ВНЕШНЕЙ ГЕЛИОСФЕРЕ И ГАЛАКТИКЕ

Специальность 01. ^ - астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата Физико-математических наук

Уоскт -

работа buuojiueaa ь Институте земного магнетизма, ионо сферц и распространения радиоволн. На>ч1шй руководитель: до, .тор физико-математических наук

ИТУСЖИН B.C.

¡щтцналиши оипонинти: доктор физико-математических нэдк

ВЕСЕЛОЬСКИЙ И.О. (НИИЯФ МГУ, Москва) кандидат физико-математических наук КУЗНЕЦОВ В.Д. (ИЗМ11РАН) Пильни Dpiuiwaaiuhi: Фиаико технически!! институт

int. А.Ф.Иоф}©, г ГСшкт-Петербург

Ьшил a ooeioiiiUH ^Фоьраш 1£гСт. ti А. на заседании Онеи.иалн^ироьы tui'o Сиьета Д.Оий.бЗ.Ш ИЗШРАН по ад русу: j'.'iрошн. Цджоьекой области шроезд аьтобусом

S3I от от. метро "Теплий стан" до остяноьки "ИЗМИРАН"/.

(! uuxepi'uitHuil мошо ознакомиться ь библиотеке ИйШРАН.

Автореферат разослан ' 2. У" января fSi»2r.

Ученый секротарь Сшишишзярованниго Сонета, к.ф. м.н.

Ь'рошенко Е.А.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность теш. Космические лучи (КЛ) - быстрые частицы естественного происхождения являются ваишм источником астрофизической информации. Изучая состав, распределение по энергиям (энергетический спектр), градиента, анизотропию КЛ и другие характеристики можно получать сведения о Физических процессах, происходящих в областях их генерации и распростра нения. , :

Частицы КЛ, блуждая в Галактике, взаимодействуют с гялп ктическши магнитными полгали и вступают в ядерные реакции п частица;® фоновой плазмы. Следовательно, КЛ могут давать косвенные донные о магнитном поло и концентрации газа в Галактика. Прежде чем попасть на Землю, галактические КЛ полтпш пр11 одолеть область внешней гелиосфери, где они подвергаются tos -действию радиально направленного потока плазмы - солнечного ветра с вморотагашми в него межпланетными магнитными нолями, а затем пройти магнитосферу Земли. Следователя!-:, по наблюдм-телышм данным о КЛ можно судить о физических характеристикам в этих областях.

КЛ могут быть не только источником информации, но такке играть и динамическую роль. Дело в том, что обладая пренебрежимо малой по сравнению с фоновой плазмой плотностью, газ КЛ обладает достаточно большой внутренней энергией и давление:-! (это следствие больной энергии частиц).По современным оценкам давление КЛ в галактическом диске Р - 10~12 эрг/см-3. Это величина сравнима с давлением газа и магнитного поля. Следовательно, КЛ могут играть ваютуи дшэмическум ооль в Галактике.

Динамические аффекты галактических KJI следует учитывать и при решении задачи о взаимодействии солнечного ветра с межзвездной средой. Кроме тою, lui могут сильно изменять свойства среди, в которой они распространяются. Б частности, известно,что КЛ могут возбуждать магнитогидридинамические (Ш'Д) волны за счет покжоьой неустойчивости. Возоуждение волн происходит при движении газа КЛ со средней скоростью, превышающей фазо-ьую скорость волн. По существу происходит "мазернал" раскачка колеоаний. Такая ситуация возмогла как в гало Галактики при вытекании КЛ, источники которых сосредоточены в'галактическом диске, так и и Оолночной система щ системе отсчета, оьизшшой с олашпшм плазмы солнечного ветра нкеется дейу-зиошшИ тик галактнческ \ КЛ). Вс1.:Шость Ш'Д bojîh для астро^л-ицки КЛ состоит в шм, ч!'0 1>ти волны могут определять прост-раисшчнную диффузцы КЛ.

Основными полями работы являются: i. Построение модели модуляции интвцспшости галактических КЛ ьо внешней гелиосфере о учетом возбуждения Ш'Д волн за счет потоковой неустойчивости релятивистских частиц и влияния давления КЛ на течение солнечного ветра.

?.. Построите модили течения галактического ветра с учетом действия КЛ, регулярного магнитного ноля п вращения Галактики.

3. Решение) задачи о фондировании энергетического спектра КЛ в галактическом ветре и возбуждении ими Ш'Д турбулентности.

4. 1;асчит диффузионной мидели распространения КЛ высоких знершй в Галактике, включающей эффект дрейфа частиц в галактическом магнитном пол...

Научная новизна. Впервые рассмотрена самосогласованная модуляция галактических КЛ во внешней гелиосфере. Получены уравнения, описнвлющие распространение КЛ и возбуждение голи МГД турбулентности. Учтена'спиральная структура межпланетного магнитного поля.

Развитый метод впервые применен для решения задачи о взаимодействии солнечного ветра с межзвездной средой с учетом давления КЛ.

Впервые построена модель галактического ветра, учитывающая совместно давление КЛ, магнитного поля и эффекты, возникающие из--на вращения Галактики.

Впервые рассмотрена самосогласованная модель распространения КЛ ь галактическом ветре. Коэффициент диффузии КЛ определяется уровнем МГД турбулентности, возбуждаемой КЛ.

Впервые рассмотрена диффузионная модель распространения КЛ высоких энергий, учитывающая дрейф частиц щ неоднородном магнитном пиле Галактики и позволяющая ооъшшгь "излом" в спектре КЛ при К = 3-НгТэВ.

11 р -1 к '1 п' 1 е с к а я ценность. Предложению модели, учитивакшв динамические Зфф».-КТЫ КЛ позволяют лучше донять структуру внешней геллооК-ри и Галактики. Изложенные в диесергационноЯ работе модели модуляции и распространения КЛ в Галактике могут сыть попользованы при анализе данных наблюдений КЛ, в и-полняемих на Земле и в космическом пространстве. Модель с галактическим ветром может быть использована для для интерпретации данных измерений галактического магнитного поля, интенсивности 'л поляризации • синхротронного излучения Галактики и т.д. Полумшше в диссертации результаты могут Найти при-

менение ь исследованиях но астрофизике, проводимых в ФИАЛ, ШХШ, ШШ, 1ШИЯФ MI-J, Ф1И им. А.Ф.Иоффе и других.

На защиту juHogwvH методы и результата расчетов :

I.' самосогласованной мидели модуляции интенсивности ¡01, генерации МГД турйулиь iii .ein, возбуждаемой KJI, и торможения солнечного ветра tiu ьмчп'Пой тлиоефаро ;

?.: точении галактически,, ветра, с учетом давления КЛ, ышшши магнитного ноли и еффжтоь, возникающих из за ьраще пин Галактики;

Л, Cüf.üjüorjun.-ubytifiuli ДИфрузИоННО -КиПВаКЦИиШЮЙ МОДУЛИ распространены КЛ h галаынческом ьитре;

4.' iu44iy:jini IUI высоких utiopnifl и 1'алакчикь с учетом Aptîlllii «liiiviim и Пиици .родним магнитном ноли, чю позволяет оОиюшт, jiuOJuwtuMüfl "излом" ь сшжтре КЛ при К -3- 1UfT:>i5.

AiiEî^Miûîi! liLi^Iii-

uciiobHUij риаульташ, цилучешше ь диссертации, доклады вались и оОиуаднлииь на коллоквиуме KuCiLAP, Ьаршава 1ЧЗУ, ни V симпозиуме КАШ' пи хштчни зишюй физике, Самарканд is?tw, Hü Всесоюзной конференции по космическим лучам, Дагомыс 1990, нц 22-й Международна конференции но космическим лучам, Дуо-лиа I9'jI и на иОщеинституч'ским теоретическим семинаре ш-.МШ'АН.

QiWÜ'ilUÜ.Ji pilOoTU. Диссертация СОСТОИТ ИЗ Ы'.е.Де-

и.m, трех глав основного содержании, заключения и двух нрпло алшй. она содержит Ii4 страниц машинописного текста, илючая библиографический ишсок лшератури и:, ùd наименований, 12 рисунков а подписи к ним.

ОСНОВНОЕ СОДЕРЖАНИЕ РАБОТ»

Но введении показана актуальность теми диссертации, коротко изложены проблемы астрофизики IUI, затронутые в.ней и то повое, что вносится в решение очерченного круга проблем. Кра ■ тко описана структура диссертации.

В Главе I рассматривается самосогласованная модуляция интенсивности KJI во внешней гелиосфере и задача о взаимодействии солнечного ветра с межзвездной средой, учитывающая давление И.

В §2 описывается используемая модель магнитного гголя (спираль Паркера) и вычисляется инкремент ШГД волн, распространявшихся вдоль шля. Распространение КЛ описывается конвек-иишшо-диффузионным уравнением переноса:

— - v,D. .v.f + u.v.f

dt

i ij J о

i. i о

(vivi

0Jc dp

= 0

(1 )

Здесь IKj - тензор диффузии КЛ, u.^ - вектор скорости солнечного ветра, i - изотропная часть Функции распределения КЛ.

инкремент нарастания волн, распространяющихся вдоль поля (для простоты был рассмотрен только этот случай) дается выражением:

Г(к.) =

n^eV

а

к ,1-1

ZeB Р<

Jd3p<1

'] +ö(kl

и2)

dt

Эр

к LL + ^в

К-цЦ + üf4

fkjY (О

- И I 1 01

^ I р ЭЦ

Ео.нюЕой вектор,, Ze

заряд частицы, v - альфвенов-

с

- ь -

екая скорость, ц - косинус питч-угла, р - импульс частицы, Г-функпия распределения КЛ, усредненная по гироьращению, В -индукция магнитного поля, ш - частота волны. Далее считается, что во внешней гелиосфере присутствует только возбуждаемая КЛ турбулентность МГД волн. Ь диффузионном приближении инкремент (2) принимает вид:

и;

геВ ко

где = Б^В - единичный вектор, направленный вдоль поля: И1 (к)- плотность энергии волн, знаки + и - соответствуют противоположным направлениям распространи ия волн.

В §3 получена и приближенно решена система уравнений, описывающая распространение КЛ и ьозбуждение ими МГД турбулентности во внешней гелиосфере. Как видно из выражения (3), инкремент положителен для волн, распространяющихся к Солнцу. Если считать, что во внешней гелиосфюре имеется турбулентность только таких волн, определяющих рассеяние частиц КЛ, то в стационарных условиях получается следующая система уравнений (¿"(к) - кУШЮ):

и)

2? а С..........г г

и 5Т, + 3 ? л (К) ¿11 - ИГГ- - цщ j сиыи 1-1

ко

О

Эг

Гос1'П\, Г 1 ^

Й- Г'Ш

ЗГ - аг

4 !г - 0 15'

Здесь зависимость мчппгаыо пили В и угла м.;вду радиус-ьек

'ором и полем а от координат описывается моделью Паркера:

в м 1вф|= во г • 003 а = гта • * >> го/г • г>>гоГ(6)

Г'де В0 = З'Ю-5 Гс - азимутальная компонента поля у Земли при г = г0= 1 а.е., т? - солнечная коширота.

Приближенное решеште системы (5),(6) можно получить, если считать, что зависимость функций ¿(к) и (р) от их аргументов слабая и пространственный масштаб изменения £(г) и Г0(г) мал, то есть

01 о Г ££ г

г" ' Зг >> ? • (7)

Тогда из уравнения (4) получается:

[ЪеЩ _ 4% уао 4 го г ,я.

где Уао^ 34 км/с - альфвеновская скорость при г>>г0.

Сравнение (5) принимает вид:

4 О)

где

а = ---(Ю)

о о

Если считать, что область сверхзвукового солнечного ветра ограничена ударным переходом на расстоянии г=Н=60 а.е. на кото-

ром функция распределения КЛ i0(p) примерно равна межзвездной i (р) (это по-видимому справедливо для частиц с энергиями Е^;> 200 МэВ), то решение уравнения (9) имеет вид;

, аГ. (р) о -,-4-1 10(г,р) с ie(p) [и -f— (Р3- г3)} (11)

При принятых параметрах модели « 5 -1011 p3f^ (р).

Проверка условия (?) приводит к неравенству Ек < 10 ГэВ (использовался межзвездный спектр 1(Ер= 1.93 - (Ek+mpc2)"2*'7 частиц-(см2 'С-ср'ГэВ)~1, Et_> 30 МэВ/н). При этих анергиях вн-раженко (11) справедливо при iv 40 а.е,

Плотность энергии волн (8) обеспечивает радиальный коз^-фиинент диффузии

[1 - В,соа2а - ——--öd+af„(R3-r3)/3) (12)

" » fe(p)ar f'

отсюда I) (г=К)«2.5-1 ü10(piftj(p)alnö) "'см2/с. Для частиц г; энергией Ек-1ГаВ p3ffc(p)*< 1.6-10"11см"3 и Dri« 1.6- lO^Völn'1 см2/с. Эта величина в районе гелиоэкватора даже несколько меньше типичного среднего коэффициенты диффузии обичт ири-нимаего для гелиосферы I) = 10cf см"/с, что подчеркивает фективность рассматриваемого самосогласованного механизма модуляции ГЛ.

В §4 рассматривается тормоаишш солнечного ветра ь> шашней гелиосфера с учетом влияния КЛ. Используются уравне нпи гидродинамики с КЛ и азиму .-алышм магнитным полем вблизи гелиоэкватора (стационарный случай):

др(Г2ри) = О

(13)

ри Ш = - §г(Рё + рс + + V

(14)

а гг

ри

Ф + + [твирв- К + ЗР„и + 2Рти

= 0(15)

г-2 а

г дг

4Г-

Тс-Г1ТсиРс

5Рс

Эг"

Л"

<3г~

д-р дтз

г"2 ^(Зиг2Р0) = и ^ + Уа д^ со за

(16)

(17)

Здесь р - плотность газа, и - его скорсть, Р ВР0»Р№,Р11|-давления газа, НЛ, МГД-турОулвнтности и магнитного, поля; ур и 7 -показатели адиабаты газа и КЛ, К - коэффициент диффузии ИЛ. Магнитное поле считается вмороженным в плазму.•

В приближении, аналогичном (7) из этой системы получается уравнение для скорости солнечного Еетра (пренебрегается давлениями газа и МГД турбулентности):

К

2Р „ "и • 3-1

< то 2

р и„ и . •

<Эи

- =(и-ио)(и-ида)

ГТс!1 + Р ±1°_' 2 то-Рои.^

(18)

Здесь индекс "О" соответствует величинам в невозмущенном сол-

нечном ветре, и случае, если отношение

то роио

достаточно ма-

ло, уравнение М8) описывает плавный переход скорости и(г) от игольного значения и к конечному и . Последнее определяется

Тода^й:

и = и

1 70-1 + 7С

Р +Р со то

2 7„+1 7 +1

'« '.: " О I

О О

/

ГТ VI + -

-р, +р

-- 2Р ,2—7

гап I

(19)

2 7+1 ; J р и: 7,+ 1

'с 'с .■ О го о 'о

Ширша перехода зависит от ..• ... .паи коэффициента диффузии К. Он был вычислен методом, аналогичным методу, описанному в ¿3. Численно найдена:

Гп 1

0

и .

см^/с

(20)

Здесь первое слагаемое описывает диффузию вдолв поли, второе перпендикулярно полю. В широком интервале скоростей К - 2-3-1и^1см"/с, так что характерная ширина перехода Т, - 2К/>* ~2-101'тсм «14 а.е. ' ' "' '

Уравнение (18) численно проинтегрировано с коэффициентам диффузии (20) и получен профиль скорости солнечного ветра и на больших расстояниях от Солнца (г;>60 а.е.).

В 55 кратко перечислены пляультатн Главы Г.

В Главе II рассматривается модель галактического ьетр.1 о КЛ и магнитным полем и решается задача о формировании спектра КЛ в галактическом ветр.'.

В §1 обосновывается актуальность проблемы существования галактического Ветра.

В 52 развит подход, предложенный Веб^-рсм и Д&висог.нН'бУ > для солнечного ветра с магнитным полем. Г::3 в гало считается

О

полностью ионизированным с бесконечно большой проводимостью и пренебрегается эффектами генерации поля. Если считать, что задача стационарна и обладает азимутальной симметрией,то можно показать, что существует некоторая поверхность вращения Б, которой касаются векторы скорости газа и и магнитного поля В. Из условия вмороженности поля и уравнения движения в азимутальном направлении получаются сохраняющиеся вдоль поверхности Б величины:

иш и ВСП

Л---$ = о (21 )

г В г

•{в - 4хрифиВ 1] = сопэ1 (22)

Здесь и^ и В^ - азимутальные, а и и В - меридианальные (на поверхности Б) компоненты скорости газа и индукции магнитного поля, г - расстояние от оси в цилиндрических координатах. Из выражений (21) и (22) выражаются азимутальные компоненты поля и скорости:

П г2- г2

V ва--1 (23)

ф а иг 1 - М2 а а

1 - М г2/г2

и = О г -а а0 (24)

1 - Ма

Здесь Ма= итЧир'/В - альфвеновское число Маха, г - расстояние от оси до точки поверхности 5, п которой М,= 1.

Ъ дается используемая систем-: у ранений гидродинамики : ¡'Ш !•. 7'1гкк?к1'м по.-ум ст'-'цпонарный случай):

(Ну(ри) = О

(25)

р(и?)и = - v(Fg+P0) + р V Ф + ^ [гогВ»В] (26)

+ 7

,2 7 Р

7 -¿1 Р

1

+ —[В-Еи-В]] 41С

= -и?Р0+ ь - Л (27)

гогСи-В] - 0 (28)

(ИУВ = 0 (29)

Г 7 Й. .7 .Р 1

Здесь р, и, 7 - плотность, скорость, давление п по-

Ъ О

казатель адиабаты газа, В - магнитное поле, Ф - гравитационный потенциал, Р0 и 70 - давление и показатель адиабаты КЛ, величины Ь и А - мощности нагрева и потерь энергии, тензор диффузии КЛ.

В §4 рассматривается возбуждение альфвоновских волн частицами КЛ. Показано, что затухание волн за счет нелинейных эффектов доминирует над конвекционным выносом ьолн, что приводит к нагреву газа в гало. Мощность нятеиа

Ъ = - у^Рс ^31

(Виктор уа направлен от диска Галактики;.

В §5 рассматривается геометрия течения галактического ветра. Так как течение газа и распространение КЛ происходит

вдоль поверхности S, систему уравнений (25) - (30) можно записать вводя координату s в меридизнальном направлении и площадь труски тока в меридианальном направлении А(з):

A(s)pu - const (32)

а

Р — да

t ^ - Пгиф - ф]= - -(Р0 +Pg) (33)

1 О Г fu2 u2 7 Р„ -J

1 - А ри — + - Пги,п + —£--Й _ ф L

да [ 12 2 ^Р т i р J

(ц + va)P0|= - Л (34)

Л-В = const (35)

-1a Г I* 1 ai\ '

Л 1 — Л -—(и + Y.)PJ = (и +7) —Ь (36)

лз LT - i J а3

Здесь, как и в 52 В и и - меридианальные компонента магнитного поля и скорости газа, уд= В/т'Шо г маридаанальная компонента альфвеновской скорости. Показано,, чт.о КЛ можно описывать с помощью "эффективного" показателя адиабата (здесь он ос означен как 7(,).

Из системы уравнений (32) - (36) получается уравнение нагрева газа;

rap ар-i г ар„ ,

им - 7,, - *= "(7с - 1) V -2 + А (3?)

[аз 6 р asj ° [3 аз !

- u -

Если пренебречь тепловыми потерями газа (Л=0), уравнение (37) можно свести к дифференциальному уравнению для давления газа Р как функции плотности р (давление KJI как функция р определяется из уравнения (36)), которое интегрируется в специальном случае 7g= 1>7Q/2 (например 7g= 5/3, 7С= 4/3).

Уравнение сохранения энергии (34) при Л=0 принимает вид:

U2 U2 Р -у U + V

+ -i2 - Qru^ + —^--S _ ф + -о--§ Рс= const (38)

2 2 Tg - 1 Р Т0 ~ 1 Pu

'g

Все стоящие здесь величины известны как функции A(s), r(s), Ф(в) и р.Поэтому уравнение (42) неявно определяет-p(s,u ,г ), если заданы начальные значения Р„» г„п, р„, Q» г , В..

U U ки aU U V U

Решение, соответствующее галактическому ветру, проходит через три особые точки, в которых скорость газа соответственно равна скорости быстрых, медленных магнитозвуковых и альфвенов-ских волн. При этом параметры ио и га определяются однозначно.

В §6 получено численное решение уравнения (38). Зависимости A(s) и г(э) были взяты в следующем виде:

А(з) = 1 + (s/80)2; г(в) = г0/1 + (з/зо)2 (39)

где з0= i 5 кис - характерный размер Галактики, г -Ю кпс (начало поверхности S над диском Галактики соответствует положению Солнечной системы). Для небольших высот над диском s<as r(s), А(s) « const, а на больших расстояниях s>>so r(s) « s, А(з) « s2, что соответствует сферической геометрии. Начальные параметры над диском: nQ= 10_3см~3(концентрация газа), довл-,-.тле КЛ Р « 2-Ю ,J эрг/слг, мервдиакальная компонента иглл

- 1э -

BQ= 10-° Гс, температура газа 4-105 К» QrQ= 25Q км/с

(с2сорость вращения), vao= 69 км/с. Показатели адиабаты 70=1.2 и 7t,=i .6. Использовался упрощенный гравитационный потенциал

о

ф<3' = I t ) <40)

Здесь Фо= 1.9-1015 см'/с2- начальный потенциал, з1 = 45 кис. Этот потенциал соответствует наличию у нашей Галактики массивного невидимого гало с массой порядка массы Галактики и размером несколько десятков килопарсек.

Параметры uQ и г., были подобраны так, чтобы обеспечить переход решения через особые точки. Найденные значения и = 28 км/с, rf/r^ = 1.29. Лсилптотпческая скорость потока- ися= 400 км/с. Вычислены зависимости магнитного поля, температуры гг-за, меридиональной и азимутальной компонент скорости газз от высоты над диском. Магнитное поле в пределах Галактики примерно постоянно !В|~Ю"пГс. На больших расстояниях поле практически азнмуталыю и падает с расстоянием как а". При s=1C0 кис В « |В |"-10_тГс. Температура газа вначале растет при з<10 кпс, а затем медленно падает (на больших расстояниях газ расширяется адиабатически). На расстоянии з=75 хпс Т=3„7-î03K то есть примерно равна температуре газа на начальном уровкэ (Т'=4 • I О^К ), несмотря на сильное расширение газа (при з=75 кпс р.''р «250),что сведетельствует об оффзятивности кзгрзва газз.

В §7 приводится уравнение для функции распределения КЛ, используемое для решеш1я задачи о формировании спектра ICI з галактическом ветое:

- 16 -

А-1(в)§а(А(з)В3(р,з)соз2а - (и + Уа)§§ +

+ А"1 «з)§д(А(з)(и + Уа)]§ + 20(р)6(в) = 0 (41 )

Здесь 2<3ф). - мощность источников КЛ в диске, отнесенная к единице площади диска, а - угол, между магнитным полем и меридианальным направлением, Бц - коэффициент диффузии КЛ вдоль поля.

В §8 найден спектр альфвеновской турбулентности, возбуждаемой частицами КЛ за счет потоковой неустойчивости, и вычислен коэффициент диффузии КЛ, определяемый этой турбулентностью. Раскачка альфвеновских волн компенсируется нелинейным затуханием:

Г01Г ГП1= 0 • (42)

Был использован нелинейный декремент к

Гш~ш Ч sЩк)Шс • (43)

. . в • °

8 §9 решается конвекционно-диффузионное'уравнение (41) с полученным в §8 коэффициентом диффузии» Показано, что при степенной или экспоненциальной зависимостях параметров течения галактического ветра (скорости, величины магнитного поля и т.д.) от высоты над диском в диске формируется степенной по энергиям спектр КЛ. Наблюдаемому спектру N ос соответ-

ствует спектр источников G « Е-2"1 (Е ^ ЮГэВ). Для данной энергии КЛ Е существует область диффузионного распространен«!

- t'i -

КЛ вблизи диска а < зр(Е). На больших расстояниях доминирует конвекционный вынос КЛ. Размер диффузионной области вв увеличивается с ростом энергии. Для £ = (О3 ГэВ а,- 10 кпс.

Сравнение вычисленного' спектра КЛ с наблюдаемым позволя-ет определить мощность источников КЛ в диске. Полученная величина (L « 1041эрг/с) в несколько раз превышает общепринятое значение L'« 4-1040 эрг/с. Эта величина (L') соответствует энергиям 1-10 ГэВ, в то время как при кестком спектре источника Q а Е'г'1 энергии Е > 10 ГэВ внося? основной вклад в общую мощность источников КЛ. Вычислен коэффициент диффузии КЛ;

Dj (р) * 5.0-102оЩ;]1,'С'Г/С . ' (4-i)

Найдена зависимость от энергии срзягей tojs",:: вгпестза гтро-ходимой чпопщами КЛ. При Е«"103 Г&В х с Е~°'55,,пр'Л E>10JrsP; х » const, при E-tO ГэВ х « 7 г/см2« что соответствует по-йлыдлшям.

Вычислена степень анизотропии вбм"п .

I « 0.7-10"4(р/ро)0'55. • (i5i

При Б|,= 10-* ГэВ I « 0.03, что lrps'vQpfio в 30 раз пиз.-;-т5ег к-'?-блгччомоо значение при этой знергии. По-:ящ!?.;о.'!К, эхо расхс» дек'.н могло объяснить близостью Солючеой систем к центра«--ной плоскости диска Галактики,

В §10 перечислены .результаты, кзлскзгашз з Г.гг." * тт. В Главе III рассматривается диффузионная модель реюшх)-

страдания КЛ высоких энергий в Галактике, учитывающая дрейф частиц в неоднородном магнитном поле.

/

3 §1 отмечается, что модель с галактическим ветром не является единственно возможной. Гало Галактики может быть в среднем статическим, развитие неустойчивостей (например неустойчивости Релея-Тейлора) тогда кокет приводить к появлению крупномасштабной случайной компоненты магнитного поля, играющей вакную роль в распространении КЛ.

В §2 дается описание используемой модели распространения !СЛ высоких энергий. Уравнение диффузии для плотности КЛ имеет вид:

- v^^Dv.-iKr) = Q(r) Мб)

Удесь Q(r) - мощность источников КЛ, D^-jCr) - тензор диффузии КЛ. Этот тензор монет бнть представлен в виде:

V <иг Di)biba-+ Diai.i + DAei.1nbn (47)

где- ö.= В„/В • - единичный вектор в направлении регулярного глагнитного поля; D|» Бд- параллельный (вдоль полл), перпендикулярный и антисимметричный (холловский) коэффициенты диффузии соответственно; - совершенно антисимметричный

тензор. Предполагая, что спектр галактического магнитного поля имеет степенной вид

св2 (>к) = А2в'^(кЬ)~1+т, кЬ > 1 .1.1 = consx

(48)

с постоянной А2- 1, характеризующей относительную величину случайного поля в основном масштабе Ь, можно .использовать приближенные выражения

0ц= 1у/3 , Б1= вА41у/3 , Ба= - гвУ/3 . (49)

Численные коэффициенты здесь вычислены для А2« 1; у « с -скорость частицы; постоянная б = 0.1 - 0.5 точно не определена современной теорией; средняя длина пробега 1 определяется как

1 = Л ^Luyir, г ^ I (50)

1 = A"'Tg/L , гвл L (51)

Ннак Da н выражении (49) соответствует диффузии по-локителыю заряженных частиц Z > 0.. Величина ВА изменяет знак для Z < 0.

Холловская диффузия может рассматриваться как дрейф частиц. Величина дрейфовой скорости

V - WijnV = - 3 Щ rot^(B/B2) (52)

быстро растет с энергией (пропориианальна). Поэтому при больших энергиях дрейф может начать доминировать над медленно растущей с энергией -диффузией. Этим может быть объяснен "излом" в спектре IUI ¡три энергии Е=3'10° ГэВ.

Если считать, что поле в гало приблизительно азимуталь-

но, то уравнение (46) в цилиндрических координатах имеет вид:

1 в ,п I д n öN ÖN ö п 1 6N 0 , п 0( ^ (r0i) ' г Зг i Эг ~ dz ~ дт ШУк f üz $r{Tük>- U(r"j) (iXj)

В §3 при •'численном решении этого уравнения считалось,, что область распространения КЛ в Галактике имеет форму цилиндра с высотой 2Н=20. кпс и радиусом R=20 кпс. Источники КЛ распределены в диске с толщиной 2h=400 пс. На границе цилиндра К=0. Считалось, что поле меняет знак на высоте 1^= 500 пс над диском. Эта конфигурация поля примерно соответствует ге~ перащш динамо-механизмом антисимметричного регулярного поля ь гало и симметричного шля в диске. При такой геометрии поля получается некоторое .уплощение спектра КЛ перед изломом, что соответствует наблюдениям. Определен коэффициент диффузии Юг.

D, = 1.8-10г8(Е/ЗГэВ)0-18 см2/с (54)

В §4 вычислена локальная анизотропия КЛ. Полученная величина не превышает наблюдаемую анизотропию.

В §5 перечислены основные результаты Главы III.

В Заключении приводятся основные результаты проделанной работы.

В Приложении 1 получены два дополнительных закона сохранения в МГД системе с цилиндрической симметрией, используемых в Главе II.

Б Приложении 2 найдена функция Грина одномерого уравнения диффузии со степенной зависимостью коэффициента дн;ф'у-

?? к.т-рлнп'-:?, испаш-зуемая ь {-9 Главы II.

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ ДИССЕРТАЦИИ

1. Получена замкнутая система уравнений (4),(5) для функции распределения частиц КЛ iQ(p,r) и плотности энергии МГД турбулентности £(к,г), описывающая распространение {(Л во внешней гелиоарере и возбуждение МГД волн частицами КЛ за счет потоковой неустойчивости. Показано, что в подобной самосогласованной модели в принципе можно объяснить модуляцию интенсивности галактических IUI на больших гелиоцентрических расстояниях г 4ü а.е. Рассчитаны коэффициент диффузии КЛ П , градиент КЛ vi'c/tfi, анизотропия 1СЛ во внешней гелиосфере.

2. В гидродинамическом приближении рассмотрена задача и взаимодействии солнечного ветра с межзвездной сре'дой с учетом динамических эф1»жтов КЛ и магнитного поля. Определен профиль скорости и солнечного ветра и давления КЛ на больших расстояниях от Солнпа (г - 60 o.e.). <

3. Рассмотрена задача о формировании в Галактике течений галактического ветра с учетом давления КЛ, магнитного поля I! еФГиктов, возникающих из-за вращения Галактики. Получено численное решение, описывающее течение галактического ветра. Альфввновскиа волны, возбуждаемый- частицами КЛ поглощаются и нагревают газ. Получены профили скорости газа, давления КЛ и величины магнитного ноля.

4. Рассмотрена задача о формировании спектра КЛ 'в галактическом ветре. Распространение КЛ в Галактике описывалось при помощи уравнения диффузии с конвекционным переносом.Коэффициент дЩ-Фузии определялся уровнем турбулентности альфве-новских волн, возбуждаемых самими частицами КЛ за счет пото-

¡«>u.>n aoycT«iû4Uh»;i-in. U<"K:iiuii!ií, чти при с ivimihom сичктра легочников КЛ и t vi cj i к-1 m-jXI пли миноНепцпалыиГ! заьиоимостях па-JJilMoTpUH ТиЧиШЫ- r:r.'.U МаПШТИ'Л'О ПОЛЛ И т.д.) от

pücri'UriiuDi д.» ги/шьчичы-кигч диска ь ди^ке -J»-(шрунтся сте-jib'Uii'iH ciwKi'p КЛ. lirnn'j¡.'H!¡ i.vt 1фшцн;П'1 пи;»|>уuuii КЛ, анизотропия КЛ, сръ-днян up-.ix: 'днм in КЛ тилща №!H>jетьа. Показано, Ч1ч> в |||и<Д№.»«-<шк>Я ыод-íjuj >*шм oöMCitö'iim кч-иьную ДИ'14-y-иит КЛ в l'uJi;iK'iiiK'i «»нить il'» jh«j|m itfl П"р-1цк i 10ьГаВ.

Si. Рассмотрим;! 0:иПЧ ¡ ч ДиМУ'ЛКШНиМ р'1С11риС'1р':Ш0НЩ1 KJi

ь Галактик« с уч^'н-м др.air» частиц f ниод!Ьрод1Ыл мы'штьм

ПОЛО. Ш.'|у')к)Ш»>- 4U..VMi(l>H- )':'il!t;hl¡.", Ih).:s...j|¡).-r oO'l ilCillITL палом

H CHiíHTpi: КЛ При - .5- ИГ ГчЬ боа ИрчиП-'Л'-йС-гНИЙ оО OOOOuH-

ÜOül'HX К C.||c4\T[¡i¡ И-"1 •"lllUl- • '!'. ИЛИ ;ШМ*Н> tllhl ¡íítepmiimcHOfl 3ÍI-МЮПГиОШ КшяММЦ»''» « it ill! 1>J ;иШ1 При 0|| ;рП!ЯХ. ШЧЙ'ЛК'ЛШ

анизотропия ИЛ. l'AiUfj'îw:;;» i> .rjofl Мидели ¡-Лирпл-мчиская аь'ън-chmooti. кииодииК'Ьгм ди>}>1у:->ш1 КЛ близка ¡. ¡> •» h h длапазо-au oiH'pt ий Hi l ob.

uj|1l).'jI1JJu J*;3yjD.r»m ДИ1-1-1 рГ.'ЩИИ b CJJti Д>kJuUlX

работах :

1. Donnai! L.l, 1'uuu. In 4 ., ZIru!. ioiiv J 11 V.fi. OuU-r nul tn^jibifi'i-: olguii puljai.li.iiui,-c-'iLiinJc raj.) мм oimiih KJiioLlc lnulaPl 1 1 ty/.' i'liywlca »f »чы ln.-i ¡..opinv. Ы. i1:/ S.ùa-dr-'.lelaKy aïkl u.E.l'a#-. (••••и. Ht-iV'tói"» j-n .¡.i. Os f. ri. p.¿u5. ¿. Дорман Л.П., йирака^ииш г,.H , Шуи,ш г.1 . Потоковая ни-

УСТОЙЧИВОСТЬ KOCMirit-JCbllf. Jl/ii-l! Ьч l'.iii'liili.-Ü l'oJlil.jL'ipJp'; //

Гоо!,ш'н. и aiijjoijof.üiíi. I'"jI , r. ,i. г.-IUI.

3. ZlraKHöhvl 11 V.M., Ьч1»ау..ч v.iMi., n-ni; m !.. Г., ï' lii.ms lu V.