Космические лучи сверхвысоких энергий: состав и проблема источников тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.16 ВАК РФ

□03461792

Троицкий Сергей Вадимович

Космические лучи сверхвысоких энергий: состав и проблема источников

01.04.16 — физика атомного ядра и элементарных частиц

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

003461792

Троицкий Сергей Вадимович

Космические лучи сверхвысоких энергий: состав и проблема источников

01.04,16 — физика атомного ядра и элементарных частиц

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Работа выполнена в Институте ядерных иследований Российской академии наук.

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Ж.-А. М. Джилкибаев

доктор физико-математических наук Н. Н. Калмыков

доктор физико-математических наук В. С. Птускин

Ведущая организация:

Физический институт имени П. Н. Лебедева Российской Академии наук

2 6. О 2.2009 9ППЧ

Защита диссертации состоится « »_2009 г.

в / Ь часов & ^мин. на заседании диссертационного совета Д 002.119.01 в Институте ядерных исследований РАН по адресу: 117312 Москва, проспект 60-летия Октября, дом 7а.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Института ядерных исследований РАН.

. „ 2 1.0 1.2009 _

Автореферат разослан « »_2009 г.

Ученый секретарь

диссертационного совета Д 002.119.01 кандидат физико-математических наук

Б. А. Тулупов

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность проблемы. Интерес к природе космических лучей сверхвысоких (более 1019 эВ) энергий со стороны исследователей, работающих как в физике элементарных частиц, так и в астрофизике, не ослабевает на протяжении десятилетий. В течение долгого времени он подогревался предсказанием Грейзена, Зацепина и Кузьмина об обрезании спектра космических протонов при энергиях выше ~ 7 х 1019 эВ, соответствующих порогу рождения пи-мезонов во взаимодействиях протонов с фотонами реликтового излучения (эффект ГЗК), и одновременным экспериментальным наблюдением широких атмосферных ливней (ШАЛ), вызванных первичными частицами, чья реконструированная энергия превышала Ю20 эВ. Вопросы, возникавшие в этой области, были связаны с происхождением частиц столь высоких энергий, ни при каких других условиях не зарегистрированных в природе, и с поиском новой физики, которая может проявляться в этом энергетическом диапазоне и определять отклонения экспериментальных результатов от теоретических ожиданий. Эти две группы вопросов сохраняют актуальность и во многом определяют развитие исследований на стыке физики элементарных частиц и астрофизики и в настоящее время.

Изучение физики космических лучей сверхвысоких энергий ограничено двумя основными трудностями, связанными со спецификой исследуемых явлений. Во-первых, поток таких космических частиц очень мал (в среднем за год на один квадратный километр попадает одна частица рассматриваемой энергии). Малость потока означает невозможность непосредственной регистрации первичных частиц, взаимодействующих

в верхних слоях атмосферы, с помощью летающих детекторов, и как

3

следствие предопределяет косвенный характер их исследования наземными установками, которые регистрируют широкие атмосферные ливни (ШАЛ), вызванные этими частицами. Более того, даже большие наземные установки, работающие на протяжении многих лет, набирают число событий, пренебрежимо малое по сравнению, скажем, с числом фотонов астрофизического происхождения, регистрируемых телескопами в любом другом диапазоне энергий. Во-вторых, взаимодействие частиц с атмосферой происходит при энергиях, которые недоступны лабораторному изучению (для протона с энергией 1019 эВ, взаимодействующего с покоящимся нуклоном в атмосфере, энергия в системе центра масс составляет сотни ТэВ), поэтому модели, с помощью которых характер развития атмосферного ливня связывается со свойствами первичной частицы, с неизбежностью включают экстраполяцию свойств взаимодействия в неизученную область энергий (и переданных импульсов). К сожалению, на настоящий момент не существует модели взаимодействия адронов, полностью согласующейся с экспериментальными данными о развитии ливней. В сложившейся ситуации особый интерес представляют выводы относительно природы космических частиц сверхвысоких энергий, наименее зависящие от конкретных моделей, используемых при обработке экспериментальных данных.

Совершенствование экспериментальной техники, и в первую очередь запуск больших установок Pierre Auger и Telescope Array, привело к существенному увеличению количества зарегистрированных событий сверхвысоких энергий (тысячи событий в год). Это позволяет существенно уменьшить статистическую неопределенность конкретных количественных результатов и ставит более остро вопрос о систематических ошибках

и о несовершенстве теоретических моделей. Особую актуальность в этой ситуации представляет совместный анализ разных аспектов физики космических лучей сверхвысоких энергий, прежде рассматривавшихся по отдельности. Такой подход может пролить свет на вопрос о происхождении космических частиц сверхвысоких энергий, представляющий собой серьезную научную проблему.

Повышение точности геометрической реконструкции направления прихода первичной частицы ШАЛ в сочетании с увеличением количества зарегистрированных событий позволило в последние годы говорить о рождении новой области знания - астрономии сверхвысоких энергий. Как и классическая астрономия, она изучает, прежде всего, два вопроса -определение источников излучения и исследование их физических характеристик, совместных с таким излучением. Поскольку в условиях небольшого количества данных, плохого углового разрешения и неизвестных отклонений в магнитных полях идентификация источников представляет собой трудную задачу, на протяжении долгого времени исследовался в основном второй вопрос, который в контексте сверхвысоких энергий следует формулировать как определение круга возможных источников, допускающих ускорение частиц до наблюдаемых энергий. После того, как этот круг очерчен, можно искать источники по экспериментальным данным. В то время как в отношении источников космических лучей с энергиями до ~ 1017 эВ имеется относительная ясность, круг потенциальных ускорителей сверхвысоких энергий был определен заметно менее четко, а в соответствующей литературе имеются противоречивые высказывания на этот счет. Вопрос об определении источников частиц с энергиями выше 1019 эВ сейчас приобретает особую актуальность, так

как новые экспериментальные данные открывают реальные возможности приблизиться к его решению.

Одной из наиболее важных и интересных проблем физики космических лучей сверхвысоких энергий является определение состава первичных частиц, вызывающих ШАЛ. Важная сама по себе, эта задача также имеет принципиальное значение для корректного определения энергии отдельных частиц, а значит, и для построения спектра. Определение типа первичных частиц существенно и для понимания их происхождения, так как различные теоретические модели предсказывают разный состав. Например, модели, в которых космические лучи сверхвысоких энергий являются продуктами распада сверхтяжелых частиц темной материи, предсказывают наличие существенной доли первичных фотонов при самых высоких энергиях. Что касается астрофизических источников, то различные условия для ускорения в них легких и тяжелых ядер предопределяют связь между составом адронной компоненты космических частиц и классами потенциальных источников, в которых реализуются различные режимы ускорения.

Вопрос об источниках космических лучей сверхвысоких энергий относится к области исследований на стыке астрофизики и физики элементарных частиц, и его исследование важно как для той, так и для другой области знания. С одной стороны, даже сам факт ускорения частиц до экстремальных энергий в определенных астрофизических объектах дает весьма ценную информацию о физических условиях в них. В сочетании с более детальными сведениями о составе и спектре ускоренных частиц эта информация позволяет существенно дополнить представления об источниках, полученные традиционными астрофизическими методами. С

другой стороны, анализ процессов, происходящих в источнике при экстремальных, недостижимых в лабораторных условиях, энергиях, а также при последующем распространении энергичных частиц от источника до наблюдателя, может существенно изменить наше понимание взаимодействий элементарных частиц при высоких энергиях и дать указания на существование новых частиц или взаимодействий.

Цель работы состоит в проведении анализа процессов, определяющих физику космических лучей с энергиями выше 1019 эВ (включая ускорение частиц в астрофизических источниках, их распространение во Вселенной, развитие широких атмосферных ливней и реконструкцию их экспериментальными установками) на основе методов, минимизирующих модельную зависимость, и в построении непротиворечивой картины происхождения космических частиц сверхвысоких энергий, согласующейся с данными различных регистрирующих их экспериментов, с результатами астрономических наблюдений и с теоретическими представлениями.

Научная новизна и практическая ценность.

- Впервые анализ типа первичной частицы широкого атмосферного ливня проведен для индивидуальных событий. Разработан новый метод такого анализа, который применен для получения наиболее сильных ограничений на долю первичных фотонов при сверхвысоких энергиях и для анализа состава первичных адронов.

- Впервые непосредственно изучены искусственные флуктуациии, привносимые использованием приближения прореживания при моделировании широких атмосферных ливней, и предложен новый способ их подавления.

- Проведено новое комплексное исследование физических условий в потенциальных астрофизических источниках космических частиц сверхвысоких энергий на основе использования современных астрономических данных и систематического анализа различных режимов ускорения.

- Построен новый каталог галактик, полный вплоть до расстояния в 270 Мпк от Земли и корректно отражающий распределение плотности галактик во Вселенной. Для сценария многочисленных внегалактических источников протонов сверхвысоких энергий с помощью этого распределения впервые получены предсказания глобальной анизотропии направлений прихода космических лучей с учетом экспериментальной экспозиции. Разработан новый метод проверки таких предсказаний, ориентированный на будущие космические эксперименты с относительно невысоким угловым разрешением.

- Впервые обнаружены корреляции направлений прихода космических лучей сверхвысоких энергий с гамма-яркими лацертидами и неидентифицированными гамма-источниками.

- Дано новое объяснение анизотропии направлений прихода космических лучей наивысших энергий, наблюдаемой в Южном небесном полушарии.

- Предложен новый метод изучения протяженного изображения гамма-источников во время покрытия источника Солнцем.

- Впервые обнаружено экспериментальное свидетельство в пользу существования нейтральных частиц сверхвысоких энергий, распространяющихся на космологически большие расстояния. Дано прин-

8

ципиалыю новое объяснение этого эффекта, которое позволяет решить также ряд других астрофизических проблем.

- Методы и подходы, разработанные в настоящей диссертации, используются для анализа данных Якутской комплексной установки ШАЛ и экспериментов HiRes и Telescope Array. Планируется их использование также в будущих экспериментах TALE, ТУС и S-EUSO.

На защиту выносятся следующие основные результаты:

1. Разработан метод изучения состава первичных частиц космических лучей сверхвысоких энергий, основанный на индивидуальном анализе событий и позволяющий достичь заметно большей точности по сравнению с традиционным подходом. Этот метод применен для анализа данных, полученных экспериментом AGASA и Якутской комплексной установкой ШАЛ. В результате поставлены наиболее сильные в мире ограничения на долю первичных фотонов при энергиях свыше Ю20 эВ (36%) и свыше 4 х 1019 эВ (22%) и получены указания на заметную (48%*^°) долю тяжелых ядер при энергиях свыше 2 х 1019 эВ (уровень достоверности 95%).

2. Изучены искусственные флуктуации, вносимые процедурой прореживания в физические наблюдаемые, реконструируемые из моделируемых методом Монте-Карло широких атмосферных ливней, и разработан метод подавления таких флуктуаций. На основе моделирования изучены особенности развития ливней, вызванных первичными фотонами, и реконструкции их различными экспериментами. Показано, что энергии первичных фотонов оцениваются раз-

9

личными экспериментами с относительной систематической ошибкой в несколько раз.

3. Проанализированы физические условия в астрофизических объектах, требуемые для ускорения элементарных частиц до сверхвысоких энергий. На основе анализа новых астрономических данных построена обновленная диаграмма Хилласа, учитывающая наряду с ограничениями из размера источника также ограничения из потерь на излучение. Показано, что лишь самые мощные активные галактики (радиогалактики, квазары и лацертиды) способны ускорить протоны до энергий порядка Ю20 эВ, в то время как заметно более многочисленные и близкие сейфертовские галактики могут ускорять до таких энергий тяжелые ядра. В согласии с экспериментальными данными, это предопределяет смешанный состав первичных частиц при самых высоких энергиях.

4. Изучено сопутствующее излучение нейтрино и фотонов меньших энергий; показано, что в ряде случаев должно формироваться протяженное изображение источника космических лучей в гамма-диапазоне, и предложен метод наблюдения такого изображения, размер которого меньше углового разрешения телескопа.

5. Построена модель глобального распределения направлений прихода космических лучей сверхвысоких энергий от астрофизических источников, основанная на функции распределения плотности числа галактик на расстояниях до 270 Мпк, вычисленной из специально сконструированной полной однородной выборки галактик, и учете взаимодействий космических частиц сверхвысоких энергий при распространении в межгалактическом пространстве. По-

казано, что современных данных наземных экспериментов недостаточно для изучения глобальной анизотропии, и даны оценки ожидаемого эффекта для астрофизического сценария и для сценария сверхтяжелой темной материи в результатах будущих космических экспериментов (ТУС, JEM-EUSO, S-EUSO).

6. Изучена мелкомасштабная анизотропия направлений прихода космических лучей сверхвысоких энергий. Показано, что учет поправок на отклонения заряженных частиц в магнитном поле Галактики приводит к исчезновению кластеров направлений прихода, обнаруженных в данных AGASA и Якутской установки. Обнаружены корреляции направлений прихода частиц, зарегистрированных AGASA и Якутской установкой, с положениями лацертид -источников гамма-излучения и с положениями неидентифициро-ванных гамма-источников. Проведен сравнительный анализ корреляций положений астрофизических источников различных классов с направлениями прихода частиц, зарегистрированных экспериментами AGASA, HiRes и Якутской установкой, и показано, что коре-ляции с данными всех трех экспериментов наблюдаются лишь у одного класса объектов - у лацертид.

7. На основе анализа физических условий в радиогалактике Сеп А показано, что она является вероятным ускорителем ядер промежуточной массы до сверхвысоких энергий. Проведен анализ анизотропии направлений прихода космических частиц сверхвысоких энергий, зарегистрированных Обсерваторией Pierre Auger, и показано, что наблюдаемая анизотропия согласуется с этой гипотезой.

8. На основе анализа позиционных корреляций в данных эксперимен-

та HiR.es обнаружено указание на наличие нейтральных частиц сверхвысоких энергий от лацертид, не находящее объяснения в рамках Стандартной модели физики элементарных частиц. Сформулирована количественная гипотеза событий при энергиях Е > 1019 эВ вызваны нейтральными первичными частицами от лацертид) и оценена перспектива ее проверки в будущих экспериментах. Изучены астрофизические характеристики коррелирующих лацертид. Предложено теоретическое объяснение наблюдаемого эффекта, основанное на предположении о существовании легкой (т < 10~7 эВ) псевдоскалярной частицы, смешивающейся с фотоном во внешнем магнитном поле. Оценены потоки таких частиц от астрофизических источников, сформулированы следствия предлагаемого объяснения, проверка которых также возможна в будущих экспериментах.

Апробация диссертации. Основные результаты, полученные в диссертации, доложены автором на научных семинарах ИЯИ РАН, Института теоретической физики Лозаннского университета, Свободного университета Брюсселя, Института физики имени Макса Планка в Мюнхене, Центра атомной энергии в Сакле; на международных семинарах "Кварки-2004" (Пушкинские Горы) и "Кварки-2008" (Сергиев Посад), на четырех международных рабочих совещаниях "Космические лучи сверхвысоких энергий и их источники" (Москва, 2004, 2005, 2006, 2008), на международной конференции "ВШУ-2002" (Гамбург), на Всероссийской астрономической конференции (Москва, 2005); использованы в курсе лекций, прочитанном автором на международной Школе современной

астрофизики (Дубна, 2005), при ведении семинарских занятий на Меж-

12

дународной школе по физике высоких энергий (Школа "ЦЕРН-ОИЯИ", Китцбюль, 2005), в лекциях на Баксанской международной школе "Частицы и космология" (2001, 2003).

Публикации. По результатам диссертации опубликована 21 работа.

Структура и объем работы. Диссертация состоит из введения, четырех глав основного текста, заключения и четырех приложений. Общий объем диссертации 300 страниц. Диссертация содержит 75 рисунков, 24 таблицы и список литературы из 399 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ

Во введении обосновывается актуальность темы, объясняются задачи и описываются методы, использованные в работе, отмечается научная новизна и практическая значимость результатов, дается краткое изложение содержания диссертации, указывается, где диссертация прошла апробацию.

В первой главе диссертации рассматривается экспериментальная информация о типе первичных частиц, получаемая из структуры широких атмосферных ливней. Первый параграф посвящен развитию, применению и обсуждению нового метода анализа состава первичных частиц, основанного на индивидуальном исследовании каждого отдельного события в выборке. Особенностями предлагаемого нами метода, определяющими его более высокую точность по сравнению с традиционными, являются сравнение модельных и реальных ливней для каждого события, без усреднения по направлениям прихода, и отбор для такого сравнения моделированных ливней на основе реконструкции их параметров (в первую очередь энергии) с помощью процедуры, полностью аналогичной применяемой для реальных данных. В разделе 1.1 приводится опи-

13

г-Ьигэ!

0.8

8Н01У!

ТР-

19

19.5

20

20.5

1~од Е

Рис. 1. Ограничения (уровень достоверности 95%) на долю фотонов е7 в интегральном потоке космических лучей при различных энергиях. Результаты настоящей работы (У) и (АУ) изображены вместе с ограничениями других авторов (НР, А, РА). Также показаны предсказания модели сверхтяжелой темной материи (жирная линия, масса сверхтяжелой частицы Мх = Ю22 эВ), моделей распада топологических дефектов (между пунктирными линиями) и модели £-вспышек (затененная область). Теоретические кривые нормированы на спектр АОАБА. Энергия измеряется в эВ.

сание метода, в разделе 1.2 метод применяется для анализа данных эксперимента АСАБА и Якутской комплексной установки ШАЛ на предмет наличия фотонов среди первичных частиц сверхвысоких энергий. Полученные ограничения на уровне достоверности 95% на долю первичных фотонов при энергиях свыше Ю20 эВ (36%) и свыше 4 х 1019 эВ (22%) являются на сегодняшний день наиболее строгими в мире (см. Рис. 1). В разделе 1.3 метод посыбытийного анализа применяется для выборки

событий с реконструированными энергиями Е > 2 х 1019 эВ, зарегистрированных Якутской установкой. Результат указывает на заметную на УРовне достоверности 95%) долю тяжелых ядер при таких

энергиях.

В параграфе 2 главы 1 с помощью моделирования развития атмосферных ливней изучается вопрос об особенностях реконструкции параметров событий, вызванных первичными фотонами. В разделе 2.1 решена важная техническая задача контроля над искусственными флук-туациями, возникающими в результате приближений при моделировании атмосферных ливней. Раздел 2.2 иллюстрирует основные отличия развития фотонных ливней от адронных, а в разделе 2.3 рассмотрено влияние этих отличий на реконструкцию энергий первичных фотонов и спектра фотонной компоненты разными экспериментами. Полученные результаты указывают на то, что энергии первичных фотонов, большие 1Q19 эВ, недооцениваются наземным детектором обсерватории Pierre Auger в среднем в четыре раза, что связано с гиперчувствительностью используемых в эксперименте водных баков к мюонной компоненте ливня; эксперимент AGASA немного переоценивает энергию фотонов при самых больших энергиях, а флюоресцентный детектор HiR.es оценивает энергии фотонов практически правильно (переоценка ~ 10%), но имеет по отношению к фотонам экспозицию в два раза меньшую, нежели для адронных ливней.

Глава 2 посвящена астрофизическим источникам космических лучей сверхвысоких энергий и проявлениям различных астрофизических сценариев в распределении направлений прихода на небесной сфере. В параграфе 1 проанализированы физические условия в астрофизических объ-

ектах, требуемые для ускорения элементарных частиц до сверхвысоких энергий. В разделе 1.1 дан обзор ограничений на максимальную энергию ускоряемых частиц из геометрических размеров источника (критерий Хилласа) и из потерь на излучение. Показано, что такие потери сильно зависят от механизма ускорения и от конфигурации электромагнитного поля, поэтому требуется рассматривать их отдельно для трех возможных случаев (индуктивное ускорение в режиме потерь на изгибное излучение, индуктивное ускорение в режиме синхротронных потерь и диффузное ускорение). Как геометрические ограничения, так и ограничения из радиационных потерь определяются соотношением между размером источника Я и величиной магнитного поля В, то есть могут быть представлены на диаграмме Хилласа. С этой целью в разделе 1.2 для всех потенциальных астрофизических ускорителей сверхвысоких энергий собраны основанные на наблюдениях оценки магнитного поля. В ряде случаев такие оценки являются результатом моделирования параметров источника, выполненного астрофизиками на основе детальных измерений; в других случаях нами были проанализированы наблюдаемые характеристики объекта и получены приближенные оценки. Для ускорения в непосредственной окрестности центральной черной дыры активной галактики мы получили простую оценку сверху на максимальную энергию как функцию массы черной дыры, поскольку с этой массой связан как размер ускоряющей полевой конфигурации, так и магнитное поле. На основе оценок магнитного поля в разделе 1.3 построена обновленная с учетом последних астрономических данных и обобщенная с учетом потерь на излучение в разных режимах диаграмма Хилласа, с помощью которой определены классы возможных астрофизических ускорителей

(см. Рис. 2).

Показано, что лишь самые мощные активные галактики (радиогалактики, квазары и лацертиды) способны ускорить протоны до энергий порядка Ю20 эВ, в то время как заметно более многочисленные и близкие сейфертовские галактики могут ускорять до таких энергий лишь более тяжелые ядра. В согласии с экспериментальными данными, в частности, с результатами раздела 1.3 главы 1, это предопределяет смешанный состав первичных частиц при самых высоких энергиях.

Во втором параграфе главы 2 рассмотрен ряд вопросов, связанных с излучением и наблюдением вторичных нейтрино и фотонов от источников космических лучей. В частности, в разделе 2.1 изучается вопрос об оптической толще различных областей активных галактик для фотонов сверхвысоких энергий и показывается, что области таких галактик с характерным размером больше килопарсека (струи, радиоуши, горячие пятна и т.д.) прозрачны для таких фотонов. Это, в частности, означает, что они не могут обеспечить поглощение вторичных фотонов, требуемое в сценариях с высокими потоками космических лучей в источнике (например, в модели ¿'-вспышек). Вместе с тем центральные области активных галактик могут быть оптически толстыми, однако требуемые для сценария ^-вспышек условия все равно не выполняются, поскольку потоки вторичных нейтрино, покидающих источник, противоречат экспериментальным ограничениям. В разделе 2.2 продемонстрировано, что в ряде случаев должно формироваться протяженное изображение источника космических лучей в гамма-диапазоне, и предложен метод наблюдения такого изображения, размер которого меньше углового разрешения телескопа, во время покрытия источника Солнцем.

Log (RI kpc)

Рис. 2. Диаграмма Хилласа с ограничениями из геометрии и потерь на излучение для ускорителей протонов энергии Ю20 эВ. Жирная линия: нижняя граница области параметров, разрешенной критерием Хилласа. Закрашенные области разрешены также и ограничениями из радиационных потерь: светло-серая - лишь для индуктивного ускорения с изгибны-ми потерями; серая - также для индуктивного ускорения с синхротрон-ными потерями; темно-серая - как для индуктивного, так и для диффузного ускорения. Обозначены области, соответствующие отдельным классам объектов: непосредственным окрестностям нейтронных звезд (NS), аномальных рентгеновских пульсаров и магнетаров (АХР), сверхмассивных центральных черных дыр (ВН) и центральных парсеков (AD) активных галактик - от маломощных сейфертовских (Sy) до мощных радиогалактик (RG) и блазаров (BL); релятивистским струям (jets), узелкам (К), горячим пятнам (HS) и радиоушам (L) мощных активных галактик (RG и BL); нерелятивистским выбросам маломощных активных галактик (Sy); галактикам с интенсивным звездообразованием (starburst); гамма-всплескам (GRB); скоплениям галактик (clusters) и крупномасштабным пустотам (voids).

Параграф 3 главы 2 посвящен глобальной анизотропии направлений прихода космических лучей, в первую очередь от астрофизических источников. В разделе 3.1 рассматривается гипотеза, согласно которой распределение источников космических лучей сверхвысоких энергий повторяет распределение материи во Вселенной. Поскольку область, откуда до наблюдателя могут долетать частицы самых высоких энергий, ограничена размером, небольшим по сравнению с масштабом, на котором Вселенная становится однородной, анизотропия распределения материи в этой области должна найти свое отражение в направлениях прихода космических лучей. На основании однородных выборок галактик из базы данных LEDA и из каталога протяженных источников (XSC) обзора неба 2MASS нами была построена функция, описывающая усредненное распределение материи на расстояниях до 270 Мпк от нашей Галактики. Учет распространения частиц сверхвысоких энергий в космическом фоновом излучении позволил получить из этого трехмерного распределения плотности источников двумерную картину распределения направлений прихода на небесной сфере, ожидаемую для астрофизического сценария с большим (сотни в пределах сферы ГЗК) числом источников (см. Рис. 3). Ожидаемая картина анизотропии для альтернативного сценария, в котором космические частицы сверхвысоких энергий рождаются в распадах темной материи, обсуждается в разделе 3.2. Наилучшими инструментами для поиска глобальной анизотропии направлений прихода станут будущие космические детекторы. Разработке конкретных методов поиска анизотропии с помощью таких детекторов, в первую очередь с небольшой статистикой и плохим угловым разрешением, в частности пионерского отечественного проекта ТУС, посвящен раздел 3.3. В разде-

Рис. 3. Ожидаемая плотность числа событий с Е > 7 х 1019 эВ от внегалактических источников протонов, изображенная на карте неба в галактических координатах для изотропной экспозиции. Темные области соответствуют более высокой плотности (в линейном масштабе). Белая полоса - зона избегания галактик, |6| < 15°, вырезанная из исходной выборки.

ле 3.4 обсуждается глобальная анизотропия при самых высоких энергиях в данных наземных экспериментов; отмечается, что астрофизические сценарии с большим числом источников не поддерживаются современными данными, но число событий при таких энергиях недостаточно для надежных выводов. С другой стороны, в данных прошлых экспериментов имеются указания на анизотропию направлений прихода событий с энергиями свыше Ю20 эВ, не зарегистрированных из большой области неба в районе Северного полюса.

В параграфе 4 главы 2 обсуждаются перспективные с точки зрения поиска конкретных астрофизических источников направления на небе -кластеры событий, зарегистрированных экспериментом АвАБА и Якутской установкой. Учет поправки на отклонение заряженных частиц в магнитном поле Галактики приводит к размыванию эффекта кластеризации, что может свидетельствовать о случайном происхождении кластеров, о несправедливости моделей магнитного поля или о наличии нейтральных частиц. В качестве иллюстрации трудностей поиска источников индивидуальных событий предпринята попытка выделить возможные источники для наиболее интересного кластера, состоящего из трех событий АСАБА, одного события HiR.es и одного - зарегистрированного Якутской установкой; в результате делается вывод о необходимости применения статистических методов поиска источников.

Такие статистические методы рассматриваются в главе 3. посвященной корреляциям направлений прихода космических лучей с положениями источников определенных классов. В параграфе 1 описывается метод корреляционного анализа и обсуждаются некоторые тонкие моменты его применения (раздел 1.1). В качестве примера использования метода

в разделе 1.2 обсуждается поиск источников фотонов с энергиями свыше 10 ГэВ, зарегистрированных гамма-телескопом EGRET. Небольшое количество событий не позволяет применить для идентификации этих источников стандартные астрономические методы. Угловое разрешение инструмента при обсуждаемых энергиях заметно лучше, чем у детекторов космических лучей, и сильный корреляционный сигнал однозначно свидетельствует о связи изучаемых фотонов с яркими лацертидами, несмотря на то, что каждому отдельному источнику соответствуют всего один-два фотона.

Во втором параграфе главы 3 проведен сравнительный анализ корреляций положений астрофизических источников различных классов с направлениями прихода частиц, зарегистрированных экспериментами AGASA, HiRes и Якутской установкой. В качестве возможных источников рассматриваются все постоянные внегалактические объекты, упоминавшиеся в литературе в качестве кандидатов на роль ускорителей сверхвысоких энергий. Показано, что корреляции с данными всех трех экспериментов наблюдаются лишь у одного класса объектов - у лацер-тид. С учетом перебора различных каталогов вероятность этого эффекта в случайных выборках составляет порядка 5 X Ю-5.

В третьем параграфе главы 3 на статистической основе составлен список лацертид - вероятных источников гамма-излучения с энергией выше 100 МэВ и обнаружены корреляции направлений прихода частиц, зарегистрированных AGASA и Якутской установкой, с положениями лацертид из этого списка и неидентифицированных гамма-источников. Корреляционный сигнал усиливается при учете поправки на отклонение заряженных космических частиц магнитным полем нашей Галактики. Наличие

гамма-излучения от удаленных источников космических лучей предсказывается результатами § 2 главы 2, разделов 1.3 и 2.2 главы 4 и рядом других исследований.

В параграфе 4 главы 3 обсуждается гипотеза о происхождении заметной части космических частиц самых высоких энергий в ближайшей радиогалактике Centaurus А. Сначала на основе результатов § 1 главы 2 показывается, что внешние радиоуши этой галактики могут ускорять даже легкие ядра до энергий, превышающих 5 х 1019 эВ. Затем проводится корреляционный анализ направлений прихода космических частиц с такими энергиями, зарегистрированных экспериментом Pierre Auger, с единственным источником, Сеп А. Хотя надежно определить статистическую значимость полученного результата не представляется возможным, обнаруженные корреляции на угловом масштабе ~ 15° -т- 20° не противоречат обсуждаемой гипотезе, а сам масштаб согласован с угловым размером источника (9°) и характерным отклонением легких ядер в галактическом магнитном поле 10° для этого направления).

В то время как первые три главы диссертации посвящены построению непротиворечивого описания происхождения основной массы космических лучей сверхвысоких энергий, в главе 4 мы обращаемся к эффектам, затрагивающим малую часть событий, но содержащим указания на новые физические явления и представляющим в связи с этим особый интерес. В § 1 обсуждается один из таких эффектов - нейтральные частицы от удаленных лацертид, - обнаруженный в данных HiR.es, а в § 2 предлагается описывающая его теоретическая модель. Именно, в разделе 1.1 мы анализируем данные стереоскопического эксперимента HiRes и обнаруживаем статистически значимые корреляции направ-

лений прихода зарегистрированных им событий с положениями ярких лацертид из выборки, мотивированной предыдущими результатами (см. Рис. 4). Корреляции обнаружены на масштабе, предсказанном из данных об угловом разрешении эксперимента и заметно меньшем характерных отклонений протонов в магнитном поле Галактики, что интерпретируется как наличие нейтральных частиц, происхождение которых связано с лацертидами. Пользуясь тем, что в данном случае не проводилась максимизация сигнала путем подстройки параметров, мы формулируем в разделе 1.2 количественную гипотезу: событий при энергиях

Е > 1019 эВ вызваны нейтральными первичными частицами от лацертид. Далее мы оцениваем перспективы проверки этой гипотезы в данных других экспериментов, учитывая поле зрения и угловое разрешение установок. Раздел 1.3 посвящен анализу того, какие подклассы лацертид ответственны за корреляции. Сначала мы конструируем большую выборку объектов, для которых определяем широкополосный спектральный индекс от видимого до рентгеновского диапазона как меру положения синхротронного пика широкополосного распределения энергии, а затем изучаем распределение коррелирующих лацертид по этому индексу и сравниваем его с распределением всех источников в выборке. Результат сравнения методом Колмогорова-Смирнова говорит о том, что основной вклад в корреляции вносят лацертиды с низкоэнергетическим пиком, у которых светимость в видимом диапазоне превышает рентгеновскую. Более того, точно такая же картина наблюдается для лацертид - гамма-источников в диапазоне чувствительности EGRET, что дает дополнительное подтверждение гипотезе о связи гамма-излучения и излучения космических лучей лацертидами.

Рис. 4. Вероятность получить в результате случайной флуктуации для изотропного распределения направлений прихода, число пар "источник-событие" с угловым разделением <5, большее или равное эксперименталь-I но зарегистрированному, для выборки из 156 лацертид с видимой звездной величиной V < 18т и набора из 271 события ШЛев (стерео) с энергиями выше 1019 эВ. Жирная линия соответствует экспериментальным данным, тонкая линия - теоретическое ожидание, полученное из моде-I лирования методом Монте-Карло в предположении 9-и событий от лацертид.

В параграфе 2 главы 4 решается вопрос о теоретическом объяснении наблюдения нейтральных частиц сверхвысоких энергий от удаленных лацертид с помощью предположения о существовании легкой (т < Ю-7 эВ) псевдоскалярной частицы (аксионоподобной частицы), смешивающейся с фотоном во внешнем магнитном поле. В разделе 2.1 описано взаимодействие аксионоподобной частицы с фотоном, определены условия максимального смешивания и выделен, в зависимости от массы и энергии новой частицы, круг астрофизических объектов, где такое смешивание должно иметь место. Имея в виду различные астрофизические приложения, мы также оцениваем полный поток аксионоподобных частиц с энергиями в гамма-диапазоне от астрофизических источников. В разделе 2.2 кратко обсуждаются трудности объяснения наблюдения нейтральных частиц сверхвысоких энергий от лацертид в рамках Стандартной модели элементарных частиц и ее популярных расширений. Затем отмечается, что для интересующих нас параметров максимальное аксион-фотонное смешивание должно происходить как в лацертидах, так и в нашей Галактике, но (для реалистичных оценок магнитного поля) не в межгалактическом пространстве. Это позволяет сформулировать картину, согласно которой из лацертиды выходит аксион-фотонный луч, фотонная компонента которого взаимодействует с фоновым излучением, что приводит к быстрой потере энергии отдельных фотонов в электромагнитном каскаде, поэтому на расстояниях порядка мегапарсек большая часть энергии переходит в фотоны ЕСГ1ЕТ-диапазона. С учетом того, что расстояние до лацертид составляет сотни мегапарсек, в соответствии с результатами раздела 2.2 главы 2 формируется протяженное изображение источника в гамма-диапазоне. С другой стороны, акси-

онная компонента распространяется в межгалактическом пространстве без взаимодействия, сохраняя сверхвысокие энергии. В нашей Галактике вновь имеет место близкое к максимальному смешивание, в результате которого рождаются фотоны сверхвысоких энергий, направления прихода которых к наблюдателю указывают на лацертиду-источник. Затем формулируются следствия предлагаемого объяснения, проверка которых возможна в будущих экспериментах, и кратко обсуждаются другие астрофизические проблемы, решаемые с помощью того же самого механизма.

В заключении представлены выводы и сформулированы основные результаты, полученные в диссертации.

Некоторые технические детали, относящиеся к различным главам диссертации, собраны в приложениях. Обозначения, используемые при описании метода пособытийного анализа состава первичных частиц, и детали процедуры реконструкции энергии и мюонной плотности экспериментом AGASA и Якутской установкой, приводятся в Приложении А. В Приложении Б описывается построение функции плотности распределения материи во Вселенной по однородным выборкам из каталогов галактик. Приложение В суммирует детали вычисления зависящей от направления экспозиции различных экспериментов. В Приложении Г описаны каталоги объектов, использованные для сравнительного корреляционного анализа.

Основные результаты диссертации опубликованы в работах: 1. D. S. Gorbunov, P. G. Tinyakov, 1.1. Tkachev, S. V. Troitsky. Evidence for a connection between gamma-ray and highest-energy cosmic ray emissions by BLLs // - Astrophys. J. - 2002. - 577. - P.L93-L96.

2. D. S. Gorbunov, P. G. Tinyakov, S. V. Troitsky. Constraints on ultrahigh energy neutrinos from optically thick astrophysical accelerators. // - Astropart. Phys. - 2003. - 18. - P.463-470.

3. D. S. Gorbunov, S. V. Troitsky. Declination dependence of the cosmic-ray flux at extreme energies. // - JCAP. - 2003. - 0312. - 010.

4. D. S. Gorbunov, P. G. Tinyakov, I. I. Tkachev, S. V. TYoitsky. Testing the correlations between ultra-high-energy cosmic rays and BL Lac type objects with HiRes stereoscopic data // - Письма ЖЭТФ. - 2004. -80. - P.167-170.

5. D. S. Gorbunov, P. G. Tinyakov, I. I. Tkachev, S. V. Troitsky. Identification of extragalactic sources of the highest energy EGRET photons by correlation analysis // - Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 2005. - 362.

- P.L30-L34.

6. D. S. Gorbunov, S. V. TYoitsky. A comparative study of correlations between arrival directions of ultra-high-energy cosmic rays and positions of their potential astrophysical sources // - Astropart. Phys.

- 2005. - 23. - P.175-189.

7. S. V. Troitsky. Magnetic deflections and possible sources of the clustered ultra-high-energy cosmic rays. // - Astropart. Phys. - 2006.

- 26. - P.325-331.

8. D. S. Gorbunov, P. G. Tinyakov, 1.1. Tkachev, S. V. TYoitsky. Estimate of the correlation signal between cosmic rays and BL Lacs in future data // - JCAP. - 2006. - 0601. - 025.

9. G. I. Rubtsov, L. G. Dedenko, G. F. Fedorova, E. Yu. Fedunin, A. V. Glushkov, D. S. Gorbunov, I. T. Makarov, M. I. Pravdin, Т. M. Roganova, I. E. Sleptsov, S. V. Troitsky. Upper limit on the

28

ultra-high-energy photon flux from AGASA and Yakutsk data. // -Phys. Rev. - 2006. - D73. - 063009.

10. L. G. Dedenko, G. F. Fedorova, Т. M. Roganova, M. I. Pravdin, I. E. Sleptsov, V. A. Kolosov, A. V. Glushkov, D. S. Gorbunov, G. I. Rubtsov, S. V. Troitsky. Possible observations of new physics in ultrahigh-energy cosmic rays. // - Ядерная физика. - 2007. - 70.

- C.170-174.

11. D. S. Gorbunov, G. I. Rubtsov, S. V. Troitsky. Air-shower simulations with and without thinning: Artificial fluctuations and their suppression. // - Phys. Rev. - 2007. - D76. - 043004.

12. D. S. Gorbunov, G. I. Rubtsov, S. V. Troitsky. Towards event-by-event studies of the ultrahigh-energy cosmic-ray composition. // - Astropart. Phys. - 2007. - 28. - P.28-40.

13. A. V. Glushkov, D. S. Gorbunov, I. T. Makarov, M. I. Pravdin, G. I. Rubtsov, I. E. Sleptsov, S. V. Troitsky. Constraining the fraction of primary gamma rays at ultra-high energies from the muon data of the Yakutsk extensive-air-shower array // - Письма ЖЭТФ. - 2007.

- 85. - С. 163-167.

14. M. Fairbairn, S. Gninenko, N. Krasnikov, V. Matveev, T. Rashba, A. Rubbia, S. Troitsky. Searching for energetic cosmic axions in a laboratory experiment // - Eur. Phys. J. - 2007. - C52. - P.899-904.

15. A. V. Glushkov, I. T. Makarov, M. I. Pravdin, I. E. Sleptsov, D. S. Gorbunov, G. I. Rubtsov, S. V. IVoitsky. Muon content of ultrahigh-energy air showers: Yakutsk data versus simulations. // - Письма ЖЭТФ. - 2008. - 87. - C.220-224.

16. 0. E. Kalashev, B. A. Khrenov, P. Klimov, S. Sharakin, S. V. Troitsky. Global anisotropy of arrival directions of ultra-high-energy cosmic rays: capabilities of space-based detectors. // - JCAP. - 2008. - 0803. - 003.

17. S. V. Troitsky. Spectral energy distributions and high-energy emission of BL Lac type objects // - Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 2008. - 388. - P.L79-L83:

18. D. S. Gorbunov, P. G. Tinyakov, I. I. Tkachev, S. V. Troitsky On the interpretation of the cosmic-ray anisotropy at ultra-high energies // -Preprint arXiv:0804.1088 [astro-ph]. - 2008.

19. K. Ptitsyna, S. Troitsky. Physical conditions in potential sources of ultra-high-energy cosmic rays. I. Updated Hillas plot and radiation-loss constraints. // - Preprint arXiv:0808.0367 [astro-ph]. - 2008.

20. S. Gureev, S. Troitsky. Physical conditions in potential sources of ultra-high-energy cosmic rays. II. Nearby active galaxies correlated with Auger events. // - Preprint arXiv:0808.0481 [astro-ph]. - 2008.

21. M. Fairbairn, T. Rashba, S. Troitsky. Gamma-ray halo around 3C 279: looking through the Sun on October 8 // - Preprint arXiv:0809.4886 [astro-ph]. - 2008.

Ф-т 60x84/8. Уч.-изд.л. 1,8 Зак. № 21954 Тираж 100 экз. Бесплатно

Отпечатано на компьютерной издательской системе Издательский отдел Института ядерных исследований Российской академии наук 117312, Москва, проспект 60-летия Октября, 7а

Введение б

Глава 1. Состав первичных космических частиц сверхвысоких энергий <

§ 1 Пособытийное исследование состава первичных частиц

1.1 Метод пособытийного анализа малых выборок.

1.2 Ограничения на долю фотонов в первичных космических частицах сверхвысоких энергий.

1.3 Адронная компонента первичных космических частиц сверхвысоких энергий.

§ 2 Особенности фотонных ливней.

2.1 Моделирование развития ливней и искусственные флуктуации.

2.2 Отличия в развитии фотонных и адронных ливней.

2.3 Чувствительность различных экспериментов к фотонной компоненте.

Глава 2. Астрономия сверхвысоких энергий

§ 1 Физические условия в потенциальных ускорителях космических лучей сверхвысоких энергий.

1.1 Общие ограничения из геометрии и излучения.

1.2 Магнитные поля в конкретных источниках.

1.3 Выводы: диаграмма Хилласа с учетом новых данных и радиационных потерь.

§ 2 Сопутствующее излучение нейтрино и фотонов высоких энергий.

2.1 Вторичные потоки нейтрино от оптически толстых источников.

2.2 Электрон-фотонные каскады и протяженные гамма-источники.

§ 3 Глобальное распределение направлений прихода космических лучей наивысших энергий.

3.1 Ожидаемое распределение для астрофизических источников.

3.2 Ожидаемое распределение для сценария сверхтяжелой темной материи.

3.3 Перспектива изучения глобальной анизотропии в будущих космических экспериментах.

3.4 Глобальная анизотропия в результатах наземных экспериментов.

§ 4 Кластеризация направлений прихода и влияние магнитного поля Галактики.

4.1 Модели галактического магнитного поля.

4.2 Магнитное поле Галактики и кластеры направлений прихода.

Глава 3. Корреляции направлений прихода космических лучей с их потенциальными астрофизическими источниками

§ 1 Метод корреляций с источниками.

1.1 Описание метода.

1.2 Пример применения метода в гамма-астрономии.

§ 2 Сравнительное исследование корреляций с различными классами источников.

2.1 Классы возможных источников.

2.2 Результаты сравнительного исследования.

§ 3 Корреляции событий, зарегистрированных экспериментом

AGASA и Якутской установкой, с гамма-источниками.

§ 4 Centaurus А как возможный источник части космических лучей самых высоких энергий

4.1 Физические условия для ускорения частиц в различных частях радиогалактики Cen А.

4.2 Направления прихода событий и Cen А.

Глава 4. Нейтральные частицы от лацертид, аксионоподобные частицы и гамма-астрономия

§ 1 Корреляции с лацертидами на малых углах

1.1 Результаты корреляционного анализа данных стереоскопического эксперимента HiRes.

1.2 Ожидаемая величина эффекта в данных других экспериментов.

1.3 Свойства коррелирующих лацертид. 2Г

§ 2 Смешивание фотонов с аксионоподобными частицами и распространение нейтральных частиц на большие расстояния

2.1 Аксион-фотонное смешивание в астрофизических источниках.

2.2 Объяснение наблюдения нейтральных частиц от удаленных источников.

Интерес к природе космических лучей сверхвысоких (более 1019 эВ) энергий со стороны исследователей, работающих как в физике элементарных частиц, так и в астрофизике, не ослабевает на протяжении десятилетий. В течение долгого времени он подогревался предсказанием Грейзена [1], Зацепина и Кузьмина [2] об обрезании спектра космических протонов при энергиях выше ~ 7 х 1019 эВ, соответствующих порогу рождения пи-мезопов во взаимодействиях протонов с фотонами реликтового излучения (эффект ГЗК), и одновременным экспериментальным наблюдением широких атмосферных ливней (ШАЛ), вызванных первичными частицами, чья реконструированная энергия превышала Ю20 эВ (первое такое событие было зарегистрировано экспериментом Volcano Ranch [3] еще до открытия реликтового излучения). Вопросы, возникавшие в этой области, были связаны с происхождением частиц столь высоких энергий, ни при каких других условиях не зарегистрированных в природе, и с поиском новой физики, которая может проявляться в этом энергетическом диапазоне и определять отклонения экспериментальных результатов от теоретических ожиданий. Как мы увидим ниже, эти две группы вопросов сохраняют актуальность и во многом определяют развитие исследований на стыке физики элементарных частиц и астрофизики и в наши дни.

Изучение физики космических лучей сверхвысоких энергий ограничено двумя основными трудностями, связанными со спецификой исследуемых явлений. Во-первых, поток таких космических частиц очень мал (в среднем за год на один квадратный километр попадает одна частица рассматриваемой энергии). Малость потока означает невозможность непосредственной регистрации первичных частиц, взаимодействуюгцих в верхних слоях атмосферы, с помощью летающих детекторов, и как следствие предопределяет косвенный характер их исследования наземными установками, которые регистрируют широкие атмосферные ливни, вызванные этими частицами. Более того, даже большие наземные установки, работающие на протяжении многих лет, набирают число событий, пренебрежимо малое по сравнению, скажем, с числом фотонов астрофизического происхождения, регистрируемых телескопами в любом другом диапазоне энергий. Во-вторых, взаимодействие частиц с атмосферой происходит при энергиях, которые недоступны лабораторному изучению (для протона с энергией 1019 эВ, взаимодействующего с покоящимся нуклоном в атмосфере, энергия в системе центра масс составляет сотни ТэВ), поэтому модели, с помощью которых характер развития атмосферного ливня связывается со свойствами первичной частицы, с неизбежностью включают экстраполяцию свойств взаимодействия в неизученную область энергий (и переданных импульсов).

С точки зрения экспериментальной техники регистрирующие ШАЛ установки разделяются на наземные решетки детекторов и флуоресцентные телескопы. Наземная решетка детекторов регистрирует частицы в ливне на уровне земли. Детекторы образуют сетку с шагом порядка километра, что позволяет определять функцию пространственного распределения (ФПР) плотности частиц в ливне. Флуоресцентный детектор представляет собой телескоп, фиксирующий ультрафиолетовое излучение, вызванное флуоресценцией молекул атмосферного азота, возбужденных заряженными частицами в ливне. Наземная решетка детекторов регистрирует только двумерный срез ШАЛ, но работает вне зависимости от погоды и времени суток и позволяет, в принципе, разделять различные компоненты ливня (электромагнитную, мюонную, барионную). Флуоресцентный детектор видит картину продольного развития ливня, но может регистрировать события только в ясные безлунные ночи, что составляет около 10% от полного времени работы, и чувствителен только к электромагнитной компоненте ШАЛ. При этом наземная решетка регистрирует в основном периферийную часть ливня, а флуресцентный телескоп - центральный ствол.

Эксперименты, регистрирующие атмосферные ливни, вызванные первичными частицами с энергиями свыше 1019 эВ, можно условно разделить на четыре поколения. Первое поколение включает наземные решетки Volcano Ranch [4], Haverah Park [5], SUGAR [6] и флуоресцентный телескоп Fly's Eye [7]. Ко второму поколению можно отнести эксперименты со значительно большей экспозицией — решетку AGASA [8], Якутскую комплексную установку ШАЛ [9] и флуоресцентный телескоп HiRes (High Resolution Fly's Eye, [10]). Многие из разделов настоящей диссертации используют результаты этих трех экспериментов. Третье поколение представлено двумя ныне действующими гибридными установками, совмещающими наземные решетки и флуоресцентные телескопы для регистрации одних и тех же ливней, - Обсерваторией Pierre Auger [11] и экспериментом Telescope Array [12]. Наконец, четвертое поколение - это флуоресцентные детекторы, наблюдающие атмосферу Земли из космоса, - проекты ТУС [13], JEM-EUSO [14], КЛПВЭ [15] и S-EUSO [16]. Эти детекторы находятся в стадии разработки, хотя следует отметить, что первый шаг к реализации проектов уже сделан — прототип российского эксперимента ТУС работал в 2005-2006 годах на борту спутника "Татьяна" [17].

Исследования космических лучей сверхвысоких энергий после публикации результатов экспериментов первого поколения были направлены в основном на объяснение происхождения событий с энергиями выше порога ГЗК, и в частности выше Ю20 эВ, и поиски возможных интерпретаций отклонения от предсказания ГЗК с привлечением новой физики или нестандартных астрофизических решений. Результаты AGASA и Якутской установки, подтверждавшие существование событий самых высоких энергий на основе большей статистики, вызвали целый вал работ по "проблеме ГЗК". Обзор экспериментальных данных соответствующих, этому моменту, дается в работе [18], а обзор интерпретаций с привлечением новой физики - в работе [19]. После завершения работы экспериментов второго поколения AGASA и HiRes (в 2003 г. и в 2006 г. соответственно; продолжающая работу Якутская установка после модернизации была переориентирована на изучение событий с энергиями, в основном, ниже 1019 эВ) стало ясно, что вопрос об отсутствии или существовании в природе обрезания ГЗК следует считать открытым, поскольку данные двух экспериментов, полученные разными методами, противоречили друг другу. Такое противоречие в ключевом вопросе о форме спектра при самых высоких энергиях в сочетании с различием нормировки спектра при более низких энергиях остро поставило вопрос о систематической разнице между результатами флуоресцентных телескопов и наземных решеток, свидетельствующей о пробелах в понимании развития ШАЛ. Такое противоречие подтвердилось в результатах гибридного эксперимента Pierre Auger: независимая от флуоресцентного телескопа оценка энергии событий, зарегистрированных наземной решеткой, на 30% выше оценки, полученной при калибровке на флуоресцентный детектор [20]. Хотя в настоящее время считается, что флуоресцентный метод менее зависит от модели развития ливня, поэтому более надежен, и данные Auger, использующие такую калибровку, подтверждают [21] результат HiRes [22] о наличии в спектре космических лучей излома, совместного с обрезанием ГЗК, вопрос о происхождении систематической разницы в реконструкции энергии остается открытым.

Она может быть связана как с несовершенством моделей развития ливня, на которые опирается анализ данных наземных детекторов, так и с недостаточно точным знанием величины выхода флуоресцентного света и не вполне аккуратным учетом состояния атмосферы при обработке данных телескопов.

Параллельно с работой экспериментов, регистрирующих ШАЛ, совершенствовались теоретические модели, описывающие развитие ливня в атмосфере. Развитие компьютерной техники и достижения физики элементарных частиц привели к созданию сложных программ, описывающих взаимодействия частиц в ливне при моделировании его методом Монте-Карло. К сожалению, на настоящий момент не существует модели взаимодействия адронов, полностью согласующейся с экспериментальными данными о развитии ливней (обзор современных адрон-ных моделей приведен, например, в работе [23]). Одним из наиболее известных противоречий такого рода является неспособность моделей описать развитие ливня в зависимости от пройденного в атмосфере пути,пройденного в атмосфере пути), восстанавливаемое в эксперименте методом сечений равной интенсивности (обсуждение этой проблемы см., напр., в работе [20]). Другие трудности упомянуты, в частности, в работе [24]. Определенные надежды на уточнение параметров адронных моделей связаны с экспериментами ТОТЕМ [25] и ЬНСГ [26] на Большом адропном коллайдере, в ходе которых планируется изучить взаимодействия адронов в области энергий и переданных импульсов, приближающихся к нужным для описания первых взаимодействий в ШАЛ, хотя экстраполяции все равно не удастся избежать.

В сложившейся ситуации особый интерес представляют выводы относительно природы космических частиц сверхвысоких энергий, наименее зависящие от конкретных моделей, используемых при обработке экспериментальных данных. Цель настоящей диссертации состоит в проведении комплексного анализа процессов, определяющих физику космических лучей с энергиями выше 1019 эВ (включая ускорение частиц в астрофизических источниках, их распространение во Вселенной, развитие широких атмосферных ливней и реконструкцию их экспериментальными установками) на основе методов, минимизирующих модельную зависимость, и в построении непротиворечивой картины происхождения космических частиц сверхвысоких энергий, согласующейся с данными различных регистрирующих их экспериментов, с результатами астрономических наблюдений и с теоретическими представлениями. Для достижения этой цели в диссертации ставится и решается ряд задач, связанных с отдельными аспектами физики космических лучей сверхвысоких энергий.

При анализе широких атмосферных ливней с целью определения характеристик, и в частности типа первичных частиц, трудно добиться полной независимости результата от модели развития ливня. Одной из задач, модельную зависимость в решении которой удается в значительной степени уменьшить, является изучение характеристик ливней, вызываемых первичными фотонами, и поиск таких событий в экспериментальных данных. Поскольку развитие ШАЛ, вызванного фотоном, в основном определяется электромагнитным взаимодействием (вероятность фотоядерной реакции невелика), результаты моделирования таких ливней с использованием различных описаний адронных взаимодействий практически не отличаются друг от друга (для соотношения электромагнитной и мюонной, возникающей в результате фотоядерных реакций, компонент сигнала это было проверено нами в работах [27, 28]). Предыдущие поиски фотонной компоненты были основаны на сравнении числа вертикальных и наклонных ливней, зарегистрированных установкой Haverah Park [29], а также па анализе мюонных данных эксперимента AG AS А [30]. Результатом указанных исследований стала постановка достаточно слабых ограничений на фотонную компоненту. Одна из причин недостаточной точности состоит в том, что характеристики реальных событий сравнивались с усредненными значениями для фотонных ливней, приходящих с разных направлений. В то же время ливни, вызванные первичными фотонами с энергиями порядка и выше 5 х 1019 эВ, развиваются по-разному в зависимости от направления прихода из-за взаимодействия с геомагнитным полем. При меньших энергиях сохраняется зависимость от зенитного угла, связанная с отличием продольного развития фотонного ливня от среднего адронного. Попытка учета этих факторов для событий AGASA с наибольшими энергиями была предпринята в работах [31, 32], где было сделано неправильное предположение об оценке энергии фотонных ливней, что также привело к постановке весьма слабого ограничения. Существенное продвижение в уточнении доли фотонов в потоке первичных космических лучей стало возможным благодаря разработанному нами [33] методу пособытийного анализа типа первичной частицы. Применение этого метода основано на сравнении наблюдаемых характеристик каждого отдельного события с такими же характеристиками модельных ливней с тем же направлением прихода, причем модельные ливни отбираются по энергии, реконструированной тем же способом, что и в эксперименте. Результатом применения данного метода стала постановка жестких ограничений на долю первичных фотонов с энергиями выше Ю20 эВ по данным AG AS А и Якутской установки [27] и с энергиями выше 2 х 1019 эВ и 4 х 1019 эВ по данным Якутской установки [34]. Более поздние результаты колла-борации Pierre Auger [35], также использующие пособытийную оценку энергии в предположении первичных фотонов, улучшили этот результат для энергии 2 х 1019 эВ, однако на более высоких энергиях полученные нами ограничения продолжают оставаться наиболее сильными в мире.

Зависимости от модели развития ливня нельзя полностью избежать, когда речь идет о составе первичных адронов. Относительно надежные данные, основанные на измерении глубины максимума развития ливня экспериментом HiRes при энергиях выше 1019 эВ совместны [36] с полным отсутствием тяжелых ядер (чисто протонный состав) при использовании конкретной адронной модели, но даже статистические ошибки у этого результата велики. Аналогичное исследование Pierre Auger [37], основанное на большем количестве событий, указывает на утяжеление первичных частиц с ростом энергии и на в среднем меньшую глубину развития ливня, нежели в данных HiRes; авторы работы [37] воздерживаются от количественных утверждений из-за неопределенности, связанной с адронными моделями. Несколько более смелой является попытка преодоления модельной зависимости в изучении состава адронной компоненты, предпринятая нами в работе [38], где мы сравниваем электромагнитную и мюонную компоненту сигнала в событиях с реконструированными энергиями выше 2 х 1019 эВ, зарегистрированных Якутской установкой. В этой работе мы выбираем одну из адронных моделей, сравнивая их предсказания с экспериментальными данными и исходя из интуитивного предположения отсутствия среди первичных частиц ядер тяжелее железа и легче водорода, и далее в рамках выбранной модели оцениваем соотношение легких и тяжелых ядер. Поскольку относительное содержание мюонов в ливнях, вызванных различными ядрами, хорошо описывается простой приближенной формулой и мало зависит от используемой модели взаимодействия, результаты этой работы (свидетельствующие о наличии значительной доли как легких, так и тяжелых ядер) будут справедливы для любой другой модели, удовлетворяющей нашему интуитивному требованию.

Определение спектра космических лучей, основанное на абсолютном измерении энергии первичных частиц по вызванным ими атмосферным ливням, а для флуоресцентных детекторов еще и на детальном компьютерном моделировании экспозиции, не может быть проведено модельно-независимым образом. С целью устранения произвола, связанного с выбором моделей, и подавления систематических ошибок, в работе [39] было предположено, что причина различия спектров, построенных по данным разных экспериментов, состоит в не зависящей от энергии систематической ошибке в определении энергии для каждого эксперимента. Величины относительных систематических сдвигов легко найти, если потребовать, чтобы спектры, измеренные различными эксприментами, совпадали. Чтобы определить абсолютную нормировку, требуется дополнительное теоретическое предположение; в работе [39] для калибровки масштаба энергий используется положение теоретически предсказанного провала в спектре, связанного с потерями энергии протонов на рождение электрон-позитронных пар. Совпадение как формы, так и абсолютной нормировки сдвинутых спектров является сильным аргументом в пользу такого подхода. Однако при самых высоких энергиях (> 7 х 1019 эВ) спектры разных экспериментов все равно ведут себя по-разному, что указывает на наличие дополнительного источника систематической разницы. В качестве такого источника предлагалась глобальная анизотропия направлений прихода высокоэнергетических событий [40]; в нашей работе [41] указания на такую анизотропию действительно были получены, однако там же было показано, что этого эффекта недостаточно для объяснения разницы между спектрами АСАБА и HiR.es. Более вероятным объяснением кажется изменение состава первичных частиц при самых высоких энергиях в сочетании с различной чувствительностью детекторов к такому изменению, обсуждаемой нами на примере первичных фотонов, хотя нельзя исключать и наличие зависящей от энергии систематики в определении экспозиции, а также статистическую природу наблюдаемых различий.

Наименее подверженная модельной зависимости наблюдаемая величина, реконструируемая по атмосферному ливню, - направление прихода первичной частицы, которое определяется геометрически. Повышение точности геометрической реконструкции, прежде всего за счет улучшения временного разрешения, в сочетании с увеличением количества зарегистрированных событий позволило в последние годы говорить о рождении новой области знания - астрономии сверхвысоких энергий. Как и классическая астрономия, она изучает, прежде всего, два вопроса — определение источников излучения и исследование их физических характеристик, совместных с таким излучением. Поскольку в условиях небольшого количества данных, плохого углового разрешения и неизвестных отклонений в магнитных полях идентификация источников представляет собой трудную задачу, на протяжении долгого времени исследовался в основном второй вопрос, который в контексте сверхвысоких энергий следует формулировать как определение круга возможных источников, допускающих ускорение частиц до наблюдаемых энергий. После того, как этот круг очерчен, можно искать источники по экспериментальным данным.

В то время как в отношении источников космических лучей с энергиями до ~ 1017 эВ имеется определенная ясность (см., напр., [42]), круг потенциальных ускорителей сверхвысоких энергий определен заметно менее четко. Классическая работа [43] ограничивает возможные источники, в частности, с учетом простого геометрического условия -частица, удерживаемая в области ускорения магнитным полем, должна набрать требуемую энергию прежде, чем покинет ускоритель. Удобное графическое выражение этого условия в терминах диаграммы Хилла-са, на которой представлены размеры и магнитные поля потенциальных источников, сделало это ограничение весьма популярным, и сама диаграмма повторяется во многих обзорах и учебных курсах практически в первоначальном виде (см., напр., обзор [44]). К сожалению, к моменту написания работы [43] (1984 г.) представления о магнитных полях в астрофизических источниках были весьма приближенными, поэтому сама работа не содержит ни ссылок на соответствующую астрономическую литературу, ни даже качественных объяснений выбранных значений параметров. То же относится и к последующим работам, обсуждающим диаграмму Хилласа. Наша работа [45] заполняет этот пробел и использует результаты астрономических наблюдений последних лет для построения обновленной диаграммы Хилласа. Основные изменения касаются, прежде всего, активных галактик различных типов.

Максимальная энергия ускоряемой частицы ограничивается также радиационными потерями. Хотя такие потери вычисляются, в общем случае, с помощью простой формулы, приведенной в учебниках [46], область применимости отдельных приближений к этой формуле (учет только синхротронного или только изгибного излучения) имеет принципиальное значение. Исследования ограничений из радиационных потерь порой приводили к противоречивым результатам (ср. работы [47] и [48]). Нами было проведено [45] систематическое исследование радиационных потерь в различных режимах ускорения, результаты которого для конкретных объектов выражаются на той же диаграмме Хилласа и снимают противоречия между выводами предыдущих авторов.

Упомянутые выше трудности астрономии сверхвысоких энергий (малая статистика, плохое разрешение и магнитные отклонения) делают на нынешнем этапе невозможным классическую пообъектную идентификацию источников. Вместо этого приходится оперировать статистическими методами и искать проявления той или иной модели популяции источников в анизотропном распределении направлений прихода космических лучей для выборки событий в целом. Здесь можно выделить поиски глобальной и мелкомасштабной анизотропии.

Глобальная анизотропия направлений прихода ожидается для случая, когда наблюдаемый поток космических лучей создается ограниченным количеством относительно близких источников. Такая картина возможна в двух случаях: либо имеется значительный избыток плотности источников вблизи наблюдателя, либо частицы от далеких источников по тем или иным причинам до нас не долетают. Первому случаю соответствует предположение об источниках в нашей Галактике. К настоящему моменту можно с уверенностью исключить сколько-нибудь значительную популяцию источников частиц интересующих нас энергий, повторяющую распределение светящейся материи в Галактике -направления прихода событий с энергиями свыше 1019 эВ совместны с изотропным распределением и не концентрируются в галактической плоскости (см., напр., [49]); вопрос об анизотропии при меньших энергиях пока не получил окончательного ответа [10, 50, 51, 52]. Второй вариант - ограниченное расстояние, пролетаемое частицами, - реализуется для астрофизических источников протонов при энергиях, близких к порогу ГЗК; основной вклад в поток космических лучей с такими энергиями должны в этом случае вносить источники, расположенные внутри так называемой сферы ГЗК с радиусом порядка 100 Мпк. Поскольку материя внутри этой сферы распределена неоднородно, астрофизический сценарий с большим числом источников протонов предполагает анизотропное распределение направлений прихода [53, 54, 55, 56, 57].

Это распределение было предсказано в ряде работ на основе функции распределения плотности источников, то есть распределения вещества во Вселенной, и предположений о распространении частиц. Большинство исследований использовало для описания распределения материи каталог PSCz [58], построенный по данным инфракрасного спутника IRAS. К сожалению, этот каталог далек от совершенства, поскольку из-за плохого углового разрешения IRAS этот спутник не всегда мог различить отдельные галактики в богатых скоплениях, что привело к их систематическому недосчету. Дальнейшие продвижения в этом направлении были затруднены из-за отсутствия однородной выборки галактик, полной до достаточно большого расстояния. Такая выборка была построена нами [59] на основе комбинации двух каталогов галактик; паша выборка полна вплоть до расстояния 270 Мпк, что позволяет надежно предсказывать распределения направлений прихода протонов с энергиями от 7 х 1019 эВ и выше в рамках обсуждаемого сценария. Поиски такой анизотропии ведутся в данных современных экспериментов, однако наиболее надежные результаты могут быть получены лишь с помощью орбитальных детекторов четвертого поколения, экспозиция которых будет достаточно однородна по всей небесной сфере.

Поиски проявлений тех или иных источников в мелкомасштабной анизотропии сводятся, в основном, к изучению корреляций направлений прихода космических лучей с положениями объектов определенного класса (хотя оценки числа источников можно получать, изучая кластеризацию событий [60]). Попытки поиска корреляций предпринимались достаточно давно (см., напр., [61, 62, 63, 64, 65, 66, 67]), однако статистическая значимость полученных результатов не всегда контролировалась корректно, поскольку параметры выборки подбирались для максимизации сигнала; кроме того, не всегда правильно учитывалась зависимость экспозиции эксперимента от направления. Ситуация изменилась с выходом работы [68], где проводился корректный учет экспериментальной экспозиции, размер оптимального углового бина для поиска корреляций определялся из Монте-Карло моделирования с учетом углового разрешения эксперимента, а подстройка параметров выборки компенсировалась введением так называемого штрафного фактора (см. более детальное обсуждение в работах [69, 70]). Результатом явилось указание па корреляции направлений прихода событий, зарегистрированных экспериментом AGASA и Якутской установкой и вошедших в выборку с максимальной кластеризацией, с положениями лацертид, наблюдаемые параметры которых подчинялись ряду условий. В работе [71] был впервые проведен корректный корреляционный анализ с учетом отклонений протонов в магнитном поле Галактики для одной из моделей поля и было показано, что корреляция событий AGASA с более широкой выборкой лацертид улучшается при учете отклонения. Дальнейшее развитие этой тематики связано, в основном, с работами, вошедшими в настоящую диссертацию.

Метод корреляционного анализа был протестирован нами [72] на примере поиска класса источников фотонов с энергиями > 10 ГэВ, зарегистрированных телескопом EGRET. В этом случае сочетание достаточно хорошего углового разрешения и относительно большой статистики позволило выявить сильный корреляционный сигнал и определить класс источников, от каждого из которых было зарегистрировано лишь порядка одного фотона. В работе [73] нами было предложено вместо подстройки параметров каталогов лацертид использовать теоретически мотивированную выборку объектов, излучающих в гамма-диапазоне. Нами были обнаружены корреляции таких лацертид с максимально кластеризованной выборкой событий, обсуждавшейся ранее.

Из-за малой чувствительности гамма-телескопов фотоны с энергиями порядка 100 МэВ и выше были зарегистрированы лишь от немногих надежно идентифицированных объектов (так, в выборку потенциальных гамма-источников вошло лишь 14 лацертид из нескольких сотен перечисленных в каталогах), поэтому мы проделали такой же анализ с неидентифицированными гамма-источниками, определенная часть которых, как ожидается, на самом деле связана с лацертидами. Заметные корреляции были обнаружены и для этой выборки; в обоих случаях сигнал усиливался при учете отклонений в магнитном поле Галактики.

В 2004 году стали доступны для анализа данные стереоскопического флуоресцентного детектора ШЯей [74|. С использованием этой выборки незавсимых данных высокого разрешения мы подтвердили [75| корреляции направлений прихода космических частиц с энергиями свыше 1019 эВ с яркими (видимая звездная величина < 18ш) лацертидами. Угловое разрешение ШКев (стерео) значительно меньше ожидаемого отклонения протонов таких энергий в магнитном поле Галактики, так что это наблюдение указало на наличие нейтральных частиц сверхвысоких энергий, распространяющихся на космологические расстояния. В последующей работе коллаборации ШИев [76] наш результат был подтвержден с помощью альтернативного метода анализа; корреляции с теми же объектами были обнаружены и в независимой выборке событии с энергиями ниже 1019 эВ. Данное явление не находит объяснения в рамках стандартной физики и астрофизики (см., напр., обсуждение в работе [77]). Не помогают тут и популярные расширения Стандартной модели физики элементарных частиц, например, суперсимметрия. Единственное непротиворечивое объяснение этого эффекта, помогающее решить также ряд других астрофизических проблем и доступное экспериментальной проверке, было предложено нами в 2008 году. Кроме того, мы определили величину ожидаемого эффекта в данных других экспериментов [78] и исследовали внутренние характеристики коррелирующих лацертид [79]. С помощью данных HiRes, AGAS А и Якутской-установки нами было также проведено сравнительное исследование всех сделанных ранее гипотез о корреляциях внегалактических источников с направлениями прихода космических лучей [80].

На применении практически того же метода основывается заключение коллаборации Pierre Auger [81] о корреляциях направлений прихода космических частиц с энергиями выше 5.6 х 1019 эВ.с положениями близких активных галактик. Сильные корреляции, наблюдаемые в угловом бине 3.1°, превышающем угловое разрешение установки, были интерпретированы как свидетельство в пользу того, что события с такими энергиями вызываются протонами либо от близких активных галактик, либо от других объектов, распределенных во Вселенной сходным образом. Данная гипотеза подразумевает большое (не меньше 60, а вероятнее всего несколько сотен) число источников [82]. В то время как сам факт анизотропии направлений прихода не вызывает сомнения, его интерпретация в терминах указанной гипотезы представляется не столь однозначной. Во-первых, как мы отметили [83] сразу же после публикации результата Auger, глобальное распределение направлений прихода событий в выборке не согласуется с ожидаемым для этой гипотезы. Во-вторых, предположение о первичных протонах противоречит данным того же эксперимента Auger [37], равно как и Якутской установки [38]. В-третьих, в рамках предположения о протонах от достаточно большого числа источников наибольшее число событий с энергиями в обсуждаемом диапазоне должно приходить от достаточно удаленных объектов, не вошедших в выборку [81] (см., напр., [84]); вклад близких (до 30 Мпк) объектов тоже оказывается непропорционально подавлен [85]. Наконец, как показано в нашей работе [86] (см. также [87]), большинство коррелирующих источников - маломощные сейфертовские галактики, и ни одна из них не способна ускорить протоны до наблюдаемых энергий. Нами было предложено [83, 88] альтернативное объяснение, основанное на происхождении заметной части коррелирующих космических лучей в близкой радиогалактике Сеп А, которое согласуется как с наблюдаемым распределением направлений прихода, так и с экспериментальными данными по составу первичных частиц [37, 38], а также с теоретическими оценками-ускорительной способности этого источника [86]. Этот пример указывает на необходимость комплексного анализа различных экспериментальных данных и теоретических построений, связанных с космическими частицами сверхвысоких энергий, который позволил бы уменьшить эффекты, вызванные модельной зависимостью и небольшим количеством данных. Такой анализ и проводится в настоящей диссертации.

Диссертация состоит из введения, четырех глав основного текста, заключения и четырех приложений.

1.3 Выводы: диаграмма Хилласа с учетом новых данных и радиационных потерь. Результаты этого параграфа представлены на Рис. 2.8 - 2.10 для различных режимов ускорения, а сводные обновленные диаграммы Хилласа приведены на Рис. 2.11, 2.12.

Наиболее слабые ограничения соответствуют индуктивному ускорению в режиме, когда доминируют потери на изгибное излучение, см. Рис. 2.8. Ограничения для индуктивного ускорения с синхротронными потерями, в основном применимые к внутренним и внешним струям активных галактик, приведены на Рис. 2.9, а ограничения для наиболее общего диффузного ускорения представлены на Рис. 2.10. На рисунке 2.11 представлена обновленная диаграмма Хилласа с ограничениями для ускорителей протонов энергии Ю20 эВ, а на Рис. 2.12 - та же диаграмма с ограничениями для ускорителей ядер железа до Ю20 эВ.

Подводя итог настоящего раздела, отметим, что маломощные активные галактики не могут ускорять протоны до энергий > 5 х 1019 эВ. В

Curvature-dominated losses

Log {R/ kpc)

Рис. 2.8. Диаграмма "размер-поле" с ограничениями из геометрии и радиационных потерь для режима, в котором основные потери евяза,-ны с излучением кривизны. Это режим наименьших потерь, так что соответствующие ограничения самые слабые. Отмечены области параметров, соответствующие объектам, в которых этот режим может реа-лизовываться: непосредственным окрестностям нейтронных звезд (NS), аномальных рентгеновских пульсаров и магнетаров (АХР) и сверхмассивных центральных черных дыр (ВН) активных галактик - от маломощных сейфертовских (Sy) до мощных радиогалактик (RG) и блаза-ров (BL). Закрашенная область соответствует области параметров, в которой возможно ускорение протонов до 102() эВ. Линии ограничивают снизу разрешенные области параметров для протонов 1019 эВ (тонкая сплошная линия), ядер железа Ю20 эВ (толстая сплошная), протонов 1018 эВ (штриховая) и протонов 101' эВ (пунктирная). Правые части линий соответствуют ограничению Хилласа, а левые (более наклонные) - ограничениям из потерь на излучение.

15 10 5 S в о ra 3

-5 -10 -15

Рис. 2.9. Диаграмма "размер-поле" с ограничениями из геометрии и радиационных потерь для индуктивного ускорения в режиме, в котором основные потери связаны с синхротронным излучением. Отмечены области параметров, соответствующие объектам, в которых этот режим может реализовываться: центральным парсекам (АО) активных галактик - от маломощных сейфертовских (Зу) до мощных радиогалактик (РЮ) и блазаров (ВЬ) - и релятивистским струям мощных активных галактик. Закрашенная область соответствует области параметров, в которой возможно ускорение протонов до Ю20 эВ. Линия ограничивает разрешенную область параметров для ускорения ядер железа до Ю20 эВ. Нижние части линий соответствуют ограничению Хилласа, а верхние (горизонтальные) - ограничениям из потерь на излучение. Все величины приведены в системе покоя ускорителя; для перехода в лабораторную систему для релятивистских струй их надо умножить на Лоренц-фактор струи (характерные значения от ~ 10 для лептонных струй до ~ 100 для адронных [47]).

Synchrotron-dominated losses

AD (Sy) jets (RG.BL)

-15

-10 -5 0

Log (R/ kpc)

15 10 5 i—ч О о со 5

-5

-10

-15

Рис. 2.10. Диаграмма "размер-иоле" с ограничениями из геометрии и радиационных потерь для диффузного ускорения (основные потери связаны с синхротронным излучением). Отмечены области параметров, соответствующие объектам, в которых этот режим может реализовывать-ся: центральным парсекам (AD) активных галактик - от маломощных сейфертовских (Sy) до мощных радиогалактик (RG) и блазаров (BL); релятивистским струям (jets), узелкам (К), горячим пятнам (HS) и радиоушам (L) мощных активных галактик (RG и BL); нерелятивистским выбросам маломощных активных галактик (Sy); starburst-галактикам; гамма-всплескам (GRB); скоплениям галактик (clusters) и крупномасштабным пустотам (voids). Закрашенная область соответствует области параметров, в которой возможно ускорение протонов до 1020 эВ. Линия ограничивает разрешенную область параметров для ускорения ядер железа до 1020 эВ. Нижние части линий соответствуют ограничению Хил-ласа, а верхние ограничениям из потерь на излучение. Все величины приведены в системе покоя ускорителя; для перехода в лабораторную систему для релятивистских струй и оболочек GRB их надо умножить на Лоренц-фактор струи (характерные значения от ~ 10 для лептонных струй до ~ 100 для адронных струй и GRB [47]).

Diffusive acceleration

GRB

AD (Sy) jçts (RG.BL) ,HSrL jets (S: starbursts voids

15 -10 -5 0

Log (R/ kpc)

1020 eV protons

Log (R/ kpc)

Рис. 2.11. Диаграмма Хилласа с ограничениями из геометрии и потерь на излучение для ускорителей протонов энергии Ю20 эВ. Толстая линия: нижняя граница области параметров, разрешенной критерием Хилласа. Закрашенные области разрешены также и ограничениями из радиационных потерь: светло-серая - лишь для индуктивного ускорения с изгибными потерями; серая - также для индуктивного ускорения с синхротроиными потерями; темно-серая - как для индуктивного, так и для диффузного ускорения. Обозначения областей, соответствующих отдельным классам объектов, см. на Рис. 2.8, 2.9, 2.10.

Ю20 еУ ¡гоп

-15 -10 -5 0 5 од (И/ крс)

Рис. 2.12. То же, что на Рис. 2.11, но для ускорителей ядер железа энергии Ю20 эВ. Основное отличие от Рис. 2.11 состоит в том, что ускорение ядер железа до Ю20 эВ возможно (в отличие от протонов) в ядрах маломощных активных галактик, например сейфертовских. принципе, в этих галактиках возможно ускорение протонов до ~ 1018 эВ и тяжелых ядер до ~ Ю20 эВ вблизи центральных черных дыр, если плотность окружающих фотонов в этих областях достаточно низкая. Хотя тяжелые ядра встречаются в источниках редко по сравнению с протонами, маломощные сейфертовские галактики сами по себе гораздо более многочисленны по сравнению с мощными радиогалактиками и блазарами, так что ядра, ускоренные в них, могут составлять существенную часть потока космических лучей сверхвысоких энергий.

Другие возможные ускорители таких частиц - струи, радиоуши, узелки и горячие пятна мощных активных галактик, Б1агЬш^ галактики и ударные волны в скоплениях галактик. Для ударных волн на масштабе сверхскоплений, гамма-всплесков и внутренних областей активных ядер галактик надо рассматривать дополнительные ограничения из взаимодействия с фотонами.

§ 2 Сопутствующее излучение нейтрино и фотонов высоких энергий

В предыдущем параграфе мы, стремясь поставить наиболее общие, универсальные ограничения, не рассматривали взаимодействие ускоряемых частиц с частицами среды. Во многих практически интересных случаях таким взаимодействием пренебречь нельзя, и его учет приводит к дополнительным ограничениям на источники как из анализа потерь энрегии при ускорении, так и из оценки потока вторичных частиц, основную часть которых составляют протоны и нейтрино. Ограничения последнего типа особенно важны для моделей, в которых требуются высокие потоки космических лучей в источнике.

2.1 Вторичные потоки нейтрино от оптически толстых источников. Ряд наблюдательных данных (см. в частности главу 4) указывает на возможное присутствие частиц от космологически удаленных источников среди космических лучей сверхвысоких энергий. Среди частиц Стандартной модели лишь нейтрино может распространяться на такие расстояния через Вселенную, сохраняя столь высокую энергию. Однако анализ атмосферных ливней исключает нейтрино как первичную частицу [184, 185]. Чтобы обойти эту трудность, был предложен так называемый механизм "Z-вспышек" [186, 187], основанный на резонансном рассеянии нейтрино сверхвысокой энергии на реликтовых фоновых нейтрино, приводящем к рождению Z-бозона, продукты распада которого могут оказаться первичными частицами детектируемых на Земле космических лучей, если взаимодействие произошло в пределах нескольких десятков мегапарсек от нас. Резонансная энергия равна

Eres ~ X Ю21 ЭВ.

77V

В астрофизических ускорителях нейтрино таких энергий могут рождаться во взаимодействиях протонов еще большей энергии с фотонами или протонами среды. Основной источник нейтрино - распады вторичных заряженных пионов, а также нейтронов. Вместе с каждым нейтрино образуется определенное количество протонов и фотонов; если эти частицы покидают источник, то их высокие потоки могут приводить к противоречиям с экспериментальными данными. Для нуклонов это ограничение известно под именем Ваксмана-Бакалла [188, 189, 190] (см. также [191]): измерения потока космических лучей с энергиями выше 3 х 1018 эВ требуют, чтобы источник был непрозрачен для нуклонов сверхвысоких энергий. Поток вторичных фотонов существенно ограничен данными гамма-телескопа EGRET [192]. Среди возможных путей обхода пределов EGRET было предложено рассматривать оптически толстые источники, непрозрачные для нуклонов и фотонов, так что лишь нейтрино могут их покидать; на этом сценарии мы сейчас и остановимся. ,

Оптически толстая часть источника. Оценить требуемую массу оптически толстой части источника ("поглотителя") легко из следующих соображений.

Пусть продольный (по отношению к пучку фотонов) размер поглотителя ¿||, а поперечный 1±. Для взаимодействий с протонами условие оптической толщи записывается как > 1 ^ з х 10» ((см"', (2.9) aipl\\ \ aip /v 1\\ ) где пр - плотность числа протонов в поглотителе, а <т7Р - полное сечение рассеяния протонов сверхвысоких энергий на нерелятивистских барионах, (7 <ур 1 мбарн. Из (2.9) находится полная масса поглотителя,

Md ~ ШрПр1Щ > шД ~ 1013М© МЦ2 . (2.10)

Т^р yl КПКУ \ (Т^р J

После каждого адронного взаимодействия часть (порядка 1/3) энергии переходит в нейтральные пионы, распады которых приводят к появлению новых фотонов; приблизительно 1/6 энергии передается электронам и позитронам в распадах заряженных пионов. Эти электроны и позитроны рождают новые гамма-кванты как за счет обратного эффекта Комптона, так и посредством синхротронного излучения на присутствующих в источнике магнитных полях. Все вторичные фотоны также вносят вклад в диффузное излучение, наблюдавшееся EGRET, так что их также требуется подавить с помощью дальнейших перерассеяний в источнике. Число N таких перерассеяний, на которое надо будет умножить правые части (2.9), (2.10), может быть оценено из потока энергии £ = Е2]{Е) в нейтрино с Е « Егез, требуемого для сценария ^-вспышек [193, 194, 195],

Сопутствующий поток фотонов £®(ETes) ~ £u{ETes) (точный коэффициент зависит от преобладающего процесса рождения нейтрино). Чтобы не противоречить ограничениям EGRET, этот поток требуется уменьшить примерно в 50 раз. Поскольку каждое взаимодействие 7р уменьшает поток энергии фотонов, £7, примерно вдвое, консервативная оценка составляет N > 6.

В качестве наиболее вероятного источника, способного ускорять материнские протоны до энергий выше Етез, рассмотрение § 1 оставляет лишь отдельные части наиболее мощных активных галактик. Для струй, горячих пятен и радиоушей, однако, выражения (2.9) и (2.10) противоречат наблюдаемым данным, так как для размеров порядка килопарсека и выше, во-первых, требуют превышения протонной плотности над наблюдаемыми значениями плотности электронов (пе ~ 500 см-"3 [196]) на несколько порядков величины, а во-вторых, приводят к массе барионной части поглотителя ~ 1О14М0, что на порядок тяжелее полной массы самых тяжелых галактик [197] и на два порядка - типичной активной галактики [198].

В случае поглощения за счет взаимодействия с облаком мягких фотонов, плотность и полная энергия последних может быть оценена ана

Етеа) ~ 5 х 104 эВ см-2 с-1 ср-1. логично (2.9), (2.10): 1 5 х 10 7

6 мкбарн

1] см

-3

2.11)

Щ ~ ш1П111Ч > "А - 2х1013М© f^L) (-М2 (, d 7 7±|| 7^ \10 МэВ/ \I КПК/ V ^77 /

2.12) где ujj - средняя энергия мягких фотонов. Для энергий взаимодействия в системе центра масс Ест < 1017 эВ, фотон-фотонное сечение насыщается двойным рождением пар и составляет порядка 6 мкбарн. Для более высоких Ест становится важным рождение пионов, однако его сечение зависит от логарифмически, и вклад его не превышает десятка процентов. Таким образом, большая часть энергии остается в электромагнитном канале, так что число N требуемых взаимодействий больше, чем получалось для протонного облака. Сечение сг77 > 6 мкбарн и растет логарифмически с энергией (для больших ш7), так что полная энергия требуемого фотонного облака, (2.12), также растет с ш7. Получающиеся значения ЕJ превышают характерную массу галактики, что также противоречит астрофизическим оценкам [197], а значит, требуемая оптическая толщина не может быть достигнута за счет фотонов с ш7>1 МэВ.

Случай фотонов с ш7 < 1 МэВ может быть исключен с помощью следующей оценки фотонной плотности, полученной для наиболее изученного блазара Mrk 421. Наблюдаемый поток фотонов [199] как функция частоты v имеет плато ~ 1 Ян при и = 108 Ч- Ю10 Гц и монотонно убывает на более высоких частотах. Полная плотность фотонов с v = 108 -г- Ю10 Гц оценивается из этих данных как п7 < 3 х 103 см-3; плотность еще меньше на более высоких частотах. Другие оценки приводят к тем же, по порядку величины, значениям [200], что значительно меньше требуемой плотности (2.11). Таким образом, части активных галактик с размерами порядка килопарсеков и выше (струи, горячие пятна и т.д.) не могут обеспечить требуемых условий поглощения.

С другой стороны, можно оценить параметры источника нейтрино, требуемого для сценария Z-вспышек и не противоречащего ограничениям EGRET. Из выражений (2.9), (2.10), (2.11), (2.12) следует, что линейный размер поглотителя не должен превышать 300 пк и либо плотность протонов в нем должна быть не менее 106 см-3, либо плотность фотонов должна превышать 109 см . Из потенциальных астрофизических ускорителей такие условия могут встречаться лишь в центральных частях ядер активных галактик.

Вторичный поток нейтрино. Предположим теперь, что такие условия действительно реализуются в некоторых источниках. Перерассеяния в поглотителе сопровождаются тогда излучением менее энергичных нейтрино, которые покидают источник и могут быть зарегистрированы на Земле. Оценка потока этих частиц дает дополнительное ограничение на рассматриваемый сценарий.

Требуемый поток энергии нейтрино £i/(Z?res) соответствует узкому интервалу резонансных энергий ETes — АЕ < Е < Eres + АЕ, где АЕ ~ О.ОЗЕ'гез — ширина ^-резонанса. Консервативную оценку снизу потока вторичных нейтрино можно получить в (явно нереалистичном) предположении, что первичный поток при других энергиях равен нулю. Полные сечения взаимодействия 7р и 77 насыщаются многопи-опным рождением; средняя мультиплетность [201, 202] может быть при интересующих нас энергиях аппроксимирована постоянной, (п) ~ 500. Средняя энергия каждого пиона приблизительно Eves/{n), около 1/3 всей энергии уносится нейтральными пионами, а остальная часть - заряженными. Нейтральные пионы распадаются на фотоны, которые продолжают каскад, а из заряженных пионов рождаются высокоэнергичные нейтрино, поток которых таким образом легко оценить (см. Рис. 2.13).

Мы продемонстрировали, что области активных галактик с размерами больше или порядка килопарсека (струи, горячие пятна, радиоуши и т.д.) оптически тонки для фотонов сверхвысоких энергий. С одной стороны, это означает, что эти источники могут излучать такие фотоны; с другой - исключает возможность их привлечения в рамках сценария ^-вспышек. Сравнение наших оценок с результатами нейтринных экспериментов показывает, что даже для случая гипотетических оптически толстых ядер галактик, сценарий ^-вспышек не поддерживается данными по потокам вторичных нейтрино.

2.2 Электрон—фотонные каскады и протяженные гамма-источники. Высокоэнергичные фотоны интенсивно взаимодействуют с мягкими фоновыми фотонами, в изобилии присутствующими как в источнике, так и везде во Вселенной. Рождающиеся при этом электроны и позитроны вновь взаимодействуют с фотонами (обратный эффект Комптона), а также интенсивно теряют энергию на синхротронное излучение. Электрон-фотонные каскады, основанные на таких взаимодействиях, хорошо изучены в литературе для различных случаев; здесь мы рассмотрим интересный случай формирования протяженного изображения источника космических лучей в гамма-диапазоне и некоторые перспективы наблюдения таких изображений [93].

Формирование протяженного изображения гамма—источника. Фотоны высоких энергий рождают электрон-позитронные пары на фоновых фотонах, а родившиеся электроны и позитроны в свою очередь взаимодействуют с фотонами; формирующийся таким образом элек

14 16 18 20 22 24 Log10(E/eV)

Рис. 2.13. Предсказания потока вторичных нейтрино каждого аромата (жирные стрелки) от оптически толстых источников для сценария ^-вспышек при Eres = 1.5 х 1022 эВ. Линии - имеющиеся ограничения по данным экспериментов Байкал [203], AMANDA [204, 205], RICE [206], GLUE [207], Pierre Auger [208], Hi Res [209], ANITA-Ute [210], FORTE [211], nuMOON [212]. Горизонтальные линии предполагают спектр Е~2\ остальные линии (и точка) соответствуют "модельно-независимым" пределам, предполагающим монохроматические потоки нейтрино. Все ограничения пересчитаны на один аромат для отношения ароматов нейтрино 1:1:1, ожидаемого для максимального смешивания [213]. тромагнитный каскад приводит к постепенному уменьшению средней энергии распространяющихся фотонов. Окружающие магнитные поля отклоняют электроны и позитроны, так что вторичные фотоны излучаются под углом к первоначальным, что приводит к размытию изображения источника в высокоэнергичных гамма-лучах. Этот эффект может быть наблюден для удаленных источников энергичных фотонов, поскольку как Вселенная в целом, так и типичное окружение источника прозрачны для гамма-квантов с энергиями ниже ~ 100 ГэВ.

Угол отклонения электрона легко выразить через его характерную длину пробега до взаимодействия Ь. Для тэвных электронов в межгалактическом пространстве основной процесс - это обратное компто-новское рассеяние на фотонах реликтового излучения. Сечение этого процесса [19] порядка томпсоновского где а ~ 1/137. Длина пробега определяется как

Ь = — ~ 1 кпк, па где п - плотность числа реликтовых фотонов. В результате взаимодействия излучается фотон с энергией порядка

Другими процессами можно пренебречь за исключением случая сверхвысоких энергий или достаточно сильных магнитных полей, когда длина пробега электрона определяется синхротронным излучением и составляет порядка

8тго:2

Т 3 т\ '

Энергия излученного фотона в этом случае

Е \2 / В

Е^ ~ 680 ГэВ

7 \,Ю20 эВУ У^Ю-9 Гс) '

Между последовательными взаимодействиями электрон движется по дуге окружности из-за взаимодействия с внешним магнитным полем. Для поля В угол отклонения электрона от первоначальной траектории составляет порядка ь

Дг,' где Яь = Е/(еВ) - ларморовский радиус. В случае, когда угол отклонения становится порядка единицы, данное приближение не работает и вторичные фотоны изотропизуются.

Угловой размер источника, видимого с Земли, определяется [214] как

0 = (2.13) где (1 - характерное расстояние от источника до точки последнего перерассеяния, а Б - расстояние от источника до Земли (в частности, в случае полной изотропизации вторичных фотонов ¿~1и0~с?/.О).

Электроны и позитроны, участвующие в описанных процессах, могут не только рождаться в фотон-фотонных взаимодействиях, но и представлять собой вторичные продукты взаимодействий адронов. В зависимости от конкретных условий могут представиться разные возможности формирования протяженного изображения.

Электромагнитные каскады на межгалактических магнитных полях. Энергичные фотоны от далеких источников в результате каскадов на межгалактическом фоновом излучении формируют протяженное изображение источников ТэВного диапазона [214]. Еще более быстрое развитие каскада ожидается для вторичных фотонов от источников космических лучей сверхвысоких энергий (см. напр. [215]). При более низких энергиях (ГэВ) такие изображения оказываются слишком слабыми, чтобы быть наблюдаемыми [214, 215].

Синхротронное гало около источников космических лучей сверхвысоких энергий. Если магнитное поле вблизи источников космических лучей сверхвысоких энергий составляет по крайней мере ~ Ю-9 Гс, что является реалистичной оценкой, например, для мощной радиогалактики в центре скопления, то синхротронные фотоны с энергиями ГэВ и выше могут формировать гало размера порядка долей градуса даже для удаленных источников [216].

Обратный эффект Комптона в окрестности источника. Гало фотонов с энергией менее или порядка ГэВ, рожденных в результате обратного эффекта Комптона, может формироваться вблизи источника гамма-излучения высокой (ТэВ) энергии [217]. Так, для квазара ЗС 279 угловой размер ожидаемого гало ~ 0.2°, а поток от протяженной части изображения того же порядка, что от центрального точечного источника.

Перспективы наблюдения протяженного изображения. В то время как угловое разрешение черенковских телескопов, регистрирующих фотоны с энергиями порядка ТэВ по вызванным ими атмосферным ливням, не превышает десятки угловых минут, ширина функции размазки точечного источника для инструментов, работающих в диапазоне ГэВ и ниже, составляет несколько градусов. Этот недостаток частично компенсируется огромной экспозицией спутника Fermi (GLAST); однако прямое измерение углового размера изображения невозможно и для него. Здесь мы обсудим другой подход к определению углового размера.

Самое яркий астрономический источник почти в любом диапазоне энергий, Солнце, практически не излучает высокоэнергичных (Е > 100 MeV) гамма-лучей. Подобно тому, как угловые размеры звезд измеряются при покрытии их Луной, мы предлагаем определять размер гамма-источников, закрываемых Солнцем (заметим, что сама Луна намного ярче Солнца в этом диапазоне).

В настоящее время известно лишь небольшое количество жестких гамма-источников (~ 300 объектов, найденных в основном в данных EGRET), так что лишь несколько из них могут покрываться Солнцем. Среди них оказался самый яркий гамма-источник из идентифицированных с внегалактическими объектами: квазар ЗС 279 закрывается Солнцем каждый год 8 октября. В дальнейшем мы будем говорить в основном о нем, остановившись кратко на других источниках EGRET и помня, что заметно большее количество более слабых объектов должно быть открыто спутником Fermi в ближайшие годы.

В первом приближении, протяженное изображение будет имитировать ненулевой поток от источника во время затмения. Нами были исследованы [218] архивные даные по наблюдению покрытия ЗС 279 Солнцем в 1991 году; они согласуются с отличным от нуля потоком во время покрытия, хотя и с невысокой статистической значимостью. В принципе, такой результат мог бы указывать на прозрачность Солнца для гамма-лучей, возможную в некоторых сценариях "новой физики" [218], однако соответствующая область пространства параметров этих моделей запрещена результатами других экспериментов (см. напр. [219]).

Недавно коллаборация MAGIC объявила [220] об открытии излучения с Е > 200 ГэВ от ЗС 279. С учетом ожидаемого поглощения на космическом фоновом излучении, это свидетельствует об очень высокой светимости этого удаленного (красное смещение z = 0.536) квазара в фотонах высоких энергий [221]. С другой стороны, в соответствии с результатами § 1, струи этого квазара могут ускорять космические лучи до сверхвысоких энергий, что сопровождается излучением высокоэнергичных фотонов.

Для оценки перспективы наблюдения протяженного изображения в покрытии ЗС 279 Солнцем с помощью Телескопа большой площади (LAT) спутника Fermi мы предполагаем поток (83.7 ± 2.5) х Ю-8 фотонов/см2/с, равный среднему потоку от ЗС 279 за все девять периодов наблюдений EGRET [222], и время затмения приблизительно 8.5 часов. В обзорном режиме наблюдений LAT будет непрерывно вращаться, сканируя все небо, так что экспозиция за короткий период для каждой конкретной точки неба будет не очень велика; она может быть оценена с помощью веб-службы телескопа1. После года работы в обзорном режиме телескоп должен перейти к наблюдениям индивидуальных источников. Эффективная площадь телескопа составит ~ 3000 cm2 для Е ~ 100 MeV; чувствительность можно оценить из Рис. 5 работы [223]. Повторение такого наблюдения 8 октября в течение нескольких лет приведет к существенному повышению точности. На Рис. 2.14 приводится ожидаемое число фотонов от ЗС 279 за время покрытия как функция углового размера источника для различных режимов наблюдения спутника Fermi.

Другие источники EGRET с эклиптической широтой не более 0.25° перечислены в Таблице 2.1. Предложенный метод может также помочь в уточнении координат неидентифицированных источников, покрываемых Солнцем.

1http: //glast.gsfc.nasa.gov/ssc/proposals /detectability.html

Рис. 2.14. Ожидаемое число фотонов от ЗС 279, зарегистрированных Fermi за время покрытия, как функция угловой дисперсии гауссова изображения. Сплошная линия: обзорная мода; штриховая линия: индивидуальное наблюдение; штрих-пунктир-пунктирная линия: комбинация трех индивидуальных наблюдений; штрих-пунктирная линия: эта же комбинация в бинах по 1 часу. Вертикальная линия соответствует лучшему фиту углового размера по данным EGRET. название Ье ЗЕС ГэВ УНЕ

АХ Л809.8—2333 -0.135 Л809-2328 [224]

ЗС 279 +0.201 Л255-0549 [224] [221]

У28=М20 (?) +0.239 Л800-2338 [224] [225]

Заключение

Полученные результаты складываются в следующую общую картину происхождения космических лучей сверхвысоких энергий. Все зарегистрированные на Земле космические частицы с энергиями свыше 1019 эВ рождены во внегалактических астрофизических ускорителях. Наиболее вероятными ускорителями являются активные галактики; самые мощные из них - радиогалактики и блазары - могут ускорить протоны до энергий порядка 1020 эВ в ядрах, струях и радиоушах. Такие галактики встречаются редко; менее мощные и заметно более многочисленные источники могут ускорить до сверхвысоких энергий более тяжелые ядра, что отражается на химическом составе первичных частиц, который становится тяжелее при самых высоких энергиях. Распределение источников во Вселенной повторяет распределение всех галактик, однако число близких источников невелико, а отклонения ядер в галактическом магнитном поле в ряде случаев значительны, так что нынешних экспериментальных данных недостаточно для наблюдения соответствующей глобальной анизотропии. Ускорение и распространение частиц сопровождается излучением вторичных фотонов и нейтрино; распространение высокоэнергичных фотонов происходит с меньшими потерями, чем предсказывает стандартная физика и астрофизика (например, за счет осцилляций в легкую псевдоскалярную частицу), так что часть их достигает наблюдателя от самых мощных, но достаточно удаленных источников - лацертид. Это проявляется в корреляциях направлений прихода космических лучей с положениями лацертид на небесной сфере, которые обнаружены в данных эксперимента Н1И,е8 на угловых расстояниях, меньших характерного отклонения протонов в магнитном поле Галактики. Различные эксперименты обладают разной чувствительностью к фотонам; отсутствие корреляций с лацертидами в предварительных данных эксперимента Pierre Auger объясняется тем, что из-за повышенной чувствительности водных баков к мюонной компоненте ливня энергия фотонов недооценивается этим экспериментом в несколько раз.

В диссертации получены следующие основные результаты.

Разработан метод изучения состава первичных частиц космических лучей сверхвысоких энергий, основанный на индивидуальном анализе событий и позволяющий достичь заметно большей точности по сравнению с традиционным подходом. Этот метод применен для анализа данных, полученных экспериментом AG AS А и Якутской комплексной установкой ШАЛ. В результате поставлены наиболее сильные в мире ограничения на долю первичных фотонов при энергиях свыше Ю20 эВ (36%) и свыше 4 х 1019 эВ (22%) и получены указания на заметную (48%^ долю тяжелых ядер при энергиях свыше 2 х 1019 эВ (уровень достоверности 95%).

Изучены искусственные флуктуации, вносимые процедурой прореживания в физические наблюдаемые, реконструируемые из моделируемых методом Монте-Карло широких атмосферных ливней, и разработан метод подавления таких флуктуаций. На основе моделирования изучены особенности развития ливней, вызванных первичными фотонами, и реконструкции их различными экспериментами. Показано, что энергии первичных фотонов оцениваются различными экспериментами с относительной систематической ошибкой в несколько раз.

Проанализированы физические условия в астрофизических объектах, требуемые для ускорения элементарных частиц до сверхвысоких энергий. На основе анализа новых астрономических данных построена обновленная диаграмма Хилласа, учитывающая наряду с ограничениями из размера источника также ограничения из потерь на излучение. Показано, что лишь самые мощные активные галактики (радиогалактики, квазары и лацерти-ды) способны ускорить протоны до энергий порядка Ю20 эВ, в то время как заметно более многочисленные и близкие сейфертов-ские галактики могут ускорять до таких энергий тяжелые ядра. В согласии с экспериментальными данными, это предопределяет смешанный состав первичных частиц при самых высоких энергиях.

Изучено сопутствующее излучение нейтрино и фотонов меньших энергий; показано, что в ряде случаев должно формироваться протяженное изображение источника космических лучей в гамма-диапазоне, и предложен метод наблюдения такого изображения, размер которого меньше углового разрешения телескопа.

Построена модель глобального распределения направлений прихода космических лучей сверхвысоких энергий от астрофизических источников, основанная на функции распределения плотности числа галактик на расстояниях до 270 Мпк, вычисленной из специально сконструированной полной однородной выборки галактик, и учете взаимодействий космических частиц сверхвысоких энергий при распространении в межгалактическом пространстве. Показано, что современных данных наземных экспериментов недостаточно для изучения глобальной анизотропии, и даны оценки ожидаемого эффекта для астрофизического сценария и для сценария сверхтяжелой темной материи в результатах будущих космических экспериментов (ТУС, JEM-EUSO, S-EUSO).

Изучена мелкомасштабная анизотропия направлений прихода космических лучей сверхвысоких энергий. Показано, что учет поправок на отклонения заряженных частиц в магнитном поле Галактики приводит к исчезновению кластеров направлений прихода, обнаруженных в данных AGASA и Якутской установки. Обнаружены корреляции направлений прихода частиц, зарегистрированных AGASA и Якутской установкой, с положениями лацертид - источников гамма-излучения и с положениями неидентифицированных гамма-источников. Проведен сравнительный анализ корреляций положений астрофизических источников различных классов с направлениями прихода частиц, зарегистрированных экспериментами AGASA, HiRes и Якутской установкой, и показано, что кореляции с данными всех трех экспериментов наблюдаются лишь у одного класса объектов - у лацертид.

На основе анализа физических условий в радиогалактике Сеп А показано, что она является вероятным ускорителем ядер промежуточной массы до сверхвысоких энергий. Проведен анализ анизотропии направлений прихода космических частиц сверхвысоких энергий, зарегистрированных Обсерваторией Pierre Auger, и показано, что наблюдаемая анизотропия согласуется с этой гипотезой.

На основе анализа позиционных корреляций в данных эксперимента HiRes обнаружено указание на наличие нейтральных частиц сверхвысоких энергий от лацертид, не находящее объяснения в рамках Стандартной модели физики элементарных частиц. Сформулирована количественная гипотеза (2%^'^ событий при энергиях Е > 1019 эВ вызваны нейтральными первичными частицами от лацертид) и оценена перспектива ее проверки в будущих экспериментах. Изучены астрофизические характеристики коррелирующих лацертид. Предложено теоретическое объяснение наблюдаемого эффекта, основанное на предположении о существовании легкой (т < Ю-7 эВ) псевдоскалярной частицы, смешивающейся с фотоном во внешнем магнитном поле. Оценены потоки таких частиц от астрофизических источников, сформулированы следствия предлагаемого объяснения, проверка которых также возможна в будущих экспериментах.

В заключение автор хотел бы выразить глубокую признательность своим ближайшим коллегам и соавторам Д.С. Горбунову, Л.Г. Деденко, М. Фэйрбэйну, O.E. Калашеву, М.И. Правдину, Т.И. Рашбе, Г.И. Рубцову, П.Г. Тинякову и И.И. Ткачеву за постоянные полезные обсуждения и интересную совместную работу.

Автор признателен своим соавторам A.B. Глушкову, С.Н. Гниненко, С.М. Гурееву, П. Климову, Н.В. Красникову, И.Т. Макарову, В.А. Матвееву, К.В. Птицыной, Т.М. Рогановой, А. Руббиа, И.Е. Слепцову, Г.Ф. Федоровой, Е.Ю. Федунину, В.А. Хренову и С. Шаракину за плодотворную совместную работу над частью проблем, обсуждающихся в диссертации.

Хотелось бы выразить искреннюю и глубокую благодарность В.А. Ру-бакову за многочисленные интересные и полезные обсуждения, конструктивную доброжелательную критику и постоянное внимание к работе.

Автор признателен К. Белову, С.И. Григорьевой, К. Зютасу, М. Ка-хельриссу, В.А. Кузьмину, М.В. Либанову, В.Н. Лукашу, Э.Я. Нугаеву,

С. Попову, Д.В. Семикозу, С.М. Сибирякову, П. Сокольскому, М. Теши-ме, Г. Томсону, Ж.-М. Фреру и К. Шинозаки за интересные обсуждения.

Работа над диссертацией вряд ли была бы завершена без постоянного внимания, поддержки и помощи моей семьи, в первую очередь супруги A.A. Троицкой и родителей Е.Е. Тареевой и В.Е. Троицкого.

Хочется отметить гостеприимство Лозаннского университета, Свободного университета Брюсселя, Европейского центра ядерных исследований, Института им. Макса Планка в Мюнхене и Центра атомной энергии в Сакле, где родились многие идеи, вошедшие в диссертацию.

Автор благодарен всему коллективу Отдела теоретической физики ИЯИ РАН за уникальную творческую атмосферу, наполненную доброжелательностью и взаимопомощью.

Часть исследований, вошедших в диссертацию, была поддержала грантами и стипендиями Фонда "Династия", Фонда содействия отечественной науке, INTAS, РФФИ и Роснауки.

1. К. Greisen. End То The Cosmic Ray Spectrum? // - Phys. Rev. Lett.- 1966. 16. - P. 748-750.

2. Г. Т. Зацепин, В. А. Кузьмин. О верхней границе спектра космических лучей. // Письма ЖЭТФ. - 1966. - 4. - С. 114-116.

3. J. Linsley. Evidence For A Primary Cosmic-Ray Particle With Energy Ю20 eV. // Phys. Rev. Lett. - 1963. - 10. - P.146-148.

4. J. Linsley, L. Scarsi, and B. Rossi. Energy Spectrum and Structure of Large Air Showers // Suppl. J. Phys. Soc. Japan. - 1962. - 17.- P.91.

5. M.A. Lawrence, R.J.O. Reid, A.A. Watson. The cosmic ray energy spectrum above 4 x 1017 eV as measured by the Haverah Park array. // J. Phys. - 1991. - G17. - P.733-757.

6. M.M. Winn, J. Ulrichs, L.S. Peak, C.B.A. McCusker, L. Horton. The arrival directions of cosmic rays above 1017 eV. // J. Phys. - 1986.- G12. P.675-686.

7. R. M. Baltrusaitis et al. The Utah Fly's Eye Detector. // Nucl. Instrum. Meth. - 1985. - A240. - P.410-428.

8. N. Chiba et al. Akeno Giant Air Shower Array (AG AS A) Covering 100 km2 Area // Nucl. Instrum. Meth. - 1992. - A311. - P.338-349.

9. V. Egorova et al. The spectrum features of UHECRs below and surrounding GZK. // Nucl. Phys. Proc. Suppl. - 2004. - 136. -P. 3-11.

10. P. Sokolsky, G. B. Thomson. Highest Energy Cosmic Rays and results from the HiRes Experiment. // J. Phys. - 2007. - G34. - P.R401-R429.

11. J. Abraham et al. Pierre Auger Collaboration]. Properties and performance of the prototype instrument for the Pierre Auger Observatory. // Nucl. Instrum. Meth. - 2004. - A523. - P.50-95.

12. K. Martens et al. Telescope Array Collaboration]. The Telescope Array and its low energy extension. // Nucl. Phys. Proc. Suppl.- 2007. 165. - P.33-36.

13. V. I. Abrashkin et al. The TUS space fluorescence detector for study of UHECR and other phenomena of variable fluorescence light in the atmosphere. // Adv. Space Research - 2006. - 37. - P. 1876

14. O. Catalano. Extreme Universe Space Observatory EUSO: An Innovative Project For The Detection Of Extreme Energy Cosmic Rays And Neutrinos. // - Nuovo Cim. - 2001. - 24C. - P.445-469.

15. B. A. Khrenov et al. KOSMOTEPETL Collaboration]. Design and development of space experiments KLYPVE and TUS for study of UHECR. // Nucl. Phys. Proc. Suppl. - 2002. - 113. - P.115-122.

16. A. Santangelo et al. S-EUSO: a proposal for a space-based observatory of Ultra-high-Energy cosmic particles. // Proposal submitted to the ESA Cosmic Vision 2015-2025 Program. - 2007.

17. G. K. Garipov, B. A. Khrenov, M. I. Panasyuk, V. I. Tulupov, A. V. Shirokov, I. V. Yashin, H. Salazar. UV radiation from the atmosphere: Results of the MSU "Tatiana" satellite measurements. // Astropart. Phys. - 2005. - 24. - P.400-408.

18. M. Nagano, A. A. Watson. Observations And Implications Of The Ultrahigh-Energy Cosmic Rays. // Rev. Mod. Phys. - 2000. - 72.- P.689-732.

19. P. Bhattacharjee, G. Sigl. Origin and propagation of extremely high energy cosmic rays. // Phys. Rept. - 2000. - 327. - P.109-247.

20. R. Engel et al. The Pierre Auger Collaboration]. Test of hadronic interaction models with data from the Pierre Auger Observatory. // Preprint arXiv:0706.1921 [astro-ph]. 2007.

21. J. Abraham et al. Pierre Auger Collaboration]. Observation of the suppression of the flux of cosmic rays above 4 x 1019 eV. // Phys. Rev. Lett. - 2008. - 101. - 061101.

22. R. Abbasi et al. High Resolution Fly's Eye Collaboration]. Observation of the GZK Cutoff by the HiRes Experiment. // Phys. Rev. Lett. - 2007. - 100. - 101101.

23. S. S. Ostapchenko. Simulations Of Cosmic Ray Interactions: Past, Present, And Future. // J. Phys. Conf. Ser. - 2006. - 47. - P.222-231.

24. W.D. Apel et al. KASKADE Collaboration]. Test of interaction models up to 40 PeV by studying hadronic cores of EAS. // J. Phys. - 2007. - G34. - P.2581-2593.

25. G. Anelli et al. TOTEM Collaboration]. The TOTEM Experiment at the CERN Large Hadron Collider. // JINST. - 2008. - 3. - S08007.

26. O. Adriani et al. LHCf Collaboration]. The LHCf detector at the CERN Large Hadron Collider. // JINST. - 2008. - 3. - S08006.

27. M. Ave et al. Constraints on the ultra high energy photon flux using inclined showers from the Haverah Park array. // Phys. Rev. - 2002.- D65. 063007.

28. K. Shinozaki et al. Upper limit on gamma-ray flux above 1019 eV estimated by the Akeno Giant Air Shower Array experiment. // -Astrophys. J. 2002. - 571. - P.L117-L20.

29. P. Homola et al. On a possible photon origin of the most-energetic AGASA events. // Nucl. Phys. Proc. Suppl. - 2006. - 151. - P.116-118.

30. M. Risse et al. Upper limit on the photon fraction in highest-energy cosmic rays from AGASA data. // Phys. Rev. Lett. - 2005. - 95. -171102.

31. D. S. Gorbunov, G. I. Rubtsov, S. V. Troitsky. Towards event-by-event studies of the ultrahigh-energy cosmic-ray composition. // -Astropart. Phys. 2007. - 28. - P.28-40.

32. J. Abraham et al. Pierre Auger Collaboration]. Upper limit on the cosmic-ray photon flux above 1019 eV using the surface detector of the Pierre Auger Observatory. // Astropart. Phys. - 2008. - 29. -P.243-256.

33. R. U. Abbasi et al. High Resolution Fly's Eye Collaboration], A study of the composition of ultra high energy cosmic rays using the

34. High // Resolution Fly's Eye. Astrophys. J. - 2005. - 622. - P.910-926.

35. M. Unger et al. Pierre Auger Collaboration]. Study of the Cosmic Ray Composition above 0.4 EeV using the Longitudinal Profiles of Showers observed at the Pierre Auger Observatory. // Preprint arXiv:0706.1495 [astro-ph], - 2007.

36. A. V. Glushkov, I. T. Makarov, M. I. Pravdin, I. E. Sleptsov, D. S. Gorbunov, G. I. Rubtsov, S. V. Troitsky. Muon content of ultra-high-energy air showers: Yakutsk data versus simulations. //- Письма ЖЭТФ. 2008. - 87. - C.220-224.

37. V. Berezinsky, A. Z. Gazizov, S. I. Grigorieva. On astrophysical solution to ultra high energy cosmic rays. // Phys. Rev. - 2006.- D74. 043005.

38. T. Stanev. On the luminosity of the ultra-high-energy cosmic ray sources. // Preprint astro-ph/0303123. - 2003.

39. D. S. Gorbunov, S. V. Troitsky. Declination dependence of the cosmic-ray flux at extreme energies. // JCAP. - 2003. - 0312. - 010.

40. В. С. Птускин. О происхождении галактических космических лучей. // УФН. - 2007. - С.558-565.

41. А. М. Hillas. The origin of ultra-high-energy cosmic rays. // Ann. Rev. Astron. Astrophys. - 1984. - 22. - P.425-444.

42. L. Anchordoqui, T. Paul, S. Reucroft, J. Swain. Ultrahigh-energy cosmic rays: The State of the art before the Auger Observatory. // — Int. J. Mod. Phys. 2003. - A18. - P.2229-2366.

43. K. Ptitsyna, S. Troitsky. Physical conditions in potential sources of ultra-high-energy cosmic rays. I. Updated Hillas plot and radiation-loss constraints. // Preprint arXiv:0808.0367 astro-ph]. - 2008.

44. JI. Д. Ландау, Е. М. Лифшиц. Теория поля. // М., Наука. - 1998.

45. F. A. Aharonian, A. A. Belyanin, Е. V. Derishev, V. V. Kocharovsky, VI. V. Kocharovsky. Constraints on the extremely high-energy cosmic ray accelerators from classical electrodynamics. // Phys. Rev. -2002. - D66. - 023005.

46. M. V. Medvedev. A constraint on electromagnetic acceleration of highest energy cosmic rays. // Phys. Rev. - 2003. - E67. - 045401.

47. M. Takeda et al. Small-scale anisotropy of cosmic rays above 1019 eV observed with the Akeno giant air shower array. // Astrophys. J. -1999. - 522. - P.225-237.

48. N. Hayashida et al. The Anisotropy of Cosmic Ray Arrival Directions around 1018 eV. // Astropart. Phys. - 1999. - 10. - P.303-311.

49. J. A. Bellido, R. W. Clay, B. R. Dawson, M. Johnston-Hollitt. Southern hemisphere observations of a 1018 eV cosmic ray source near the direction of the galactic center. // Astropart. Phys. - 2001. -15. - P. 167-175.

50. M. Aglietta et al. Pierre Auger Collaboration]. Anisotropy studies around the Galactic Centre at EeV energies with the Auger Observatory. // Astropart. Phys. - 2007. - 27. - P.244-253.

51. E. Waxman, К. B. Fisher, T. Piran. The signature of a correlation between > 1019-eV cosmic ray sources and large scale structure. // -Astrophys. J. 1997. - 483. - P. 1-7.

52. N. W. Evans, F. Ferrer, S. Sarkar. The anisotropy of the ultra-high energy cosmic rays. // Astropart. Phys. - 2002. - 17. - P.319-340.

53. A. Smialkowski, M. Giller, W. Michalak. Luminous infrared galaxies as possible sources of the UHE cosmic rays. // J. Phys. - 2002. -G28. - P. 1359-1374.

54. G. Sigl, F. Miniati, T. A. Ensslin. Ultra-high energy cosmic ray probes of large scale structure and magnetic fields. // Phys. Rev. - 2004.- D70. 043007.

55. A. Cuoco, R. D. Abrusco, G. Longo, G. Miele, P. D. Serpico. The footprint of large scale cosmic structure on the ultra-high energy cosmic ray distribution. // JCAP. - 2006. - 0601. - 009.

56. W. Saunders et al. The PSCz Catalogue. // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 2000. - 317. - P.55-64.

57. O. E. Kalashev, B. A. Khrenov, P. Klimov, S. Sharakin, S. V. TYoitsky. Global anisotropy of arrival directions of ultra-high-energy cosmic rays: capabilities of space-based detectors. // JCAP. - 2008. - 0803. -003.

58. S. L. Dubovsky, P. G. Tinyakov, I. I. Tkachev. Statistics of clustering of ultra-high energy cosmic rays and the number of their sources. //- Phys. Rev. Lett. 2000. - 85. - P. 1154-1157.

59. G. R. Farrar, P. L. Biermann. Correlation between compact radio quasars and ultra-high energy cosmic rays. // Phys. Rev. Lett. -1998. - 81. - P.3579-3582.

60. C. M. Hoffman. Comment on "Correlation between compact radio loud quasars and ultrahigh-energy cosmic rays". // Phys. Rev. Lett.- 1999. 83. - P.2471.

61. G. R. Farrar, P. L. Biermann. Reply to "Comment on "Correlation between compact radio quasars and ultrahigh-energy cosmic rays" ". // Phys. Rev. Lett. - 1999. - 83. - P.2472.

62. A. Virmani, S. Bhattacharya, P. Jain, S. Razzaque, J. P. Ralston, D. W. McKay. Correlation Of Ultra High Energy Cosmic Rays With" Compact Radio Loud Quasars. // Astropart. Phys. - 2002. - 17. -P.489-495.

63. G. Sigl, D. F. Torres, L. A. Anchordoqui, G. E. Romero. Testing the correlation of ultra-high energy cosmic rays with high redshift sources. // Phys. Rev. - 2001. - D63. - 081302.

64. A.V. Uryson. Results of identification of UHECR sources. // Proceedings of the 27th International Cosmic Ray Conference, Hamburg. - 2001. - P. 551.

65. D. F. Torres et al. Nearby quasar remnants and ultra-high energy cosmic rays // Phys. Rev. - 2002. - D66. - 023001.

66. P. G. Tinyakov, I. I. Tkachev. BL Lacertae are probable sources of the observed ultra-high energy cosmic rays // Письма ЖЭТФ. -2001. - 74. - C.499-503.

67. P. G. Tinyakov, I. I. Tkachev. Cuts and penalties: comment on "The clustering of ultra-high energy cosmic rays and their sources" // -Phys. Rev. 2004. - D69. - 128301.

68. С. B. Finley, S. Westerhoff. On the evidence for clustering in the arrival directions of AGASA's ultrahigh energy cosmic rays // -Astropart. Phys. 2004. - 21. - P.359-367.

69. P. G. Tinyakov, I. I. Tkachev. Tracing protons through the galactic magnetic field: A clue for charge composition of ultrahigh-energy cosmic rays // Astropart. Phys. - 2002. - 18. - P.165-172.

70. D. S. Gorbunov, P. G. Tinyakov, I. I. Tkachev, S. V. Troitsky. Identification of extragalactic sources of the highest energy EGRET photons by correlation analysis // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. -2005. - 362. - P.L30-L34.

71. D. S. Gorbunov, P. G. Tinyakov, I. I. Tkachev, S. V. TYoitsky. Evidence for a connection between gamma-ray and highest-energy cosmic ray emissions by BLLs // Astrophys. J. - 2002. - 577. -P.L93-L96.

72. R. U. Abbasi et al. High Resolution Fly's Eye Collaboration]. Study of small-scale anisotropy of ultrahigh energy cosmic rays observed in stereo by HiRes // Astrophys. J. - 2004. - 610. - P.L73-L76.

73. D. S. Gorbunov, R G. Tinyakov, 1.1. Tkachev, S. V. Troitsky. Testing the correlations between ultra-high-energy cosmic rays and BL Lac type objects with HiRes stereoscopic data // Письма ЖЭТФ. -2004. - 80. - P. 167-170.

74. R. U. Abbasi et al. High Resolution Fly's Eye Collaboration]. Search for cross-correlations of ultra-high-energy cosmic rays with BL Lacertae objects // Astrophys. J. - 2006. - 636. - P.680-684.

75. P. G. Tinyakov, I. I. Tkachev. Is astronomy possible with neutral ultrahigh energy cosmic ray particles existing in the Standard Model? // ЖЭТФ. - 2008. - 106. - P.481-487.

76. D. S. Gorbunov, P. G. Tinyakov, I. I. Tkachev, S. V. Troitsky. Estimate of the correlation signal between cosmic rays and BL Lacs in future data // JCAP. - 2006. - 0601. - 025.

77. S. V. Troitsky. Spectral energy distributions and high-energy emission of BL Lac type objects // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 2008. -388. - P.L79-L83.

78. D. S. Gorbunov, S. V. Troitsky. A comparative study of correlations between arrival directions of ultra-high-energy cosmic rays and positions of their potential astrophysical sources // Astropart. Phys. - 2005. - 23. - P. 175-189.

79. J. Abraham et al. Pierre Auger Collaboration]. Correlation of the highest energy cosmic rays with nearby extragalactic objects // -Science. 2007. - 318. - P.938-943.

80. J. Abraham et al. Pierre Auger Collaboration]. Correlation of the highest-energy cosmic rays with the positions of nearby active galactic nuclei // Astropart. Phys. - 2008. - 29. - P. 188-204.

81. D. S. Gorbunov, P. G. Tinyakov, I. I. Tkachev, S. V. Troitsky. On the Correlation of the Highest-Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects Reported by the Pierre Auger Collaboration // Письма ЖЭТФ. - 2008. - 87. - P.461-463.

82. Chia-Chun Lu, Guey-Lin Lin. GZK Horizons and the Recent Pierre Auger Result on the Anisotropy of Highest-energy Cosmic Ray Sources U Preprint arXiv:0804.3122 astro-ph]. - 2008.

83. L. G. Dedenko, D. A. Podgrudkov, Т. M. Roganova, G. F. Fedorova. The cosmic ray luminosity of the nearby active galactic nuclei // -Preprint arXiv:0804.4582 astro-ph]. 2008.

84. S. Gureev, S. Troitsky. Physical conditions in potential sources of ultra-high-energy cosmic rays. II. Nearby active galaxies correlated with Auger events. // Preprint arXiv:0808.0481 astro-ph], - 2008.

85. I. V. Moskalenko, L. Stawarz, T. A. Porter, С. C. Cheung. On the Possible Association of Ultra High Energy Cosmic Rays with Nearby Active Galaxies // Preprint arXiv:0805.1260 astro-ph]. - 2008.

86. D. S. Gorbunov, P. G. Tinyakov, I. I. Tkachev, S. V. Troitsky On the interpretation of the cosmic-ray anisotropy at ultra-high energies // Preprint arXiv:0804.1088 astro-ph]. - 2008.

87. D. S. Gorbunov, G. I. Rubtsov, S. V. Troitsky. Air-shower simulations with and without thinning: Artificial fluctuations and their suppression. // Phys. Rev. - 2007. - D76. - 043004.

88. D. S. Gorbunov, P. G. Tinyakov, S. V. Troitsky. Constraints on ultrahigh energy neutrinos from optically thick astrophysical accelerators. // Astropart. Phys. - 2003. - 18. - P.463-470.

89. S. V. Troitsky. Magnetic deflections and possible sources of the clustered ultra-high-energy cosmic rays. // Astropart. Phys. - 2006.- 26. P.325-331.

90. M. Fairbairn, S. Gninenko, N. Krasnikov, V. Matveev, T. Rashba, A. Rubbia, S. Troitsky. Searching for energetic cosmic axions in a laboratory experiment // Eur. Phys. J. - 2007. - C52. - P.899-904.

91. M. Fairbairn, T. Rashba, S. Troitsky. Gamma-ray halo around 3C 279: looking through the Sun on October 8 // Preprint arXiv:0809.4886 astro-ph], - 2008.

92. B. McBreen, C. J. Lambert. Interactions Of High-Energy {E > 5 x 1019 eV) Photons In The Earth's Magnetic Field // Phys. Rev. -1981. - D24. - P.2536-2538.

93. E. E. Antonov et al. Separation of positive and negative muons in a giant shower by the geomagnetic field // Письма ЖЭТФ. - 1998.- 68. C.177-182.

94. M. Ave, R. A. Vazquez, E. Zas. Modelling horizontal air showers induced by cosmic rays // Astropart. Phys. - 2000. -14. - P.91-107.

95. F. Halzen, R. A. Vazquez, T. Stanev, H. P. Vankov. The highest energy cosmic ray // Astropart. Phys. - 1995. - 3. - P. 151-156.

96. M. Risse et al. Primary particle type of the most energetic Fly's Eye air shower // Astropart. Phys. - 2004. - 21. - P.479-490.

97. А. В. Глушков и др. Мюоиы в широких атмосферных ливнях энергий Е0 = 1016-6 эВ—1019-8 эВ // Письма ЖЭТФ. - 2000. - 71. -С.145-151.

98. M.I. Pravdin et al. Estimation of the giant shower energy at the Yakutsk EAS Array // Proceedings of the 29th International cosmic Ray Conference, Pune. - 2005. - 7. - P.243-246.

99. R. Aloisio, V. Berezinsky, M. KachelrieB. Fragmentation functions in SUSY QCD and UHECR spectra produced in top-down models // — Phys. Rev. 2004. - D69. - 094023.

100. D. Semikoz, G. Sigl. Ultra-high energy neutrino fluxes: New constraints and implications. // JCAP. - 2004. - 0404. - 003.

101. M. Takeda et al. Energy determination in the Akeno Giant Air Shower Array experiment. // Astropaxt. Phys. - 2003. - 19. - P.447-462.

102. N. Hayashida et al. Updated AGASA event list above 4 x 1019 eV. // Preprint astro-ph/0008102. - 2000.

103. M. Takeda et al. Extension of the cosmic ray energy spectrum beyond the predicted Greisen-Zatsepin-Kuz'min cutoff. // Phys. Rev. Lett.- 1998. -81. -P.1163-1166.

104. А. В. Глушков и др. Электроны и мюоны в ШАЛ с Eq > 3 х 1017 эВ по данным Якутской установки и в модели QGS JET. // Ядерная физика. - 2000. - 63. - С. 1557-1568.

105. D. Heck et al. CORSIKA: A Monte Carlo code to simulate extensive air showers // Report FZKA-6019. - 1998.108.

106. A. Fasso, A. Ferrari, P. R. Sala. Electron-photon transport in FLUKA: status // Proceedings of the MonteCarlo 2000 Conference.- 2001. P. 159-164

107. A. Fasso et al. FLUKA: Status and Prospective for Hadronic Applications // Proceedings of the MonteCarlo 2000 Conference. -2001. - P.955.

108. W. M. Yao et al. Particle Data Group]. Review of particle physics // J. Phys. - 2006. - G33. - P. 1-1232.

109. S.J. Sciutto. AIRES: A System for air shower simulations. User's guide and reference manual. Version 2.2.0. // Preprint astro-ph/9911331. - 1999.

110. S. Ostapchenko. QGSJET-II: Towards reliable description of very high energy hadronic interactions. // Nucl. Phys. Proc. Suppl. -2006. - 151. - P. 143-146.

111. A. V. Glushkov et al. Muon component of EAS with energies above 1017 eV // Astropart. Phys. - 1995. - 4. - P. 15-22.

112. J. Engel, T. K. Gaisser, T. Stanev, P. Lipari. Nucleus-nucleus collisions and interpretation of cosmic ray cascades // Phys. Rev. - 1992. - D46. - P.5013-5025.

113. R. S. Fletcher T. K. Gaisser, P. Lipari, T. Stanev. SIBYLL: An Event generator for simulation of high-energy cosmic ray cascades // Phys. Rev. - 1994. - D50. - P.5710-5731.

114. K. Werner, F. M. Liu, T. Pierog. Parton ladder splitting and the rapidity dependence of transverse momentum spectra in deuteron gold collisions at RHIC // Phys. Rev. - 2006. - C74. - 044902.

115. T. Pierog, K. Werner. The hadronic interaction model EPOS and air shower simulations: New results on muon production // Preprint FZKA-7340ZK. - 2007.

116. M. Kobal et al. Pierre Auger Collaboration]. A thinning method using weight limitation for air-shower simulations // Astropart. Phys. - 2001. - 15. - P.259-273.

117. D. Allard, E. Parizot, E. Khan, S. Goriely, A. V. Olinto. UHE nuclei propagation and the interpretation of the ankle in the cosmic-ray spectrum // Astron. Astrophys. - 2005. - 443. - P.L29-L32.

118. W. R. Nelson, H. Hirayama, D.W.O. Rogers. The EGS4 Code System // Preprint SLAC-0265. - 1985.

119. L. G. Dedenko. The probability distribution functions for the numbers of electrons, muons, and pions, the cascade parameter S, and the energy carried by nuclear-active particles in EAS // Can. J. Phys. - 1968. - 46. - P.178-180.

120. A. M. Hillas. Shower Simulation: Lessons From Mocca // Nucl. Phys, Proc. Suppl. - 1997. - 52B. - P.29-42.

121. V. A. Kuzmin, G. I. Rubtsov. No-thinning simulations of extensive air showers and small scale fluctuations at the ground level. // Письма ЖЭТФ. - 2007. - 85. - C.663-666.

122. H. Fesefeldt. The Simulation Of Hadronic Showers: Physics And Applications // Preprint CERN-DD-EE-80-2. - 1985.

123. S. V. Troitsky. Suppressing artificial fluctuations in air-shower simulations. // Talk at the 3rd International Workshop on the highest energy cosmic rays and their sources: Forty years of the GZK problem, Moscow. - 2006.

124. M. Roth et al. Pierre Auger Collaboration]. Measurement of the UHECR energy spectrum using data from the Surface Detector of the Pierre Auger Observatory // Preprint arXiv:0706.2096 [astro-ph]. - 2007.

125. V. de Souza, G. Medina-Tanco, J. A. Ortiz. Acceptance of fluorescence detectors and its implication in energy spectrum inference at the highest energies. // Phys. Rev. - 2005. - D72. - 103009.

126. T. Pierog et al. Dependence of the longitudinal shower profile on the characteristics of hadronic multiparticle production // Proceedings of the 29th International Cosmic Ray Conference, Pune. - 2005. - 7.- P.103-106.

127. P. Billoir, C. Roucelle, J. C. Hamilton. Evaluation of the primary energy of UHE photon-induced atmospheric showers from ground array measurements // Preprint astro-ph/0701583. - 2007.

128. A. Schlüter, L. Biermann. Interstellare Magnetfelder // Z. Naturforsch. - 1950. - 5a. - P.237.

129. R. J. Protheroe. Effect of energy losses and interactions during diffusive shock acceleration: Applications to SNR, AGN and UHE cosmic rays // Astropart. Phys. - 2004. - 21. - P.415-431.

130. M. S. Longair. High-energy astrophysics. Vol. 1: Particles, photons and their detection // Cambridge Univ. Press. - 1992.

131. M. Ostrowski. Cosmic ray acceleration at relativistic shocks, shear layers, . // Preprint arXiv:0801.1339 astro-ph]. - 2008.

132. A. Venkatesan, M. C. Miller, A. V. Olinto. Constraints on the production of ultra-high-energy cosmic rays by isolated neutron stars // Astrophys. J. - 1997. - 484. - P.323-328.

133. A. Neronov, D. Semikoz. Particle acceleration and formation of jets in the cores of active galactic nuclei // New Astron. Rev. - 2003.- 47. P.693-696.

134. A. Neronov, P. Tinyakov, I. Tkachev. TeV signatures of compact UHECR accelerators // >K3TO - 2005. - 100. - C.744-751.

135. A. Neronov, D. Semikoz, I. Tkachev. Ultra-High Energy Cosmic Ray production in the polar cap regions of black hole magnetospheres //- Preprint arXiv:0712.1737 astro-ph., 2007.

136. M. Giovannini. The magnetized universe // Int. J. Mod. Phys. -2004. - D13. - P.391-502.

137. J. P. Vallee. Cosmic magnetic fields as observed in the Universe, in galactic dynamos, and in the Milky Way // - New Astron. Rev. -2004. - 48. - P.763-841.

138. S. Mereghetti. The strongest cosmic magnets: Soft Gamma-ray Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars // Preprint arXiv:0804.0250 astro-ph], - 2008.

139. G. F. Bignami, P. A. Caraveo, A. De Luca, S. Mereghetti. The magnetic field of an isolated neutron star from X-ray cyclotron absorption lines // Nature - 2003. - 423. - P.725-727.

140. M. G. Baring, A. K. Harding. Resonant Compton Upscattering in Anomalous X-ray Pulsars // Astrophys. Space Sci. - 2007. - 308.- P.109-118.

141. W. H. T. Vlemmings, H. E. Bignall, P. J. Diamond. Green Bank Telescope observations of the water masers of NGC 3079: accretion disk magnetic field and maser scintillation // Astrophys. J. - 2007.- 656. P. 198-205. arXiv:astro-ph/0610912.

142. M. Modjaz, J. M. Moran, P. T. Kondratko, L. J. Greenhill. Probing the Magnetic Field at Sub-Parsec Radii in the Accretion Disk of NGC 4258 // Astrophys. J. - 2005. - 626. - P.104-119.

143. J. N. McCallum, S. P. Ellingsen, J. E. J. Lovell. Magnetic field limits and spectral variability in the Circinus galaxy H2O megamasers // -Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 2007. - 376. - P.549-556.

144. R. T. Zavala, G. B. Taylor. Faraday Rotation Measures in the Parsec-Scale Jets of the Radio Galaxies M87, 3C 111, and 3C 120 2002 // -Astrophys. J. 2002. - 566. - P.L9-L12.

145. JI. И. Матвеенко и др. Структура ядра сейфертовской галактики NGC1275 // Письма АЖ. - 1980. - 6. - С.42.

146. В. С. Артюх, П. А. Черников. Физические условия в ядре радиогалактики ЗС 274. // АЖ. - 2007. - 51. - С.808-812.

147. С. А. Тюльбашев. Физические параметры нескольких быстропе-ременных внегалактических радиоисточников // АЖ. - 2005. -49. - С.967-972.

148. П. А. Черников и др. Исследование физических условий в ядрах активных галактик. Физические условия в ядрах двух близких радиогалактик. // АЖ. - 2006. - 50. - С.202-209.

149. V. I. Slish. Angular Size of Radio Stars // Nature - 1963. - 199. - P.682.

150. A. F. Zakharov, N. S. Kardashev, V. N. Lukash, S. V. Repin. Magnetic fields in AGNs and microquasars // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 2003. - 342. - P. 1325-1333.

151. R. L. Znajek. The electric and magnetic conductivity of a Kerr hole // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 1978. - 185. - P.833-840.

152. N. I. Shakura, R. A. Syunyaev. Black holes in binary systems. Observational appearance // Astron. Astrophys. - 1973. - 24. -P.337-355.

153. I. D. Novikov, K. S. Thorne. Astrophysics of black holes // In: Black holes (Les astres occlus), Gordon and Breach. - 1973. - P.343.

154. W. M. Zhang, Y. Lu, S. N. Zhang. The Black Hole Mass and Magnetic Field Correlation in Active Galactic Nuclei // Chin. J. Astron. Astrophys. Suppl. - 2005. - 5. - P.347-352.

155. D. E. Harris, H. Krawczynski. X-ray Emission from Extragalactic Jets // Ann. Rev. Astron. Astrophys. - 2006. - 44. - P.463-506.

156. J. F. Gallimore et al. A Survey of Kiloparsec-Scale Radio Outflows in Radio-Quiet Active Galactic Nuclei // Astron. J. - 2006. - 132.- R546-569.

157. M. G. Allen et al. Physical Conditions in the Seyfert Galaxy NGC 2992 // Astrophys. J. - 1999. - 511. - P.686-708.

158. S. Laine, R. Beck. Radio Continuum Jet in NGC 7479 // -Astrophys. J. 2008. - 673. - P.128-142.

159. J. O. Burns, E. D. Feigelson, E. J. Schreier. The inner radio structure of Centaurus A Clues to the origin of the jet X-ray emission // — Astrophys. J. - 1983. - 273. - P. 128-153.

160. D. A. Schwartz et al. CHANDRA Observations of X-ray Jet Structure on kpc to Mpc Scales // New Astron. Rev. - 2003. -47. - P.461-465.

161. M. J. Hardcastle, D. E. Harris, D. M. Worrall. The origins of X-ray emission from the hotspots of FRII radio sources // Astrophys. J.- 2004. 612. - P.729-748.

162. J. Kataoka, L. Stawarz. X-Ray Emission Properties of Large-Scale Jets, Hot Spots, and Lobes in Active Galactic Nuclei // Astrophys. J. - 2005. - 622. - P.797-810.

163. K. Meisenheimer et al. The synchrotron spectra of radio hot spot // Astron. Astrophys. - 1989. - 219. - P.63-86.

164. J. H. Croston et al. An X-ray study of magnetic field strengths and particle content in FRII radio sources // Astrophys. J. - 2005. -626. - P.733-747.

165. W. H. T. Vlemmings et al. The Magnetic Field in the Star-forming Region Cepheus A from Water Maser Polarization Observations // -Preprint astro-ph/0510452. 2005.

166. V. I. Slysh, V. Migenes. Strong magnetic field in W75N OH maser flare // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 2006. - 369. - P.1497-1501.

167. W. H. T. Vlemmings A new probe of magnetic fields during highmass star formation: Zeeman splitting of 6.7 GHz methanol masers // Astron. Astrophys. - 2008. - 484. - P.773-781.

168. A. P. Sarma et al. VLBA Observations of the Zeeman Effect in H20 Masers in OH 43.8-0.1 // Astrophys. J. - 2008. - 674. - P.295-303.

169. R. L. Curran, A. Chrysostomou. Magnetic fields in massive star forming regions // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 2007. - 382. -P.699-716.

170. T. A. Thompson et al. Magnetic Fields in Starburst Galaxies and The Origin of the FIR-Radio Correlation // Astrophys. J. - 2006. - 645. - P.186-198.

171. T. Piran. Magnetic Fields in Gamma-Ray Bursts: A Short Review // AIP Conf. Proc. - 2005. - 784. - P.164-174.

172. E. Waxman. Cosmological gamma-ray bursts and the highest energy cosmic rays // Phys. Rev. Lett. - 1995. - 75. - P.386-389.

173. M. Vietri, D. De Marco, D. Guetta. On the generation of UHECRs in GRBs: A reappraisal // Astrophys. J. - 2003. - 592. - P.378-389.

174. M. Schmidt. Luminosities and Space Densities of Gamma-Ray Bursts // Astrophys. J. - 1999. - 523. - P.L117-L120.

175. T. Piran. Gamma-Ray Bursts and the Fireball Model // Phys. Rept. - 1999. - 314. - P.575-667.

176. F. Govoni, L. Feretti. Magnetic Field in Clusters of Galaxies // -Int. J. Mod. Phys. 2004. - D13. - P. 1549-1594.

177. C. Ferrari et al. Observations of extended radio emission in clusters // Space Science Reviews. - 2008. - 134. - P.93-118.

178. K. Dolag, D. Grasso, V. Springel, I. Tkachev. Constrained simulations of the magnetic field in the local universe and the propagation of UHECRs // JCAP. - 2005. - 0501. - 009.

179. G. Sigl, F. Miniati, T. A. Ensslin. Cosmic magnetic fields and their influence on ultra-high energy cosmic ray propagation // Nucl. Phys. Proc. Suppl. - 2004. - 136. - P.224-233.t

180. R. M. Baltrusaitis et al. Limits On Deeply Penetrating Particles In The > 1017 eV Cosmic Ray Flux // Phys. Rev. - 1985. - D31. -P.2192-2198.

181. N. Inoue AGASA Collaboration]. Characteristics of inclined giant air showers observed by AGASA // Proceedings of the 26th International Cosmic Ray Conference, Salt Lake City, - 1999. - 1. - P.361.

182. D. Fargion, B. Mele, A. Salis. Ultrahigh energy neutrino scattering onto relic light neutrinos in galactic halo as a possible source of highest energy extragalactic cosmic rays // Astrophys. J. - 1999. - 517. -P. 725-733.

183. T. J. Weiler. Cosmic ray neutrino annihilation on relic neutrinos revisited: A mechanism for generating air showers above the Greisen-Zatsepin-Kuzmin cut-off // Astropart. Phys. - 1999. - 11. - P.303-316.

184. E. Waxman, J. N. Bahcall. High energy neutrinos from cosmological gamma-ray burst fireballs // Phys. Rev. Lett. -1997. - 78. - P.2292-2295.

185. E. Waxman, J. N. Bahcall. High energy neutrinos from astrophysical sources: An upper bound // Phys. Rev. - 1999. - D59. - 023002.

186. K. Mannheim, R. J. Protheroe, J. P. Rachen. On the cosmic ray bound for models of extragalactic neutrino production // Phys. Rev. - 2001. - D63. - 023003.

187. O. E. Kalashev et al., Ultra-high energy neutrino fluxes and their constraints // Phys. Rev. - 2002. - D66. - 063004.

188. P. Sreekumar et al. EGRET Observations of the Extragalactic Gamma-Ray Emission // Astrophys. J. - 1998. - 494. - P.523-534.

189. S. Yoshida, G. Sigl, S. J. Lee. Extremely high energy neutrinos, neutrino hot dark matter, and the highest energy cosmic rays // -Phys. Rev. Lett. 1998. - 81. - P.5505-5508.

190. O. E. Kalashev et al. Ultra-high energy cosmic rays from neutrino emitting acceleration sources? // Phys. Rev. - 2002. - D65. -103003.

191. Z. Fodor, S. D. Katz, A. Ringwald. Relic neutrino masses and the highest energy cosmic rays. JHEP // - 2002. - 0206. - 046.

192. M. Villar-Martin et al PKS 2250-41 and the role of jet-cloud interactions in powerful radio galaxies // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 1999. - 307. - P.24-40.

193. S. M. Faber, J. S. Gallagher. Masses and mass-to-light ratios of galaxies // Ann. Rev. Astron. Astrophys. - 1979. - 17. - P.135-187.

194. J. S. Dunlop, R. J. McLure. The Masses of AGN Host Galaxies and the Origin of Radio Loudness // Preprint astro-ph/0203184. - 2002.

195. The NASA/IPAC Extragalactic database // (http://nedwww.ipac.caltech.edu).

196. M. Tashiro et al. Evidence of Energy Nonequipartition between Particles and Fields in Lobes of the Radio Galaxy PKS 1343-601 (Centaurus B) // Astrophys. J. - 1998. - 499. - P.713-718.

197. T. Sjostrand, M. van Zijl. A Multiple Interaction Model For The Event Structure In Hadron Collisions // Phys. Rev. - 1987. - D36.- P.2019-2041.

198. R. Engel. Implications of HERA results for very high energy cosmic ray physics // Nucl. Phys. Proc. Suppl. - 1999. - 75A. - P.62-71.

199. V. Aynutdinov et al. BAIKAL Collaboration]. Search for a diffuse flux of high-energy extraterrestrial neutrinos with the NT200 neutrino telescope // Astropart. Phys. - 2006. - 25. - P.140-150.

200. A. Achterberg et al. IceCube Collaboration]. Multi-year search for a diffuse flux of muon neutrinos with AMANDA-II // Phys. Rev. -2007. - D76. - 042008.

201. M. Ackermann et al. IceCube Collaboration]. Search for Ultra High-Energy Neutrinos with AMANDA-II // Astrophys. J. - 2008. - 675.- P.1014-1024.

202. I. Kravchenko et al. RICE limits on the diffuse ultra-high energy neutrino flux 11 Phys. Rev. - 2008. - D73. - 082002.

203. P. W. Gorham et al. Experimental limit on the cosmic diffuse ultrahigh-energy neutrino flux // Phys. Rev. Lett. - 2004. - 93.- 041101.

204. J. Abraham et al. Pierre Auger Collaboration]. Upper limit on the diffuse flux of UHE tau neutrinos from the Pierre Auger Observatory // Phys. Rev. Lett. - 2008. - 100. - 211101.

205. K. Martens High Resolution Fly's Eye Collaboration]. HiRes Estimates and Limits for Neutrino Fluxes at the Highest Energies // Preprint 0707.4417 [astro-ph]. - 2007.

206. S. W. Barwick et al. ANITA Collaboration]. Constraints on cosmic neutrino fluxes from the ANITA experiment // Phys. Rev. Lett. -2006. - 96. - 171101.

207. N. G. Lehtinen, P. W. Gorham, A. R. Jacobson, R. A. Roussel-Dupre. FORTE satellite constraints on ultra-high energy cosmic particle fluxes // Phys. Rev. - 2004. - D69. - 013008.

208. O. Scholten et al. Status report of the NuMoon experiment // — Preprint 0810.3426 astro-ph]. 2008.

209. H. Athar, M. Jezabek, O. Yasuda. Effects of neutrino mixing on high-energy cosmic neutrino flux // Phys. Rev. - 2000. - D62. - 103007.

210. A. Neronov, D.V. Semikoz. A method of measurement of extragalactic magnetic fields by TeV gamma ray telescopes // Письма ЖЭТФ.- 2007. 85. - С.579-583.

211. С. Ferrigno, P. Blasi, D. De Marco. High energy gamma ray counterparts of astrophysical sources of ultrahigh energy cosmic rays // Astropart. Phys. - 2005. - 23. - P.211-226.

212. S. Gabici, F. A. Aharonian. Gamma ray signatures of ultra high energy cosmic ray accelerators: Electromagnetic cascade versus synchrotron radiation of secondary electrons // Astrophys. Space Sci. - 2007. - 309. - P.465-469.

213. F. A. Aharonian, P.S. Coppi, H. J. Volk. Very High-Energy Gamma-Rays From Agn: Cascading On The Cosmic Background Radiation Fields And The Formation Of Pair Halos // Astrophys. J. - 1994.- 423. P.L5-L8.

214. M. Fairbairn, T. Rashba and S. Troitsky. Transparency of the Sun to gamma rays due to axionlike particles // Phys. Rev. Lett. - 2007.- 98. 201801.

215. S. Andriamonje et al. CAST Collaboration]. An improved limit on the axion-photon coupling from the CAST experiment, // J CAP. -2007. - 0704. - 010.

216. M. Teshima et al. Discovery of Very High Energy Gamma-Rays from the Distant Flat Spectrum Radio Quasar 3C 279 with the MAGIC Telescope // Preprint arXiv:0709.1475 astro-ph]. - 2007.

217. J. Albert et al. MAGIC Collaboration]. Very-High-Energy Gamma Rays from a Distant Quasar: How Transparent Is the Universe? // -Science. 2008. - 320. - P.1752-1754.

218. J. M. Casandjian, I. A. Grenier. A revised catalogue of EGRET gamma-ray sources // Preprint 0806.0113 astro-ph]. - 2008.

219. J. E.McEnery, I.V. Moskalenko, J.F. Ormes. GLAST: Understanding the high energy gamma-ray sky // Preprint astro-ph/0406250 -2004.

220. R. C. Lamb, D. J. Macomb. Point Sources Of Gev Gamma Rays // Astrophys. J. - 1997. - 488. - P.872-880.

221. F. Aharonian et al. HESS Collaboration]. Discovery of very high energy gamma-ray emission coincident with molecular clouds in the W28 (G6.4-0.1) field // Preprint 0801.3555 [astro-ph]. - 2008.

222. O. Kalashev, V. Kuzmin, D. Semikoz. Ultra high energy cosmic rays propagation in the galaxy and anisotropy // Mod. Phys. Lett. -2001. - A16. - P.2505-2515.

223. O. Kalashev, V. Kuzmin, D. Semikoz. Top-down models and extremely high energy cosmic rays // Preprint astro-ph/9911035. -1999.

224. J. Huchra J et al. The 2MASS redshift survey // http://cfa-www. harvard. edu/"huchra / 2mass/

225. T. H. Jarrett et al. 2MASS Extended Source Catalog: Overview and Algorithms // Astron. J. - 2000. - 119. - P.2498-2531.

226. T. Jarrett. Large Scale Structure in the Local Universe: The 2MASS Galaxy Catalog // Preprint arXiv:astro-ph/0405069. - 2004.

227. G. Paturel et al. HYPERLEDA. I. Identification and designation of galaxies // Astron. Astrophys. - 2003. - 412. - P.45-55.

228. H. Courtois et al. The LEDA galaxy distribution: I. Maps of the Local Universe // Astron. Astrophys. - 2004. - 423. - P.27-32.

229. T. H. Jarrett et al. 2MASS Galaxy Colors: Hercules Cluster // -Bull. Amer. Astron. Soc. 1998. - 30. - P.901.

230. C.S. Kochanek et al. Clusters of galaxies in the local universe // — Astrophys. J. 2003. - 585. - P.161-181.

231. D. J. Schlegel, D. P. Finkbeiner, M. Davis. Maps of Dust IR Emission for Use in Estimation of Reddening and CMBR Foregrounds // Astrophys. J. - 1998. - 500. - P.525-553. (http: //astro.berkeley.edu/dust/index.html)

232. G. Gelmini, O. Kalashev, D. Semikoz. GZK photons in the minimal ultra high energy cosmic rays model // Astropart. Phys. - 2007. -28. - P.390-396.

233. D. Harari, S. Mollerach, E. Roulet. On the ultra-high energy cosmic ray horizon // JCAP - 2006. - 0611. - 012.

234. N. Globus, D. Allard, E. Parizot. Propagation of high-energy cosmic rays in extragalactic turbulent magnetic fields: resulting energy spectrum and composition // Preprint 0709.1541 astro-ph]. - 2007.

235. M. Prouza, R. Smida. The Galactic magnetic field and propagation of ultra-high energy cosmic rays // Astron. Astrophys. - 2003. -410. - P.l-10.

236. M. Kachelriess, P. Serpico, M. Teshima. The Galactic magnetic field as spectrograph for ultra-high energy cosmic rays // Astropart. Phys. - 2006. - 26. - P.378-386.

237. R. Aloisio, V. Berezinsky, M. KachelrieB. Ultra high energy cosmic rays spectra in top-down models // Nucl. Phys. Proc. Suppl. -2004. - 136. - P.319-326.

238. S. Sarkar, R. Toldra. The high energy cosmic ray spectrum from massive particle decay // Nucl. Phys. В - 2002. - 621. - P.495-520.

239. С. Barbot, M. Drees. Production of ultra-energetic cosmic rays through the decay of super-heavy X particles // Phys. Lett. В - 2002. - 533. -P.107-115.

240. C. Barbot, M. Drees. Detailed analysis of the decay spectrum of a super-heavy X particle // Astropart. Phys. - 2003. - 20. - P.5-44.

241. S. L. Dubovsky, P. G. Tinyakov. Galactic anisotropy as signature of CDM-related ultra-high energy cosmic rays // Письма ЖЭТФ. -1998. - 68 - С.99-103.

242. D. J. H. Chung, E. W. Kolb, A. Riotto, L. Senatore. Isocurvature constraints on gravitationally produced superheavy dark matter // -Phys. Rev. D 2005. - 72. - 023511.

243. J. F. Navarro, C. S. Frenk, S. D. M. White. The Structure of Cold Dark Matter Halos // Astrophys. J. - 1996. - 462. - P.563-575.

244. R. Aloisio, V. Berezinsky, M. Kachelriefi. On the status of superheavy dark matter // Phys. Rev. D - 2006. - 74. - 023516.

245. R. U. Abbasi et al. High Resolution Fly's Eye Collaboration]. Search for Correlations between HiRes Stereo Events and Active Galactic Nuclei // Preprint 0804.0382 [astro-ph]. - 2008.

246. Takeda M et. al. Recent results from the AG AS A experiment // -Proc. 19th Texas Symposium, Paris. 1998. - 08/16.

247. W. Bednarek. Cascades in the Earth's magnetosphere initiated by photons with parameters of the highest energy AGASA events // -New Astron. 2002. - 7. - P.471-482.252. http: //www-akeno. icrr.u-tokyo.ac. jp/AGASA/ results.html#100EeV

248. X. Chi et. al. Cosmic rays of the highest energies. 2: The mass composition and primary spectrum // J. Phys. - 1992. - G18. -P.553-566.

249. A. A. Ivanov, S. P. Knurenko, Yu. G. Shafer. Energy spectrum of primary cosmic rays in the energy region of 1017 1020 eV by Yakutsk array data. // - Proceedings of the 29th International Cosmic Ray Conference, Tsukuba. - 2003.

250. D. J. Bird et al. The Cosmic Ray Energy Spectrum Observed By The Fly's Eye // Astrophys. J. - 1994. - 424. - P.491-502.

251. T. Abu-Zayyad et al. High Resolution Fly's Eye Collaboration], Measurement of the flux of ultrahigh energy cosmic rays from monocular observations by the High Resolution Fly's Eye experiment // Phys. Rev. Lett. - 2004. - 92. - 151101.

252. Abu-Zayyad T et al. High Resolution Fly's Eye Collaboration]. Measurement of the spectrum of UHE cosmic rays by the FADC detector of the HiRes experiment // Astropart. Phys. - 2005. -,23. - P. 157-174.

253. R. W. Springer. Stereo spectrum of UHECR showers at the HiRes detector // Presentation at the 29th International Cosmic Ray Conference, Tsukuba. 2003.

254. Catalogue of highest energy cosmic rays, Vols. 1,2,3. // World Data Center C2 for Cosmic Rays, Itabashi, Tokyo.

255. M. Ave et al. The energy spectrum of cosmic rays above 3 x 1017 eV as measured with the Haverah Park array // Astropart. Phys. -2003. - 19. - P.47-60.

256. D. J. Bird et al. Detection of a cosmic ray with measured energy well beyond the expected spectral cutoff due to cosmic microwave radiation // Astrophys. J. - 1995. - 441. - P. 144-150.

257. J.A. Bellido. Anisotropy studies of the HIRES EHECR // -Ph.D. thesis, Univ. of Adelaide. 2002.

258. N. Hayashida et al. Possible clustering of the most energetic cosmic rays within a limited space angle observed by the Akeno Giant Air Shower Array // Phys. Rev. Lett. - 1996. - 77. - P.1000-1003.

259. Y. Uchihori et. al. Cluster analysis of extremely high energy cosmic rays in the northern sky // Astropart. Phys. - 2000. - 13. - P. 151160.

260. P. G. Tinyakov, I. I. Tkachev. Correlation function of ultra-high energy cosmic rays favors point sources // Письма ЖЭТФ. - 2001. - 74. - С.3-7.

261. M. Kachelriefi, D. Semikoz. Clustering of ultrahigh energy cosmic ray arrival directions on medium scales. // Astropart. Phys. - 2006. -26. - P. 10-15.

262. H. Yoshiguchi, S. Nagataki, K. Sato. Statistical significance of small scale anisotropy in arrival directions of ultra-high energy cosmic rays // Astrophys. J. - 2004. - 614. - P.43-50.

263. Z. Cao, B. Z. Dai, J. P. Yang, L. Zhang. The correlations between BL Lacs and ultra-high-energy cosmic rays deflected by using different GMF models // Preprint astro-ph/0602480. - 2006.

264. R. Beck. Magnetic fields in the Milky Way and other spiral galaxies // Preprint astro-ph/0310287. - 2003.

265. J. L. Han. Magnetic fields in our Galaxy: How much do we know? //- Astrophys. Space Sci. 2001. - 278. - P.181-184.

266. J. Han. Magnetic fields in our Galaxy: How much do we know? (II) Halo fields and the global field structure // Preprint astro-ph/0110319. - 2001.

267. T. Stanev. Ultra high energy cosmic rays and the large scale structure of the Galactic magnetic field // Astrophys. J. - 1997. - 479. -P.290-295.

268. R. U. Abbasi et al. High Resolution Fly's Eye Collaboration], Search for point sources of ultra-high energy cosmic rays above 40 EeV using a maximum likelihood ratio test // Astrophys. J. - 2005. - 623. -P. 164-170.

269. M. Takeda et. al. AGASA collaboration]. Clusters of cosmic rays above 1019 eV observed with AGASA // Proceedings of the 27th International Cosmic Ray Conference, Hamburg. - 2001. - 1. - P.345-348.

270. T. Yamamoto, K. Mase, M. Takeda, N. Sakaki, M. Teshima. Signatures of ultra-high energy cosmic ray composition from propagation of nuclei in intergalactic photon fields // Astropart. Phys. - 2004. - 20. - P.405-412.

271. P. Tinyakov, I. Tkachev. Correlations and charge composition of UHECR without knowledge of galactic magnetic field // -Proceedings of 28th International Cosmic Ray Conference, Tsukuba.- 2003. P.671-674.

272. M. P. Veron-Cetty, P. Veron. A catalogue of quasars and active nuclei: 11th edition // Astron. Astrophys. - 2003. - 412. - P.399-403.

273. V. A. Lipovetsky, S. I. Neizvestny, O. M. Neizvestnaya. A catalogue of Seyfert galaxies // Comm. SAO - 1988. - 55. - P.5.

274. Y. Gao, P. M. Solomon. HCN Survey of Normal Spiral, IR-luminous and Ultraluminous Galaxies // Astrophys. J. Suppl. - 2004. - 152. - P.63-80.

275. R. Coziol et al. The Pico DOS Dias Survey Starburst Galaxies // -Astrophys. J. Suppl. 1998. - 119. - P.239-253.

276. J. R. Mattox, J. Schachter, L. Molnar, R. C. Hartman, A. R. Patnaik. The Identification of EGRET Sources with Flat-Spectrum Radio Sources, // Astrophys. J. - 1997. - 481. - P.95-115.

277. P. Padovani, P. Giommi. The Connection between X-ray- and Radio-Selected BL Lacertae Objects // Astrophys. J. - 1995. - 444. -P.567-581.

278. G. Fossati, L. Maraschi, A. Celotti, A. Comastri, G. Ghisellini. A Unifying View of the Spectral Energy Distributions of Blazars // — Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1998. - 299. - P.433-448.

279. K. Mannheim. The Proton blazar // Astron. Astrophys. - 1993. -269. - P.67-76.

280. M. P. Veron-Cetty, P. Veron. The emission line spectrum of active galactic nuclei and the unifying scheme // Astron. Astrophys. Review - 2000. - 10. - P.81-133.

281. D. J. Thompson, D. L. Bertsch, R. H. O'Neal. The highest-energy photons seen by the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope

282. EGRET) on the Compton Gamma Ray Observatory // - 2004. -157. - P.324-334.

283. D. J. Thompson et al. Calibration of the Energetic Gamma-Ray Experiment Telescope (EGRET) for the Compton Gamma-Ray Observatory // Astrophys. J. Suppl. - 1993. - 86. - P.629-656.

284. G. Ghisellini. The high energy view of blazars // Nucl. Phys. Proc. Suppl. - 2004. - 132. - P.76-85.

285. D. F. Torres, L. A. Anchordoqui. Astrophysical origins of ultrahigh energy cosmic rays // Rept. Prog. Phys. - 2004. - 67. - P. 1663-1730.

286. H. Kuehr et. al. A catalogue of extragalactic radio sources having flux densities greater than 1 Jy at 5 GHz // Astron. Astrophys. Suppl.- 1981. 45. - P.367-430.

287. M. P. Veron-Cetty, P. Veron. A catalogue of quasars and active nuclei: 10th edition // Astron. Astrophys. - 2001. - 374. - P.92-94.

288. M. P. Veron-Cetty, P. Veron. A catalogue of quasars and active nuclei: 9th edition // ESO Scientific Report no. 19. - 2000.

289. B. L. Fanaroff, J. M. Riley. The morphology of extragalactic radio sources of high and low luminosity // Mon. Not. Roy. Astron. Soc.- 1974. 167. - P.31P-36P.

290. H. Landt, H. E. Bignall. On the relationship between BL Lacertae objects and radio galaxies // Preprint 0809.3100 astro-ph]. - 2008.

291. E. R. Zirbel, S. A. Baum. On the FR I/FR II Dichotomy in Powerful Radio Sources: Analysis of Their Emission-Line and Radio Luminosities // Astrophys. J. - 1995. - 448. - P.521-547.

292. S. S. Al-Dargazelli, A. W. Wolfendale, A. Smialkowski, J. Wdowczyk. The Origin Of Cosmic Rays Of The Highest Energies // J. Phys. G - 1996. - 22. - P. 1825-1838.

293. В. A. Vorontsov-Velyaminov, R. I. Noskova, V. R Arkhipova. The Catalogue of Interacting Galaxies // -http://www.sai.msu.su/sn/vv/

294. L. A. Anchordoqui, G. E. Romero, J. A. Combi. Heavy nuclei at the end of the cosmic ray spectrum? // Phys. Rev. - 1999. - D60 -103001.

295. A. Smialkowski, M. Giller, W. Michalak. Luminous infrared galaxies as possible sources of the UHE cosmic rays // J. Phys. - 2002. -G28. - P. 1359-1374.

296. W. Bednarek. Production of neutrons, neutrinos and gamma-rays by a very fast pulsar in the galactic center region // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 2002. - 331. - P.483-487.

297. D. F. Torres et al. Luminous infrared galaxies as plausible gamma-ray sources for GLAST and IACTs // Astrophys. J. - 2004. - 607.- P.L99-L102.

298. E. Boldt, P. Ghosh. Cosmic rays from remnants of quasars? // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 1999. - 307. - P.491-494.

299. E. Boldt, M. Loewenstein. Cosmic ray generation by quasar remnants: Constraints and implications // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 2000.- 316. P.L29-L33.

300. G. Giuricin et al. Nearby Optical Galaxies: Selection of the Sample and Identification of Groups // Astrophys. J. - 2000. - 543. - P.178-194.

301. D. Fargion, A. Colaiuda. Gamma rays precursors and afterglows surrounding UHECR events: Z-burst model is still alive // Nucl. Phys. Proc. Suppl. - 2004. - 136. - P.256-262.

302. В. С. Верезинский, С. В. Буланов, В. JI. Гинзбург, В. А. Догель, В. С. Птускин. Астрофизика космических лучей // М., Наука.- 1984. 358 С.

303. P. S. Coppi, F. A. Aharonian. Constraints on the very high energy emissivity of the universe from the diffuse GeV gamma-ray background // Astrophys. J. - 1997. - 487. - P.L9-L12.

304. I. A. Grenier. Gamma-ray sources as relics of recent supernovae in the nearby Gould Belt // Astron. Astrophys. - 2000. - 364. - P.L93-L96.

305. D. Fargion. Light Nuclei solving Auger puzzles? // Preprint 0801.0227 astro-ph], - 2008.

306. T. Wibig, A. W. Wolfendale. Heavy Cosmic Ray Nuclei from Extragalactic Sources above "The Ankle" // Preprint 0712.3403 astro-ph]. - 2007.

307. G. Cavallo. On the sources of ultra-high energy cosmic rays // -Astron. Astrophys. 1978. - 65. - P.415-419.

308. G. E. Romero, J. A. Combi, L. A. Anchordoqui, S. E. Perez Bergliaffa. Centaurus A as a source of extragalactic cosmic rays with arrival energies well beyond the GZK cutoff // Astropart. Phys. - 1996.- 5. P.279-283.

309. L. A. Anchordoqui, H. Goldberg, T. J. Weiler. An Auger test of the Cen A model of highest energy cosmic rays // Phys. Rev. Lett. -2001. - 87. - 081101.

310. G. R. Farrar, T. Piran. Deducing the source of ultrahigh energy cosmic rays. // Preprint astro-ph/0010370. - 2001.

311. N. M. Nagar, J. Matulich. Ultra-High Energy Cosmic Rays Detected by the Pierre Auger Observatory: First Direct Evidence, and its1.plications, that a Subset Originate in Nearby Radiogalaxies // -Preprint 0806.3220 astro-ph. 2007.

312. F. P. Israel. Centaurus A — NGC 5128 // Astron. Astrophys. Rev.- 1998. 8. - P.237-278.

313. H. Steinle. Centaurus A: A Multifrequency Review // Chin. J. Astron. Astrophys. - 2006. - 6. - P.106-113.

314. H. Steinle. // http://www.mpe.mpg.de/Cen-A

315. K. Meisenheimer et al. Resolving the innermost parsec of Centaurus A at mid-infrared wavelengths // Astron. Astrophys. - 2007. - 471.- P.453-465.

316. R. Morganti et al. Evidence for a BL Lac nucleus in Centaurus A // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 1992. - 256. - P.1P-5P.

317. M. Chiaberge, A. Capetti, A. Celotti. The BL Lac heart of Centaurus A // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 2001. - 324. - P.L33-L37.

318. J. M. Bai, M. G. Lee. Are Centaurus A and M87 TEV Gamma-Ray Sources? // Astrophys. J. - 2001. - 549. - P.L173-L177.

319. K. Fujisawa et al. Large Angle Bending of the Light-Month Jet in Centaurus A. // Pub. Astron. Soc. Japan - 2000. - 52. - P. 10211026.

320. S. J. Tingay et al. The Subparsec-Scale Structure and Evolution of Centaurus A: The Nearest Active Radio Galaxy // Astron. J. -1998. - 115. - P.960-974.

321. S. J. Tingay, R. A. Preston, D. L. Jauncey. The Subparsec-Scale Structure and Evolution of Centaurus A. II. Continued Very Long Baseline Array Monitoring // Astron. J. - 2001. - 122. - P.1697-1706.

322. M. J. Hardcastle et al. Radio and X-Ray Observations of the Jet in Centaurus A // Astrophys. J. - 2003. - 593. - P. 169-183.

323. R. R Kraft et al. Chandra Observations of the X-Ray Jet in Centaurus A Astrophys. J. // - 2002. - 569. - R54-71.

324. M. J. Hardcastle et al. New results on particle acceleration in the Centaurus A jet and counterjet from a deep Chandra observation //- Astrophys. J. 2007. - 670. - P.L81-L84.

325. J. Kataoka et al. The X-ray Jet in Centaurus A: Clues on the Jet Structure and Particle Acceleration // — Astrophys. J. 2006. - 641.- P.158-168.

326. M. J. Hardcastle, R. P. Kraft, D. M. Worrall. The infrared jet in Centaurus A: multiwavelength constraints on emission mechanisms and particle acceleration // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 2006.- 368. P.L15-L19.

327. L. Ferrarese, H. Ford. Supermassive Black Holes in Galactic Nuclei: Past, Present and Future Research // Space Science Reviews -2005. - 116. - P.523-624.

328. J. Shen et al. The Black Hole-Bulge Relationship in Luminous Broad-Line Active Galactic Nuclei and Host Galaxies // Astron. J. - 2008. - 135. - P.928-946.

329. X. Dong, M. M. De Robertis. Low-luminosity Active Galaxies and their Central Black Holes // Astron. J. - 2006. - 131. - P.1236-1252.

330. N. Neumayer et al. The central parsecs of Centaurus A: High Excitation Gas, a Molecular Disk, and the Mass of the Black Hole // Astrophys. J. - 2007. - 671. - P.1329-1344.

331. A: Marconi et al. Peering through the Dust: Evidence for a Supermassive Black Hole at the Nucleus of Centaurus A from VLT Infrared Spectroscopy // Astrophys. J. - 2001. - 549. - P.915-937.

332. J. H. Beall, W. K. Rose. On the physical environment in the nucleus of Centaurus A (NGC 5128) // Astrophys. J. - 1980. - 238. -R539-545.

333. J. R Lenain et al. A synchrotron self-Compton scenario for the very high energy gamma-ray emission of the radiogalaxy M87 // Astron. Astrophys. - 2008. - 478. - R111-120.

334. D. A. Clarke, J. O. Burns, M. L. Norman. VLA observations of the inner lobes of Centaurus A // Astrophys. J. - 1992. - 395. -P.444-452.

335. J. Mao, J. Wang. Knot in Cen A: Stochastic Magnetic Field for Diffusive Synchrotron Radiation? // Astrophys. J. - 2007. - 669. - P.L13-L16.

336. H. Alvarez et al. The radio continuum spectrum of Centaurus A's large-scale components // Astron. Astrophys. - 2000. - 355. -P.863-872.

337. M. H. Brookes et al. Spitzer Observations of Centaurus A: Infrared Synchrotron Emission from the Northern Lobe // Astrophys. J. -2006. - 646. - P.L41-L44.

338. D. Harari et al. Pierre Auger Collaboration]. Search for correlation of UHECRs and BLLs in Pierre Auger Observatory data // Preprint 0706.1715 [astro-ph]. - 2007.

339. F. A. Aharonian, TeV gamma rays from BLL objects due to synchrotron radiation of extremely high energy protons // New Astron. - 2000. - 5. - P.377-395.

340. R. Wagner. Synoptic studies of seventeen blazars detected in very high energy gamma-rays // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 2008. -385. - P.119-135.

341. L. Maraschi, G. Ghisellini, A. Celotti. A jet model for the gamma-ray emitting blazar 3C 279 // Astrophys. J. - 1992. - 397. - P.L5-L9.

342. M. Sikora, M. C. Begelman, M. J. Rees. Comptonization of diffuse ambient radiation by a relativistic jet: The source of gamma rays from blazars? // Astrophys. J. - 1994. - 421. - P.153-162.

343. P. Padovani. The Blazar Sequence: Validity and Predictions // -Astrophys. Space Sei. 2007. - 309. - P.63-71.

344. D. Donato et al. Hard X-ray properties of blazars // Astron. Astrophys. - 2001. - 375. - P.739-751.

345. E. Flesch, M. J. Hardcastle. An all-sky optical catalogue of radio / X-ray sources // Astron. Astrophys. - 2004. - 427. - P.387-392.

346. W. Voges et al. The ROSAT All-Sky Survey Bright Source Catalogue // Astron. Astrophys. - 1999. - 349. - P.389-405.

347. W. Voges et al. ROSAT All-Sky Survey Faint source Catalogue (RASS-FSC) // IAU Circ. - 2000. - 7432.

348. ROSAT Scientific Team. The Second ROSAT Source Catalog of Pointed Observations // ROSAT News. - 2000. - No. 72.

349. ROSAT Scientific Team. The ROSAT Source Catalog of Pointed Observations with the High Resolution Imager (1RXH) (3rd Release) // ROSAT News. - 2000. - No. 71.

350. N. E. White, P. Giommi, L. Angelini. The WGACAT version of the ROSAT PSPC Catalogue, Rev. 1 // LHEA/NASA, Greenbelt. -2000.

351. N. E. White, P. Giommi, L. Angelini. The WGA Catalog of ROSAT Point Sources // Bull. Amer. Astron. Soc. - 1994. - 26. - P. 1372.

352. M. R. Panzera et al. The Brera Multi-scale Wavelet ROSAT HRI source catalogue (BMW-HRI) // Astron. Astrophys. - 2003. - 399. - P.351-364.

353. B. W. Carroll, D. A. Ostlie. An Introduction to Modern Astrophysics // Pearson/Addison Wesley, San Francisco. - 2007.

354. I. S. Glass. JHK observations of quasars and BL Lac objects // -Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1981. - 194. - P.795-804.

355. P. S. Chen, H. W. Fu, Y. F. Gao. 2MASS observation of BL Lac objects // New Astron. - 2005. - 11. - P.27-42.

356. J. K. Kotilainen, R. Falomo, R. Scarpa. The host galaxies of BL Lac objects in the near-infrared // Astron. Astrophys. - 1998. - 336. -P.479-489.

357. J. R. Mattox, R. C. Hartman, O. Reimer. A Quantitative Evaluation of Potential Radio Identifications for 3EG EGRET Sources // -Astrophys. J. Suppl. 2001. - 135. - P.155-175.

358. J. Albert et al. MAGIC Collaboration], Systematic search for VHE gamma-ray emission from X-ray bright high-frequency BLL objects // Astrophys. J. - 2007. - 667. - P.L21-L23.

359. D. A. Dicus et al. Astrophysical Bounds On The Masses Of Axions And Higgs Particles // Phys. Rev. - 1978. - D18. - P.1829-1834.

360. P. Sikivie. Experimental Tests Of The "Invisible" Axion // Phys. Rev. Lett. - 1983. - 51. - P. 1415-1417.

361. G. Raffelt, L. Stodolsky. Mixing Of The Photon With Low Mass Particles // Phys. Rev. - 1988. - D37. - P.1237-1249.

362. E. Arik et al. CAST Collaboration]. Solar axion search with the CAST experiment // Preprint 0810.1874 [hep-ex]. - 2008.

363. A. De Angelis, O. Mansutti, M. Roncadelli. Axion-Like Particles, Cosmic Magnetic Fields and Gamma-Ray Astrophysics // Phys. Lett. - 2008. - B659. - P.847-855.

364. R. Campana et al., A multicomponent model for the optical to gamma-ray emission from the Crab pulsar // Preprint astro-ph/0701253. - 2007.

365. K. Ebisawa et al. High-Energy sources before INTEGRAL -INTEGRAL reference catalog // Astron. Astrophys. - 2003. - 411. - P.L59-L62.

366. X. Bertou, M. Boratav, A. Letessier-Selvon. Physics of extremely high energy cosmic rays // Int. J. Mod. Phys. - 2000. - A15. - P.2181-2224.

367. I. F. M. Albuquerque, G. R. Farrar, E. W. Kolb, Exotic massive hadrons and ultra-high energy cosmic rays // Phys. Rev. - 1999. -D59. - 015021.

368. M. Kachelriess, D. V. Semikoz, M. A. Tortola. New hadrons as ultrahigh energy cosmic rays // Phys. Rev. - 2003. - D68. - 043005.

369. D. S. Gorbunov, G. G. Raffelt, D. V. Semikoz. Axion-like particles as ultrahigh-energy cosmic rays? // Phys. Rev. - 2001. - D64. -096005.

370. M. Ahlers, A. Ringwald, H. Tu. Strongly interacting neutrinos as the highest energy cosmic rays: A quantitative analysis // Preprint astro-ph/0512439. - 2005.

371. S. L. Dubovsky and P. G. Tinyakov. Violation of Lorentz invariance and neutral component of UHECR // Astropart. Phys. - 2002. -18. - P.89-96.

372. C. Csaki, N. Kaloper, M. Peloso, J. Terning. Super-GZK photons from photon axion mixing // JCAP. - 2003. - 0305. - 005.

373. A. De Angelis, O. Mansutti, M. Persic, M. Roncadelli. Photon propagation and the VHE gamma-ray spectra of blazars: howtransparent is really the Universe? // Preprint 0807.4246 astro-ph. - 2008.

374. M. Simet, D. Hooper, P. D. Serpico. The Milky Way as a Kiloparsec-Scale Axionscope // Phys. Rev. - 2008. - D77. - 063001.

375. K. A. Hochmuth, G. Sigl. Effects of Axion-Photon Mixing on Gamma-Ray Spectra from Magnetized Astrophysical Sources // Phys. Rev.- 2007. D76. - 123011.

376. D. Harari, S. Mollerach, E. Roulet. Astrophysical magnetic field reconstruction and spectroscopy with ultra high energy cosmic rays // JHEP - 2002. - 0207. - 006.

377. M. Y. Piotrovich, Yu. N. Gnedin, T. M. Natsvlishvili. Photon-Axion-Like Particle Coupling Constant and Cosmological Observations // -Preprint 0805.3649 astro-ph]. 2008.

378. A. Payez, J. R. Cudell, D. Hutsemekers. Axions and polarisation of quasars // AIP Conf. Proc. - 2008. - 1038. - P.211-219.

379. F. Krennrich, E. Dwek, A. Imran. Constraints to Energy Spectra of Blazars based on Recent EBL Limits from Galaxy Counts // -Preprint 0810.2522 astro-ph]. 2008.

380. S. Yoshida et al. Lateral distribution of charged particles in giant air showers above EeV observed by AGASA // J. Phys. - 1994. - G20.- P.651-664.

381. H. Y. Dai et al. On The Energy Estimation Of Ultrahigh-Energy Cosmic Rays Observed With The Surface Detector Array // J. Phys. - 1988. - G14. - P.793-805.

382. N. Hayashida et al. Muons (> 1 GeV) in large extensive air showers of energies between 1016-5 eV and 1019-5 eV observed at Akeno // J. Phys. - 1995. - G21. - P.1101-1120.

383. S. Cole et al. The 2dFGRS Collaboration]. The 2dF Galaxy Redshift Survey: Near Infrared Galaxy Luminosity Functions // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 2001. - 326. - P.255-273.

384. C. S. Kochanek et al. The K-Band Galaxy Luminosity Function // Astrophys. J. - 2001. - 560. - R566-579.

385. T. Jarrett. 2MASS Galaxy Redshift Catalog (XSCz). // -http: //spider.ipac.caltech.edu/staff/jarrett/XSCz/index.html

386. P. Sommers. Cosmic-ray anisotropy analysis with a full-sky observatory // Astropart. Phys. - 2001. - 14. - P.271-286.

387. B.T. Stokes, C. C. H. Jui, J. N. Matthews. Using fractal dimensionality in the search for source models of ultra-high energy cosmic rays // Astropart. Phys. - 2004. - 21. - P.95-109.

388. W. Springer. The Observation of Ultra-High Energy Cosmic Rays using the HiRes Detector // Talk at "Results and prospectives in particle physics", La Thuile. - 2003.

389. J. Maggorian et. al. The Demography of Massive Dark Objects in Galaxy Centers // Astron. J. - 1998. - 115. - P.2285-2305.

390. D. Horan, T. C. Weekes. Extragalactic sources of TeV gamma rays: a summary // New Astron. Rev. - 2004. - 48. - P.527-535.

391. O. E. Kalashev, G. I. Rubtsov, S. V. Troitsky. Sensitivity of various experiments to ultra-high-energy cosmic photons and constraints on cosmic rays from superheavy dark matter. // To appear. - 2008.

392. N. N. Kalmykov, S. S. Ostapchenko, A. I. Pavlov. Quark-gluon string model and EAS simulation problems at ultra-high energies // Nucl. Phys. Proc. Suppl. - 1997. - B52. - P. 17-.

393. M. Fairbairn, T. Rashba, S. Troitsky. Anisotropic photon-axion mixing in the Milky Way and ultra-high-energy neutral particles from BL Lacs. // To appear. - 2008.