Распространение частиц сверхвысоких энергий в галактике и интерпретация экспериментальных данных по анизотропии космических лучей с E/0>10\17 эВ тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.16 ВАК РФ

ВВЕДЕНИЕ.

1. Анизотропия космических лучей сверхвысоких энергий по данным Якутской установки ШАЛ

1.1. Якутская комплексная установка ШАЛ.

1.2. Точность определения углов прихода ливней.

1.3. Определение направлений прихода ливней и энергии первичной частицы.

1.4. Распределение ливней по небесным координатам.

1.5. Гармонический анализ направлений прихода ливней.

1.6. Сравнение результатов гармонического анализа с данными .других установок.

1.7. Другой метод определения анизотропии и анализ экспериментальных данных.

Выводы.

2. Движение частиц сверхвысоких энергий в магнитном поле Галактики

2.1. Магнитное поле диска по экспериментальным данным. 45 2.1 Л. Экспериментальные методы исследования.

2.1.2. Магнитное поле по данным поляризации света звезд.

2.1.3. Магнитное поле по данным фарадеевского вращения.

2.1.4. Гипотезы о происхождении поля.

2.2. Магнитное поле диска.

2.2.1. Модель квазипродольного поля.

2.2.2. Модели магнитного поля диска.

2.3. Магнитное поле гало.

2.3.1. Оценка магнитного поля и высоты гало.

2.3.2. Плотность газа гало.

2.3.3. О регулярной компоненте магнитного поля гало.

2.3.4. Модели магнитного поля гало.

2.4. Уравнение движения частицы в магнитном поле и метод его решения.

2.5. Влияние намагниченных облаков на траектории частиц сверхвысоких энергий.

2.6. Дисковал модель.

2.7. Модели с регулярным полем в гало.

2.7.1. Время жизни частиц и интенсивность.

2.7.2. Анизотропия.

2.7.3. Источник в центре Галактики.

Выводы.

3. Вычисление траектории частиц, приходящих на Якутскую установку ШМ

3.1. Траектории частиц в дисковой модели.

3.2. Возможность вклада дальних областей Галактики в наблюдаемый поток частиц.

3.3. Интенсивность космических лучей в зависимости от широты наблюдения.

3.4. Ожидаемая анизотропия космических лучей в случае Якутской установки ШАЛ.

3.5. Оценка ожидаемой анизотропии через число событий по прямому восхождению.

3.6. Сравнение результатов модельных расчетов с экспериментальными данными по анизотропии.

Выводы.

ЗЛМШЕНЙЕ.

Космические лучи являются природными "источниками" частиц высоких энергий. В свое время в космических лучах были открыты позитрон (1932 г.), jx -мезоны (1937 -мезоны (1947 г.) и др. i] . Изучение космических лучей также дает некоторые сведения об элементарном акте взаимодействия частиц с веществом и излучением в области энергий, недоступных для ускорителей.

Одной из наиболее актуальных проблем является вопрос о происхождении космических лучей. Частицы сверхвысоких энергий менее всего подвержены влиянию магнитного поля Галактики, и направления их прихода могут дать важную информацию об областях генерации.

Возможно, что области происхождения космических лучей относительно малых энергий (^ I010 эВ) и сверхвысоких энергий (>I017 эВ) различны. В этом случае важно определить, до каких энергий могут ускоряться частицы в нашей Галактике.

Космические лучи высоких энергий (>1014 эВ) образуют в атмосфере каскад вторичных частиц - ШАН (широкие атмосферные ливни). Эти вторичные частицы можно регистрировать наземными приборами. В настоящее время в мире имеются следующие крупнейшие установки ШМ для регистрации ливней с энергиями >1017 эВ - Волкано Ренч (США, 35°Jft 8 юл2), Хавера Парк (Англия, 54°jf t 12 км2), Якутск (СССР, 62°Jf, 18 км2), Сидней (Австралия, 30°& , 60 юл2), Акено (Япония, 36V, I юл2), Чакалтайя (Боливия, 16°£ , 0,5 км2), МГУ" (СССР, 56°*УГ, 0,5 км2). С 1979 г. в связи с обнаружением неполадок в системе регистрации не работает Сиднейская установка, в настоящее время также не работает установка Волкано Ренч.

Впервые в 1961 г. на установке Волкано Ренч был зарегистрирован ливень с энергией ^б'Ю18 эВ, в 1963 г. на этой же установке зарегистрирован ливень с энергией ^Ю20 эВ (цит. по [2]). С этого периода начинается изучение ливней с предельно высокими энергиями.

Б последующем и на других установках зарегистрированы ливни с такими энергиями. Интенсивность таких событий ливней/км2'100 рп лет»ср. Сам факт существования ливней с энергиями ^ю эВ является важным для астрофизики космических лучей. Ниже рассмотрим экспериментальные данные по спектру и анизотропии, полученные на этих установках.

Измеренный интегральный энергетический спектр частиц при

77 энергии Ео>1-10 эВ хорошо аппроксимируется выражением вида Cf(>E) = А(Е/10*8)""*, с параметрами А и J , приведенными в таблице.

Таблица

Энергетический спектр космического излучения с Еп>10-®-7 эВ

Установки А-1012, 2 -Т -I М .С .ср if Область энергий Е0, эВ

Хавера Парк [з] 2,65 ± 0,05 2,05 + 0,02 1,7-Ю17 4- Ю18

2,25 + 0,04 Ю18 + Ю19

1,5 + 0,21 Ю19 * I020

Сидней [4] 1,1 ± 0,04 2,00 + 0,02 6-Ю16 v Ю20

Якутск I [5] 2,2 ± 0,1 2,17 + 0,03 4.I017 * З.Ю19

2,8 + 0,6 >3-Ю19

Якутск II [6] 3,16 ± 1,55 2,07 + 0,02 з-ю17 * Ю19

1,48 + 0,26 >Ю19

На установке Хавера Парк регистрация ливней началась с 1967 г. Основным измеряемым параметром являются энергетические потери мюо-нов и электронов в баке с водой. Оценка энергии первичной частицы осуществляется согласно [7] - в которой на основе модельных расчетов установлена связь между первичной энергией и потерей энергии частиц на расстоянии 600 м от оси ливня: Е0 = К-J>(600)* . В этой модели постоянные К и об слабо зависят от состава первичных частиц и от деталей развития ядерно-электромагнитного каскада: К =

7,04-I017, d = 1,018 при единицах: EQ в эВ, J) (600) частиц/ ь?. Согласно [б] Флуктуации К и d соответственно менее 20$ и 3%. В каждом ливке, по мнению авторов, ошибка в измерении JK600) менее 30$. С 1968 г. по 1979 г. зарегистрировано свыше 4700 ливней с Ео>1018 эВ и 142 ливня с Ео>10*9 эВ. Согласно полученным данным

TQ энергетический спектр становится более пологим при EQ:>I0x эВ.

Начиная с 1974 г. регистрация ливней на Якутской установке р ведется по полной площади, 18 км . Основными детекторами частиц являются сцинтилляторы. На этой установке, в отличие от других, энергия ливня оценивается в основном по черенковскому свету, рассеянному в атмосфере. Оценка энергии осуществляется двумя способами: I) калориметрическим [э], в котором основной вклад дает рассеянная в атмосфере энергия, определяемая по полному потоку черенков-ского света ШМ; 2) по плотности черенковского света на расстоянии 400 м от оси ливня [ю]. Связь между плотностью частиц р (600) (наилучший измерявши параметр) и энергией имеет вид: для первого метода: Е0 = (4,1 ± 1,5)-ТО17.f(600)°'96~0'05 эВ, для второго метода Е0 = (6,65 ± 2,07)-Ю17. J5(600)°'99±0'02 эВ.

По данным Якутск I первичный энергетический спектр при Е0 > Ю^9 эВ не противоречит наличию реликтового обрезания. По данным Волкано Ренч, Хавера Парк и Якутск П наблюдается значительное упо-лаживание спектра при Ео>10*9 эВ. По данным Сиднейской установки спектр не имеет излома.

Вариации интенсивности космического излучения могут быть связаны как с атмосферными явлениями (барометрический и температурный эффекты), так и с изменением ориентации установки относительно звездного неба. Нас будут интересовать вариации, обусловленные внеатмосферными причинами. Как отмечено в работах £ll,12j , учет барометрического и температурного эффектов становится необходимым дри исследовании вариаций с погрешностью порядка 1%. Изучение анизотропии может стать ключом к решению проблемы происхождения космических лучей.

До 1974 г. по данным установок Хавера Парк, Волкано Ренч и Сидней в распределении ливней не найдено никаких признаков анизотропии вплоть до энергий Ео™10^9 эВ [12]. Выше I0*9 эВ в работе [13] указывалось на тенденцию прихода частиц с высоких широт Галактики.

Впервые сообщение об обнаружении значительной анизотропии в области энергий >Ю*9 эВ появилось в работе [14]. Анизотропия была обнаружена со стороны северной полуплоскости Галактики. Об аналогичном характере анизотропии сообщалось также в работах [п,15].

В 1976 г. в результате тщательного анализа в области энергий Eq< I0*9 эВ нами был обнаружен максимум прихода ливней со стороны входа местного рукава Галактики [ie]. При отборе событий мы ограничились ливнями с зенитными углами Q< 45° и с эффективностью регистрации до 0,7. Из-за жесткого отбора событий мы нашли только верхний предел анизотропии. Строгий отбор событий для обнаружения анизотропии имеет важное значение: анализ 90 ООО ливней с 0<9О° по данным установки Хавера Парк не показал никакой анизотропии [l7], более внимательный анализ этих же ливней с включением последующих данных (всего ™ 70 ООО ливней с 0< 45°) привел к обнаружению анизотропии [l8,I9].

Обнаруженный нами в работе [1б] верхний предел амплитуды и фаза анизотропии подтвердились нашими последующими данными с большей статистикой [к]. В настоящее время результаты по анизотропии, полученные по данным установок Якутск и Хавера Парк, в пределах статистических ошибок согласуются [l4,2o].

По данным установки Волкано Ренч максимум в распределении часта тиц с Ео>10 эВ приходится на высокие галактические широты, что также согласуется с результатами двух вышеназванных установок.

По данным Австралийской установки в пределах 10*® * 10^* эВ не обнаружено сколько-нибудь заметной анизотропии [2l], максимумы прихода ливней с Ео>10*9 эВ со стороны выхода рукава и отрицательных широт по направлению к центру Галактики, по мнению авторов, находятся в пределах статистических ошибок.

Также не обнаружено значимой анизотропии по данным Боливийской установки [22]. У этих двух последних установок, в отличие от других, углы приема излучения направлены в сторону центра Галактики, что имеет важное значение для анализа распределения частиц по всей сфере.

Вопрос о химическом составе космического излучения сверхвысоких энергий является важной проблемой, решить которую могло только изучая свойства самих ливней (электронов, мюонов, черепковского света и т.д.). Данная задача обычно рассматривается в рамках гипотезы суперпозиции и относительной чувствительности некоторых характеристик ливня к атомному числу А первичной частицы.

Изучая флуктуации электронов и мюонов ливней, авторы [23]

77 7Q пришли к заключению, что первичные частицы при 10 < Е0<ЮА эВ являются протонами. В работе [24] исходя из теоремы "elongation 1tale " (в которой утверждается, что скорость смещения максимума развития ливня в зависимости от логарифма энергии меньше радиационной длины) устанавливается связь между глубиной максимума развития ливня и энергией, а также атомным числом первичной частицы -Ьтох = J (Е0,А). На основе анализа экспериментальных данных "bmox = J (Е0) авторы делают заключение, что первичные частицы с энергией выше 10*® эВ являются скорее протонами (Ink = 0 В работе [25] авторы считают, что химсостав космического излуче

77 ния при Ео>10х' эВ является сложным. По их глнению зависимость tmox = J (Е0) в области энергий 10*^ - I0*9 эВ можно описать одной гладкой кривой. Таким образом, химсостав первичного излучения с Ео>ю17 эВ остается невыясненным.

Т7

Космические лучи с Ео>10 эВ имеют плотность энергии всего 1,5«10~® эВ/см^, но факт ускорения частиц до таких высоких энергий является непонятным. На сегодняшний день не известен ни один конкретный механизм ускорения до столь высоких энергий. Предложенные механизмы в окрестностях пульсаров [26-27] встречают ряд трудностей: неизвестна структура электромагнитного поля и роль энергетических потерь. Может быть, они ускоряются в отдаленных внегалактических объектах, где идут процессы, намного превосходящие по масштабам все, что наблюдается в нашей Галактике? Такое предположение было сделано еще в 1958 г. в работе [28] для объяснения спектра при Ео>10^ эВ. Некоторые авторы [29,30] даже считали, что весь спектр обусловлен этими источниками. Согласно [3l] объяснение всего спектра затруднено по энергетическим требованиям к источникам, против внегалактического происхождения основной части космических лучей свидетельствуют также данные по fi -лучам [32]. Что касается ме-тагалактического происхождения частиц сверхвысоких энергий, то открытие реликтового излучения позволило получить важную характеристику спектра частиц от отдаленных источников: обрезание спектра при эВ [33,34] в результате взаимодействия с реликтовым излучением. Этот вопрос позже детально исследовался многими авторами [35,36]. В частности, в работе [зб] указывается, что искажение спектра от реликтового излучения будет более заметным, чем искажение, вызванное фоновым инфракрасным излучением. Ранее не исключалась возможность, что в обрезании спектра основную роль может играть инфракрасное излучение [зб]. Исходя из такого ограничения к частицам с Ео>3'10-^ эВ, необходимо допустить, что они возникают не в очень отдаленных объектах, и в работе [37] было получено ограничео ние на возраст космических лучей, Т<10 лет.

Впервые в 1969 г. было указано на возможность объяснения ин

Т7 тенсивности и формы спектра при Еп>10 эВ в рамках галактической дисковой модели [зв]. Недостатком этой модели было то, что должна наблюдаться сильная анизотропия, связанная с плоским распределением источников. Для точного сравнения любой модели с данными нужно учесть более детально структуру магнитного поля Галактики и статистические погрешности наблюдений. В [зэ] были вычислены точные решения уравнения движения частиц в модели магнитного поля диска. Позже траектории частиц были более детально рассмотрены в работе [40] для трех различных моделей магнитного поля диска. Сравнивая результаты расчета с распределением ливней, авторы пришли к выводу, что

Т7 космические лучи с энергией выше 10 эВ в рамках галактической модели могут быть только тяжелыми ядрами (Z ^ 30). Такой химсостав противоречит данным при более низких энергиях: из флуктуаций НШГ в атмосфере при Е0 = Ю15 - Ю16 эВ в работе [4l] получен вывод, что первичные частицы не могут быть только тяжелыми ядрами. Более строгий анализ [42] показал, что химсостав частиц таких энергий является сложным; . прямые измерения химсостава в области Ео<10*2 эВ указывают, что космические лучи состоят в основном из протонов и ct -частиц [43] .

Другим вариантом галактической модели было предположение о генерации частиц в нестационарном центральном источнике [44] . Эта модель встречает ряд трудностей в объяснении химсостава и способе распространения частиц [45] . Ряд экзотических моделей, выдвинутых ранее (внегалактические нейтрино высоких энергий [45] и релятивистские пылинки [4б] ), в настоящее время можно считать отвергнутыми [ю,47]. В работе [48] было выдвинуто предположение о том, что лоренц-фактор может отличаться от обычного при скоростях, близких к скорости света, и поэтому возможно отсутствие обрезания спектра от

TQ РП метагалактических частиц при Е0 = 10 - 10 эВ.

Новый этап в развитии галактической модели начинается с момента опубликования работы [зб], в которой подчеркивалась роль регулярной компоненты магнитного поля гало в распространении частиц сверхвысоких энергий. В дальнейшем в рамках этой модели были рассмотрены величина анизотропии и поток излучения, которые оказались весьма близкими к реальным при энергиях до I0*9 эВ [49]. Влияние регулярного поля гало на траектории частиц предельно высоких энергий обсуждалось и в работе [бо]. В частности, в ней указывалось на возможные характерные траектории, по которым можно определить знак и величину поля гало. Как считают в работах [51,52], и частицы с Ео>10*9 эВ могут быть галактического происхождения, если они являются тяжелыми ядрами и существует специфическое регулярное поле в гало.

Конкурирующей для этой модели является модель происхождения частиц в местном сверхскоплении и скоплении галактик [37,45,53].

Подробный анализ различных объектов местного сверхскопления показал, что за наблюдаете поток и спектр излучения при Ео>10*9 эВ могут быть ответственны активные ядра галактик и сейфертовские галактики [54,5б].

В [бб] и в последующих работах этих авторов предполагается, что и другие скопления галактик могут дать существенный вклад в наблюдаемый спектр при Ео>10-^ эВ.

Характерные особенности этих моделей - отсутствие обрыва до Е^б'Ю^9 эВ и анизотропии с северной полусферы Галактики. Отметим, что анизотропия наблюдается с северной полусферы только для частиц с Ео>1019 эВ [l5,20,52j.

Для решения затронутого крута вопросов, наряду с другими мировыми данными, представляют интерес данные Якутской установки ШАЛ. В связи с этим в нашей работе анализировались направления прихода ливней в звездно-суточном времени, зарегистрированных на Якутской установке ШАЛ, и при EQ< I019 эВ количественно рассмотрена галактическая модель происхождения частиц в применении к данным Якутской установки.

Конкретно, в диссертации рассмотрены следующие вопросы:

1) анализ направлений прихода ливней по данным Якутской установки;

2) исследование галактической модели происхождения на основе численного решения уравнений движения частиц в моделях магнитного поля;

3) сравнение результатов расчета с экспериментальными данными.

Новизна представляемой работы: а) в обработке экспериментальных данных Якутской установки ШАЛ по анизотропии за 1974-1982 гг. по всему наблюдаемому энергетическому интервалу; б) в численной оценке галактической модели происхождения и сравнении ее с экспериментальными данными.

Автор защищает: а) экспериментальные данные по анизотропии при Ео>1*1017 эВ, зависимость направления прихода частиц от их энергии; б) результаты расчетов по галактической модели происхождения: характер зависимости времени жизни частиц от их энергии, оценка интенсивности и анизотропии космических частиц сверхвысоких энергий, время экспозиции различных участков неба установками ШАЛ.

Диссертация состоит из введения, 3-х глав, заключения и 2-х приложений.

ВЫВОДЫ

1. Наблюдаемое уменьшение амплитуды и изменение фазы 1-й гармоники распределения ливней по прямому восхождению при Е0 = = IO^-^'IO^ эВ по данным установок Якутск и Хавера Парк можно объяснить качественно галактическими источниками с учетом регулярного азимутального магнитного поля гало (см.3.2).

Т7

2. Ожидаемые интенсивности космических лучей с Е0> 10 эВ в случае установок Якутск и Сидней практически одинаковы (возможно, величина наблюдаемой интенсивности для установки Сидней бутя то дет меньше в 1,5-2 раза при Ер = 10хо - 10±э эВ). На обеих установках ожидается нерегулярность в спектре при Ер = I0*® - 5»10^8 эВ (см.3.3).

3. В случае модели знакопостоянного поля диска и гало частицы будут приходить на Якутскую установку в основном со стороны центра Галактики, в случае знакопеременного поля - со стороны антицентра. Различие между этими двумя моделями поля проявляется в следующем: в случае знакопостоянного поля ожидается избыток инто тенсивности космических лучей с Ер 10 эВ со стороны центра Галактики, в случае знакопеременного поля - со стороны антицентра (см.3.4). то

4. Частицы с Е ^ 10 эВ движутся в Галактике дрейфовым способом (при Ер> 10 эВ - квазипрямолинейно). В случае знакопостоянного поля частицы в основном выходят из Галактики за счет дрейфа перпендикулярно галактической плоскости, в случае знакопеременного поля - вдоль галактической плоскости, где Н = 0 (см.3.4).

5. В области энергий Ер ~ Ю^8 эВ максимум интенсивности космических лучей ожидается со стороны местного рукава Галактики, при Е =»■ 10^® эВ - со стороны галактической плоскости. г

6. Показано, что "анизотропия", определяемая до сих пор в литературе £[5,20,21,52] по экспериментальным данным ШАЛ (по числу событий ) отличается от анизотропии, определяемой классическим способом, ( Jт*эс - Jmitb )/( Jmax+ Jtnin. ). Показано, ЧТО определенная таким способом "анизотропия" от галактических источников, распределенных равномерно по диску, не превышает 20% при Ер ^ ТО19 эВ (см.3.5).

7. Сравнение углового распределения наблюдаемых на Якутской то установке ливней в области SQ< 2-10 эЗ с ожидаемыми от галактиtq ческих источников из диска показывает, что частицы до 2-10 эВ являются галактическими (они могут быть протонами). Частицы с Е0 > 2-Ю*9 эВ скорее всего приходят к Земле отМестного сверхскопления галактик (см.3.6).

- 140 -ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Автор диссертации участвовал в обработке экспериментальных данных Якутской установки ШАЛ за 1974-1982 гг.: составил алгоритмы и программу определения анизотропии космических лучей сверхвысоких энергий на ЭВМ.

Уточнил метод поиска анизотропии, метод сопоставления ожидаемого и наблюдаемого числа ливней по отдельным участкам небесной сферы введением функции эффективности регистрации ливней установками ШАЛ и оценкой ожидаемого числа ливней методом Монте-Карло .

Рассмотрел характер движения частиц сверхвысоких энергий в галактическом магнитном поле и решил численно уравнение их движения.

В диссертации получены следующие основные результаты:

I. Определены амплитуды Aj и фазы ^ 1-й гармоники ряда Фурье по прямому восхождению по данным Якутской установки ШАЛ:

Е0, эВ /г Aj, % град POAj)

2,МО17 4539 3,3 ± 2,9 142 ± 47 0,29

3,8-I017 3221 3,2 ± 3,5 270 ± 55 0,44

7,0-Ю17 2693 1,5 ± 3,8 339 ± 84 0,86

2,1-Ю18 3147 4,9 ± 3,5 9 ± 37 0,15

6,7-Ю18 256 21,0 ±12,5 347 ± 60 0,06

1,7* Ю19 115 18,8 ±18,0 29 ± 50 0,36

EQ - средняя энергия ливней, п - число ливней, P(>Aj) - вероятность случайности иметь амплитуду 5=. Aj. Фазы 1-й гармоники при 17

7-10 эВ направлены в сторону галактической плоскости, веро3 ятность случайности такого события равна 4-10"* .

Анализ модифицированным нами методом поиска анизотропии экспериментальных данных Якутской установки показал: при Е < 2*10^ эВ

- 141 с увеличением энергии наблюдается рост числа ливней со стороны галактической плоскости и уменьшение величины градиента отношения наблюдаемого числа ливней к ожидаемому по галактической широте

2. Анализ экспериментальных данных новым методом показал, что для каждой из установок Якутск, Хавера Парк и Волкано Ренч при то

Е0> 2*10 эВ наблюдается двухразовый избыток частиц со стороны центра Местного сверхскопления галактик по сравнению с ожидаемым потоком в случае изотропного распределения космических лучей.

3. Найдено, что дисковая галактическая модель (без упорядоченного магнитного поля в гало) приводит к большой амплитуде и другой фазе максимума анизотропии, противоречащим наблюдаемым данным.

4. Обоснована возможность существования регулярной компоненты магнитного поля в гало. Найдены конфигурации магнитного поля, при которых время удержания частиц в Галактике и его зависимость от энергии позволяют объяснить спектр и наблюдаемую интенсивность при 3.1017< Е/г< И19 эВ.

5. Выяснена характерная особенность движения частиц в галактическом магнитном поле, заключающаяся в существовании длинных траекторий в направлениях, близких к направлению галактических рукавов. Показано, что возникающая вследствие этого большая анизотропия уменьшается, если поле даже имеет сравнительно небольшую -компоненту в направлении, перпендикулярном галактическому диску. Введение 2-компоненты поля сильно ограничивает распространение частиц сверхвысоких энергий - область происхождения наблюдаемых частиц находится не далее 3-5 кпк от Земли. Модели с Z -компонентой могут качественно объяснить наблюдательные данные по анизотропии.

6. Показано ташке, что наклон спектра при I0*7< Е/%<. I0*9 эВ существенно зависит от величины В -компоненты поля. При Е/£~ то то

10х - 5* 10х эВ ожидается нерегулярность в энергетическом спектре - более вероятным является уполаживание спектра.

7. При разумных ограничениях на величину регулярного галактического магнитного поля (Н^ 3-5 мкГс) модели с стационарным источником космических лучей сверхвысоких энергий в центре Галактики приводят к слишком большой анизотропии, противоречащей наблюдаемой. В случае гипотезы взрыва в галактическом центре для удержания

7 тя частицы в течение лет при Е/г ~ 10 эВ требуется регулярное поле Н 30 мкГс.

8. Показано, что "анизотропия", определяемая обычно по экспериментальным данным ЖАЛ (по числу событий), отличается от анизотропии, определяемой по классической формуле S" = (Jma* - Х*сп )/ Зта* + Хигл ) •

9. Сравнение наблюдаемого и ожидаемого энергетических спектров и углового распределения космических лучей сверхвысоких энергий

ТО показывает, что частицы до 2*10х эВ являются галактическими, а с то энергией выше 2*10х эВ скорее внегалактическими.

В заключение автор приносит глубокую благодарность: научным руководителям Гинзбургу В.Л., Ефимову Н.Н. за постоянную помощь и ценные советы; Сыроватскому С.И. за постановку задачи и руководство на начальном этапе диссертации; Березинскому B.C. за постоянную помощь и ценные советы. Автор также выражает искреннюю признательность коллективу лаб.астрофизики космических лучей и лабЛШЧСВЭ за предоставление первичных экспериментальных данных по ШАЛ. Автор также благодарен Красильникову Д.Д. за полезные дискуссии, Шафер Г.В. за помощь в работе.

1. Гинзбург В.Л., Сыроватский С.И. Происхождение космических лучей. М.: Изд-во АН СССР, 1963, с.194-360.

2. Cunningham G., LLoyd-Evans J., Reid R.J.О. et al. The

3. Energy Spectrum and Arrival Direction Distribution of Cosmic Rays1 qwith Energies above 10 ^ eV.-Astrophys.J.,1980,vol.236,L71-L75.

4. Bower A.J., Gunningham G., England G.O. et al. The Energy Spectrum of Cosmic Rays above 2-10(17) eV. Proc.17-th ICRC, Paris, 1981, vol.9, p.166-169.

5. Bray A.D., Horton L., McCusker C.B.A. et al. Cosmic Ray Air Showers (>-1018 eV). Proc.17-th ICRC, Paris, 1981, vol.11, p.239-241.

6. Диглинштейн O.C., Ефимов H.H., Правдин М.Н. Проблемы изменения первичного спектра при экстремально больших энергиях. -Бюл.НТН. Проблемы космофизики и аэрономии. Якутск: ЯФ СО АН СССР, май 1982, с.9-12.

7. Brooke G., Gunningham G., Pollock A.M.T. et al. The Energy Spectrum of Cosmic Rays above 101^ eV. Proc.16-th ICRC, Kyoto, 1979, vol.8, p.13-18.

8. Глушков А.В., Григорьев B.M., Диминштейн О.С. и др. Фе-номология широких атмосферных ливней и первичное излучение. -Якутск, 1978, 39 с. (Препринт ЯФ СО АН СССР).

9. Ю. Dyakonov M.N., Ivanov A.A., Kerschenholz I.M. et al.

10. Particle and Atmospheric Cerenlcov Light Density Spectra of Large

11. EAS at Fixed Core Distances. Proc.16-th ICRG, Kyoto, 1979,vol.8, p.168-173.

12. Linsley J. Very High Energy Cosmic Rays. Proc.Syrup.

13. PAP/IAU, Bologna, 1980, p.1-16.

14. Христиансен Г.Б., Куликов Г.В., Фомин Ю.А. Космическое излучение сверхвысокой энергии. М.: Атомиздат, 1975, с.203-241.

15. Brownlee R.G., Edge D.M., Garmston H.J. et al. Arrival Directions of High Energy EAS. Proc.13-th ICRC, Denver, 1973, vol.4, p.2530-2533.

16. Krasilnikov D.D., Kuzmin A.I., Linsley J. et al. Evidence of an Anisotropy in the Arrival Direction of Cosmic Rays with Energies above 1019 eV. J.Phys.A., 1974, vol.7, p.L176-L180.

17. Efimov N.N., Mikhailov A.A. Analysis of Anisotropy of Particles with Eq > З'Ю1^ eV on Data of the Yakutsk EAS Array.-Proc.17-th ICRC, Paris, 1981, vol.2, p.152-155.

18. Lapikens J., Martin R., Reid R.J.O. et al. Arrival Direc17tions of Large Air Showers of Primary Energy 10 eV. Proc. 12-th ICRC, Hohart, 1971, vol.1, p.316-320.

19. Watson A.A. Cosmic Ray Anisotropy 10 -10 eV. Proc. of the Moriond Astrophysics Meeting, Les Arcs-Savoie. Prance, 1981, p.1-18.

20. Bray A.D., Horton L., McCusker С.Б.А. et al. The Arrival Directions of High Energy Cosmic Rays. Proc.17-th ICRC, Paris, 1981, vol.2, p.168-170.

21. Linsley J., Watson A.A. Validity of Scaling to 10 eV and High-Energy Cosmic Ray Composition. Phys.Rev.Lett., 1981, vol.46, No.7, p.1459-1463.

22. Rochester G.D., Turver K.F. Cosmic Rays of Ultra-High Energy. Contemp.Phys., 1981, vol.22, p.425-450.

23. Gunn J.E., Ostriker J.P. On the Nature of Pulsars. I. Theory. Astrophys.J., 1969, vol.157, p.1395-1411.

24. Sturrock A.P. A Model of Pulsars. Astrophys.J., 1971, vol.164, p.529-556.

25. Куликов Г.В., Христианеен Г.Б. О спектре атмосферныхливней по числу частиц. ЖЭТФ, 1958, т.35, с.635-640.

26. Gold Т., Hoyle P. Cosmic Rays and Radio Waves as Manifestations of a Hot Universe. In: Paris Symp.on Radioastronomy, 1959, Ed.by Ronald N., Bracewell, Stanford Univ.Press, p.583-588.

27. Brecher K., Burbidge G. Extragalactic Cosmic Rays. -Proc.12-th ICRC, Hobart, 1971, vol.1, p.362-367.

28. Гинзбург В.Л. Происхождение космических лучей. УФН, 1978, т.124, с.307-331.

29. Гальпер A.M., Лучков Б.И., Прилуцкий О.Ф. Гамма лучи и структура Галактики. УФН, 1979, т.128, с.313-343.

30. Зацепин Г.Т., Кузьмин В.А. О верхней границе космических лучей. Письма в ЖЭТФ, 1966, т.4, с.114-116.

31. Greisen К. End. to the Cosmic Ray Spectrum ? Phys.Rev. Lett., 1966, vol.16, p.748-750.

32. Озерной Л.М., Прилуцкий О.Ф., Розенталь И.Л. Астрофизика высоких энергий. М.: Атомиздат, 1973, с.108-131, с.225-241.

33. Berezinsky V.S. The Origin of Ultra-High Energy Cosmic Rays. Proc.15-th ICRC, Plovdiv, 1977, vol.10, p.84-107.

34. Stecker F.W. Effect of Phenomenon Production by the Universal Radiation Field on High-Energy Cosmic Rays. Phys.Rev. Lett., 1968, vol.21, p.1016-1018.

35. Сыроватский С.И. О возможности галактического происхождения космических лучей сверхвысоких энергий. М., 1969, 6 с. (Препринт 1>- 151, ФИАЛ im.П.Н.Лебедева).

36. Thielheim К.О., Langoff W. Trajectories of High-Energy Cosmic Rays in Galactic Disc. J.Phys.A., 1968, vol.1, p.694-703.

37. Karakula S., Osborne J.L., Robert E. et al. The Galactic Magnetic Field and Anisotropy of Cosmic Rays above 101^ eV. -Proc.12-th ICRC, Hobart, 1971, vol.1, p.310-315.

38. Христиансен Г.Б. Космические лучи сверхвысокой энергии. В кн.: Труды 71 Всесоюзной зимней школы по космофизике. - Апатиты: КФ АН СССР, 1969, 4.2, с.52-59.

39. Hikolsky S.I., Nikolskaya Ж.М., Stamenov I.N. et al. Mass Composition of the Primary Cosmic Radiation at Energies 10^--1016 eV. Proc.17-th ICRC, Paris, 1981, vol.2, p.129-132.

40. Grigorov N.L., Rapoport I.D., Savenko I.A. et al. Energy Spectrum of Primary Cosmic Rays cL -Particles in High Energy Range According to Measurements of Proton-3 Satellite. Proc.12th ICRC, Hobart, 1971, vol.1, p.170.

41. Куликов Г.В., Фомин 10.А., Христиансен Г.Б. О новой возможности объяснения сложной формы энергетического спектра первичных космических лучей сверхвысоких энергий. Письма в ЖЭТ®, 1969, т.10, с.347-353.

42. Березинский B.C., Зацепин Г.Т. 0 происхождении космических лучей сверхвысоких энергий. -Ядер.физ., 1971, т. 13, с. 797-803.

43. Hayakawa S. Ionization of Interstellar Matter by Supra-thermal Dust Grains. Astrophys. and Space Sci., 1974, vol.31, P.L13-L14.

44. Linsley J. Are Extensive Air Showers Produced by Relati-vistic Dust Grains ? Astrophys.J.Lett., 1980, vol.235, L167-L169.

45. Киржниц Д.A., Чечин В.А. Космические лучи сверхвысоких энергий и возможное обобщение релятивисткой теории. Ядер.физ., 1972, т.15, с.1051-1059.

46. Berezinsky V.S., Mikhailov A.A., Syrovatsky S.I. On the19

47. Galactic Origin of Cosmic Rays with Energies up to 10 eV. -Proc.16-th ICRC, Kyoto, 1979, vol.2, p.86-92.

48. Михайлов A.A., Сыроватскиы С.И. 0 регулярной компоненте магнитного поля в галактическом гало. Письма в AS, 1980, т.6, с.141-145.

49. Hillas A.M., Oulbridge М. Anisotropy of Very High Energy Cosmic Rays. Proc.14-th ICRC, Munchen, 1975, vol.12, p.4160-4165.17

50. Krasilnikov D.D. Cosmic Ray Intensity Anisotropy (10 '< E <1020 eV). Yakutsk, 1981. 23 p. (Preprint YaP Ш SSSR).

51. Strong A.VZ., Wdowczyk J., Wolfendale A.W. Cosmic Ray Origin above 1017 eV. J.Phys.A., 1974, vol.7, p.1767-1776.

52. Березинский B.C., Григорьева С.И., Зацепин Г.Т. Метага-лактические протоны сверхвысоких энергий. Изв.АН СССР. Сер.физ., 1974, т.38, $ 9, с.1791-1795.1 я

53. Berezinsky V.S., Grigoryeva S.I. E >1*10 ^ eV Cosmic Rays from the Local Supercluster: Sources and Spectra. Proc.16.th ICRC, Kyoto, 1979, vol.2, p.81-85.

54. Wdowczyk J., Wolfendale A.W. Diffusion of the Highest Energy Cosmic Ray from Virgo. Nature, 1979, vol.281, p.356-357.

55. Орлов В.А. Установка для измерения зенитно-азимутальных координат осей широких атмосферных ливней космических лучей. -Диссертация на соискание уч.степ.канд.техн.наук. М.: ФИАН СССР, 1973, 150 с.

56. Отчет / Институт космофизических исследований и аэрономии ЯФ СО АН СССР, научн.руководитель Ефимов Н.Н. Рег.№ 78051389, Якутск, 1982, 282 с.

57. Серебренников М.Г., Первозванский А.А. Выявление скрытыхпериодичностей. М.: Наука, 1965, с.137-169.

58. Linsley J. Fluctuation Effects on Directional Data.

59. Phys.Rev.Lett., 1975, vol.34, p.1530-1533.

60. Lloyd-Evans J., Pollock A.M.T., Watson A.A. Implication15of Arrival Direction Measurements above 10 ^ eV for Cosmic Ray Origin Theories. Proc.l6-th ICRC, Kyoto, 1979, vol.8, p.130-135.

61. Astley S.M., Gunningham G., Lloyd-Evans J. et al. Aniso17tropy of Galactic Latitude of Cosmic Rays >5*10 eV. Proc.17.th ICRC, Paris, 1981, vol.2, p.156-159.

62. Михайлов А.А. О времени экспозиции различных участков неба установками ШАЛ. Бюл.НТИ. Проблемы космофизики и аэроноши. Якутск: ЯФ СО АН СССР, ноябрь 1982, с.51-54.

63. Catalogue of Highest Energy Cosmic Rays. Giant Extensive Air Showers, Volcano Ranch, Haverah Park, No.1. Institute of Physical and Chemical Research, Itabashi, Tokyo, 1980, p.1-99.

64. McCusker C.B.A., Winn M.M. Sugar List of Arrival Directions of Highest Energy Cosmic Rays. 1977, Private Communication.6g# Davis L.J., Greenstein J.L. The Polarization of Starlight by Aligned Dust Grains. Astrophys.J., 1951, vol.114, p.206-240.

65. Рузмайкин А.А., Соколов Д.Д. Интерпретация мер фарадеев-ского вращения внегалактических радиоисточников. М., 1976,31 с. (Препринт $ 91 / Ин-т црикл.матем.: э76-69780).

66. Manchester R.N. Structure of the Local Galactic Magnetic Field.- Astrophys.J., 1974, vol.188, p.637-644.

67. Рузмайкин А.А., Соколов Д.Д. Масштаб и напряженность галактического магнитного поля по данным пульсаров. М., 1977, 20 с. (Препринт В 39 / Ин-т прикл.матем.: Э77-41878).

68. Каилан С.А., Пикельнер С.Б. Физика межзвездной среды. М.: Наука, 1979, с.251-263.

69. Спулстра Т.А. Магнитное поле Галактики. УФН, 1977,т.121, с.679-694.

70. Vershuur G.L. Measurements of Magnetic Fields in the Interstellar Clouds of Neutral Hydrogen. Astrophys.J., 1969, vol.156, p.861-874.

71. Shuter W.L.H., Vershuur G.L. A High Resolution Investigation of 21 cm Absorption Spectra. Mon.Notic.Roy. Astron.Soc., 1964, vol.127, p.387-494.

72. Clark B.G. An Interferometer Investigation on the 21 cm Hydrogen Line Absorption. Astrophys.J., 1965, vol.142, p.1398-1422.

73. Верскер Дж.А. Наблюдательные аспекты галактических магнитных полей. В кн.: Космическая газодинамика. Под ред.Х.Дж.

74. Хабинга. М.: Мир, 1972, с.175-197.

75. Mathewson D.S. The Local Galactic Magnetic Field and the Nature of the Radio Spurs. Astrophys.J.Lett., 1968, vol.153, P.L11-L16.

76. Mathewson D.S., Nicholls D.C. The Local Spiral Arm Magnetic Field. Astrophys.J., 1968, vol.154, p.L47-L53.

77. Krzeminski W., Serkowski K. Photometric and Polarimetric Observations of the Nearby Strongly Reddened Open Duster Stock 2.-Astrophys.J., 1967, vol.147, p.988-1002.

78. Пронин И.И. Магнитное поле Галактики. Астрон.ж., 1966, т.43, с.291-299.

79. Chandrasekhar S., Fermi E. Magnetic Fields in Spiral Arms. Astrophys.J., 1953, vol.118, p.113-115.

80. Morris D., Berge G.L. Direction of the Galactic Magnetic Field in the Vicinity of the Sim. Astrophys.J., 1964, vol.139, p.1388-1392.

81. Gardner F.F., Davis R.D. Faraday Rotation of the Emission from Linearly Polarized Radio Sources. Austr.J.Phys., 1966, vol.19, p.129-139.

82. Gardner F.F., Davis R.D. The Polarization of Radio Sources. Austr.J.Phys., 1966, vol.19, p.441-459.

83. Манчестер P., Тейлор Дк. Пульсары. M.: Изд - во Мир, 1980, с.150-153.

84. Terzian Y., Davison К. Pulsars: Observational Parameters and Discussion on Dispersion Measures. Astrophys. and Space Sci., 1976, vol.44, p.478-500.

85. Рузмайкин A.A., Соколов Д.Д. Определение параметров магнитного поля Галактики по фарадеевским вращениям радиоисточников. М., 1977, 33 с. (Препринт № 20 / Ин-т прикл.матем.: Э77-2Ю22).

86. Андреасян P.P. 0 структуре Галактического магнитного поля. Астрофизика, 1980, т.16, с.710-713.

87. Jakel G.E., Thielheim К.0., Wiese Н. Synchrotron Radiation and Galactic Field Configurations. Astrophys. and Space Sci., 1977, vol.51, p.329-340.

88. Ванштейн С.И., Зельдович Я.Б., Рузмайкин А.А. Турбулентное динамо в астрофизике. М.: Наука, 1980, с.226-239, 292-239.

89. Пикельнер С.Б. Основы космической электродинамики. М.: Наука, 1966, с.259-280.

90. Hoyle P. Magnetic Fields and Highly Condensed Objects. -Nature, 1969, vol.223, p.936.

91. ЮЗ. Piddington J. The Role of Magnetic Fields in Extragalac-tic Astronomy. Astrophys. and Space Sci., 1981, vol.80, p.457-471.

92. Паркер E.H. Происхождение и динамические эффекты магнитных полей и космических лучей в диске Галактики. В кн.: Космическая газодинамика / Под ред. Х.Дж.Хабинга. М.: Мир, 1972, с.198-234.

93. Ю5. Michel F.G., Yahil A. Galactic Magnetic Fields: Cellular or Filamentary Structure ? Astrophys.J., 1973, vol.179, p.771-780.

94. Штеенбек M., Краузе Ф. Возникновение магнитных полей звезд и планет в результате турбулентного движения их вещества. -Магн.гидродш. 1967, J* 3, с. 19-44.

95. Ю7. Parker E.1J. The Generation of Magnetic Fields in Astro-physical Bodies. II. The Galactic Field. Astrophys.J., 1971, vol.163, p.255-278.

96. Ванштейн С.И., Рузмайкин А.А. Генерация крупномасштабного магнитного поля Галактики. Астроном.ж., 1971, т.48,с.902-909.

97. Stix М. The Galactic Dynamo. Astron.and Astrophys., $975, vol.42, p.85-89.

98. Моффат Г. Возбуждение магнитного поля в проводимой среде. М.: Мир, 1980, с.200-242.

99. Thielheim K.O., Langoff W. Trajectories of High-Energy Cosmic Rays in the Galactic Disc. Astrophys.J,,1968, vol.1,p.694-703.

100. Karakula S., Osborne J.L., Roberts E., Tkaczyk W. The17

101. Anisotropy of Cosmic Rays of Galactic Origin above 10 ' eV. -J.Phys.A., 1972, vol.5, p.904-915.

102. ИЗ. Parker E.N. The Dynamical State of the Interstellar Gas and Field. Astrophys.J., 1966, vol.145, p.811-833.

103. Fuchs В., Schlikeiser R., Thielheim K.O. The Structure of Galactic Disc in the Light of Gamma-Ray Astronomy. Proc. 14-th ICRC, Munchen, 1975, vol.12, p.4078-4081.

104. Рузмайкин А.Л., Шукуров A.M. Генерация магнитного поля в галактическом диске. Астроном.ж., 1981, т.58, с.969-979.

105. Шкловский И.С. О природе радиоизлучения Галактики. -Астрон.ж., 1952, т.29, с.418-449.

106. Пикельнер С.Б., Шкловский И.С. Исследование свойств и диссипации энергии газовой короны Галактики. Астрон.ж., 1957, т.34, с.145-158.

107. Гинзбург В.Л. Происхождение космических лучей и радиоастрономия. УФН, 1953, т.51, с.343-392.

108. Ц9. Ekers R.D., Sancisi R. The Radio Continium Halo in NGC 4631. Astron. and Astrophys.,1977, vol.54, p.973-974.

109. Allen R.J., Sancisi R. Neutral Hydrogen Observations of the Edge-on Disc Galaxy NGC 891. Astron. and Astrophys., 1979, vol.74, p.73-84.

110. Михайлов А.А. Возможность образования магнитного поля гало. Бюл.НТИ. Проблемы космофизики и аэрономии. Якутск: ЯФ СО АН СССР, декабрь 1979 г., с.3-5.

111. Parker E.N. Galactic Effects of the Cosmic Ray Gas. -Space Sci.Rev., 1969, vol.9,p.651-712.

112. Innanen К.A. Mass Models of the Galactic System. -Astrophys.J., 1966, vol.143, p.153-167.124. , Sharp N. Tidal Interactions and the Massive Halo Hypothesis. Nature, 1977, vol.269, p.395-396.

113. Savage B.D., Boer K.S. Observational Evidence for a Hot Gaseous Galactic Corona. Astrophys.J., 1979, vol.230, p.L77-L82.

114. Chevalier A., Oegerle W.R. The Galactic Corona. Astrophys. J., 1979, vol.227, p.398-406.

115. Spitzer L.J. On a Possible Interstellar Galactic Corona- Astrophys.J., 1956, vol.124, p.20-34.

116. Ruzmaikin A.A., Shukurov A.M. Spectrum of the Galactic Magnetic Fields. Astrophys. and Space Sci., 1982, vol.82, p.397-4C

117. Thielheim K.O. Multiple Scattering of Charged Particles in Irregular Magnetic Pields. J.Phys.A., 1974, vol.7, p.444-448.

118. Bulanov S.V., Dogel V.A., Syrovatskii S.I. Cosmic Ray Electrons in the Galactic Radio Halo. Astrophys. and Space Sci., 1976, vol.44, p.255-266.

119. Badhwar G.D., Stephens S.A. Hydrostatic Equilibrium of Gas, Extent of Cosmic Ray Confinement and Radio Emission in the Galaxy. Astrophys.J., 1977, vol.212, p.494-506.

120. Липунов B.M. Магнитосфера Галактики? Астрон.ж., 1979, т.56, с.991-996.

121. Dennison В. Paraday Rotation in the M87 Radio/X-Ray Halo. Astrophys.J., 1980, vol.236, p.761-768.

122. Дорман Л.И., Смирнов B.C., Тясто М.И. Космические лучи в магнитном поле Земли. М.: Наука, 1971, с.34-82.

123. Osborne I.L., Wolfendale A.W. Galactic Magnetic Pield171.regularities and the Origin of Cosmic Rays above 10 eV. -Proc.13-th ICRC, Denver, 1973, vol.1, p.610-615.

124. Manchester R.N. Pulsar Rotation and Dispersion Measures and the Galactic Magnetic Field. Astrophys.J., 1972, vol.172,p.43-52.

125. Heiles G. Observations of the Spatial Structure of Interstellar Hydrogen. I. High Resolution Observations of a Small Region, Astrophys.J.Suppl., 1967, vol.15, p.97-130.

126. Bell M.G., Kota J., Wolfendale А.V/. Interpretation of15the Shape of the Primary Spectrum near 10 eV. Proc.13-th ICRC, Denver, 1973, vol.1 , p.390-395.

127. Berezinsky V.S., Milchailov A.A. On a Possibility of Ga19lactic Origin of Cosmic Rays with Energies up to 10 J eV. Proc. 18-th ICRC, Bangalore, 1983, vol.2, p.174-177.

128. Taylor J.N., Manchester R.N. Recent Observations of Pulsars. Ann.Rev.Astron. and Astrophys., 1977, vol.15, p.19-44.

129. Khazan Y.M., Ptuskin V.S. About the Role of Galactic Center as a Source of Cosmic Rays. Proc. 15-th ICRC, Plovdiv, 1977,vol.2, p.4-8.

130. Михайлов А.А. Центр Галактики как возможный источник космических лучей сверхвысоких энергий. Астрон.ж., 1979, т.56, с.505-509.

131. Hillas A.M., Ouldridge М. Anisotropy of Very High Energy Cosmic Rays. Proc.14-th ICRC, Munchen, 1975, vol.12, p.4160.

132. Efimov И.И., Mikhailov A.A., Pravdin M.I. Anisotropy of Cosmic Rays of Superhigh Energies. Proc.18-th ICRC, Bangalore, 1983, vol.2, p.149-152.

133. Франк-Каменецкий Д.А. Лекции по физике плазмы. М.: Атомиздат, 1964, с.80-95.

134. Михайлов А.А. Космические лучи в Галактике. В кн.:1. Т7

135. Космические лучи с энергией выше № эВ. Якутск: Я© СО АН СССР, 1983, с.I08-II7.