УДК 542.1+523.9
ОБЪЯСНЕНИЕ ПЕРЕМЕННЫХ ОСОБЕННОСТЕЙ В СПЕКТРАХ ЭЛЕКТРОНОВ И ПОЗИТРОНОВ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ © 2013 г. В. М. Лозников, Н. С. Ерохин, Л. А. Михайловская
Институт космических исследований РАН, г.Москва vloznikov@yandex.ru Поступила в редакцию 07.11.2011 г.
Показано, что избыток суммы потоков (е+ + е-) космических лучей в диапазоне (10—1000) ГэВ, и рост отношения потоков е+/(е+ + е-) в диапазоне >10 ГэВ, наблюдавшиеся и в недавних экспериментах, и в старых экспериментах, можно объяснить работой "ускорителя" заряженных частиц на периферии гелиосферы, в области за граничной ударной волной солнечного ветра (~100 а.е.). Изменение величины и положения особенностей в спектрах (е+ + е-), а также рост отношения потоков е+/(е+ + е-), могут быть связаны с изменением солнечной активности (и, соответственно, режимов ускорения) в разных фазах 11-летнего солнечного цикла. Представлены результаты численного моделирования захвата и ускорения заряженных частиц пакетами плазменных волн в гелиосферном магнитном поле.
DOI: 10.7868/S0023420613030059
ВВЕДЕНИЕ
Эксперименты по измерению энергетических спектров электронов (е—) и позитронов (е+) космических лучей (КЛ), проведенные в последние годы на усовершенствованных инструментах, позволили достоверно установить отличие наблюдаемых спектров от общепринятой теоретической модели.
В баллонном эксперименте ATIC 1-2 [1], проведенном в течение ~2 недель в 2000—2001 годах и ~2 недель в 2002—2003 годах, был зарегистрирован широкий пик (в шкале Flux*E?) над теоретически ожидаемым (почти степенным) спектром (е+ + е-) в области высоких энергий (300—800) ГэВ (на уровне значимости ~5 стандартных отклонений). Аналогичный результат был получен и в эксперименте PPB-BETS [2, 3], проведенном с 4.I.2004 по 17.I.2004). Подтверждение существования особенности в этой области спектра было получено и в следующем баллонном эксперименте ATIC 4 [55], проведенном в течение ~2 недель в 2007—2008 годах также в Антарктиде. Этот эксперимент преподнес еще одну загадку: "широкий пик" имел сложную изрезанную структуру.
На спутнике PAMELA [4—6] (с VII.2006 по I.2010) был достоверно зарегистрирован рост отношения количества позитронов (е+) к полному количеству электронов и позитронов (е+ + е—) в области энергий (10—100) ГэВ вместо теоретически ожидаемого убывания этой величины.
1. РАССМОТРИМ ЭНЕРГЕТИЧЕСКИЙ СПЕКТР СУММЫ ПОТОКОВ (е+ + е)
Весной 2009 г. появилась первая статья о кол-лаборации Fermi-LAT [7], а в 2010 г. статья [8] о результатах измерения спектра (е+ + е—) на спутнике им. Ферми в периоды с 4.VIII.2008 по 31.I.2009 и с 4.VIII.2008 по 4.VIII.2009, соответственно. Эти измеренные с высокой точностью спектры [7, 8] имеют явную особенность (или уплощение спектра) по сравнению с ожидаемым спектром. По положению в спектре эта особенность подтверждает результаты [1—3], но по величине существенно меньше.
Такое загадочное поведение спектров электронов и позитронов наблюдалось с большей или меньшей степенью достоверности и раньше в других экспериментах. Например, в баллонном эксперименте UCh Чикагского Университета [9] в 1980 г. достоверно выделяется особенность в спектре электронов в области энергий (10—100) ГэВ. В баллонном эксперименте BETS [10] (2.VI.1997 и 24—25.V.1998) имеется превышение в области (35—80) ГэВ.
В серии индийских баллонных экспериментов TIFR с эмульсионными камерами [11—13] были зафиксированы явные отклонения измеренных спектров от ожидавшихся. В полетах 6.IV.1963, 30.III.1966 [11] и 4.V.1968 [12] был зафиксирован степенной спектр (е+ + е—) в диапазоне (50— 300) ГэВ с индексом 2.62 вместо ожидавшейся величины ~3.2. Эти данные, объединенные с дан-
ными эксперимента 1970 г. [13], дают спектр с индексом 2.69 в диапазоне энергий (10—800) ГэВ.
По данным 6-ти часового баллонного эксперимента НИИЯФ МГУ им. Д.В. Скобельцына в 1968 г. авторы работы [54] пришли к заключению, что в этом эксперименте измеренный спектр электронов космических лучей в диапазоне (5160) ГэВ хорошо описывается степенным законом с индексом ~2.9, а в диапазоне (0.5—4) ГэВ — с индексом ~2.2. При этом, спектр в диапазоне >5 ГэВ значительно расходится со спектром [11, 12] и согласуется с рядом других экспериментов.
Заметим, что серия экспериментов с эмульсионными камерами [14], выполненная ISAS в серии баллонных полетов (в Японии и в США) в течение 1968, 1969, 1970, 1973, 1976, 1977, 1979 гг. в диапазоне энергий (30—1000) ГэВ, дает спектр (е+ + е-) с индексом ~3.3 и величинами потока значительно ниже, чем поток в [11, 12, 13]. Сравнимые c [14] величины потоков наблюдаются и в ряде других экспериментов (см. ссылки в [14]). Еще 2 полета (1996 г. и 1998 г.) SBC [15] с усовершенствованным прибором в диапазоне (301000 ГэВ) дали аналогичный результат.
В нескольких баллонных полетах, проведенных NASA GSFC [16] 28.IV.1969, 11.XI.1970 и 1.XI.1972 с одним и тем же инструментом, наблюдались значительно различающиеся формы спектров (е+ + е-). Поток, измеренный в 1969 г., явно больше потока, измеренного в 1970 г.
Отметим также, что измерения спектра (е+ + е-), выполненные в течение 2004-2007 гг. наземной системой черенковских телескопов HESS (High Energy Stereoscopic System) [17-19] в области энергий (400-5000) ГэВ, не противоречат гипотезе о существовании "широкого пика" в окрестности ~500 ГэВ.
Обсудим энергетический спектр отношения потоков е+/(е+ + е-). Рост доли позитронов (е+) в сумме позитронов и электронов (е+ + е-) был зафиксирован в нескольких экспериментах в разные годы. Отметим лишь некоторые эксперименты (кроме PAMELA), в которых наиболее явно прослеживается отклонение измеренных спектров от ожидаемых. Среди них эксперимент AMS-01, проведенный в полете Space Shuttle в течение 10 дней в июне 1998 г. [20]. Спектр отношения е+/(е+ + е-) был измерен в диапазоне (1-40) ГэВ, причем выше >10 ГэВ наблюдался рост величины отношения.
В баллонных экспериментах HEAT, проведенных в 1994 и 1995 гг. [21,22] наблюдается уплощение в спектре отношения потоков е+/(е+ + е-), а в эксперименте HEAT-pbar (2000 г.) [23] не наблюдается избытка величины е+/(е+ + е-) относительно теоретически ожидаемого.
Не видели избытка е+/(е+ + е-) и в баллонных экспериментах [24, 25] New Mexico State University
(1993 г. и 1989). Но та же группа наблюдала рост отношения е+/(е++е-) при энергиях >10 ГэВ в полете 1976 годов [26]. В баллонном эксперименте (в апреле 1984 г.) University of Chicago [27] наблюдается рост отношения потоков e+/(e+ + е-) выше 10 ГэВ. В баллонном эксперименте SSL UCal [28, 29, 30] с магнитным спектрометром в диапазоне (5-50 ГэВ) в ноябре 1972 зафиксирован рост отношения е+/(е+ + е-).
Перейдем теперь к анализу попыток объяснения отмеченных особенностей спектров. Мы разделяем точку зрения, что астрофизические источники наблюдаемых особенностей в спектрах (е+) и (е-) должны находиться ближе ~1 килопарсека от Земли [1], поскольку все резкие особенности спектра должны сглаживаться в течение распространения легких заряженных частиц в Галактике в процессах синхротронного излучения и обратного комптоновского рассеяния [1].
Загадочное поведение спектров электронов и позитронов, достоверно зарегистрированное в последних экспериментах, заинтересовало многих исследователей. В результате, каждый год стало появляться несколько сотен статей, посвященных этой теме [31]. Все предлагаемые гипотезы можно разделить на две большие группы.
Первая группа представляет нестандартные теории, которые предполагают существование гипотетических, еще не открытых частиц темной материи. Среди большого количества разнообразных частиц кандидатов [32] для объяснения особенностей энергетических спектров наиболее популярными являются распады или аннигиляция таких частиц темной материи [1, 33-35], как слабо взаимодействующие частицы (WIMP) с различными вариантами распадов или частицы появляющихся в многомерных теориях (типа Ка-луцы-Клейна) с компактификацией "лишних" измерений. Однако у всех этих сценариев есть свои слабости [33].
Вторая группа представляет консервативные теории, предлагающие в качестве источников постоянной и дополнительной компонент спектра (е+) и (е-), известные астрономические объекты: пульсары (NS - нейтронные звезды), остатки взрывов сверхновых звезд (SNR), микро-квазары, гамма-всплески (GRB), обыкновенные звезды. Недавно в качестве конкурента пульсарам (NS) были предложены пульсары WD - белые карлики [36].
В рамках стандартных астрофизических объяснений наиболее успешным можно признать попытки объяснения избытков в спектрах неоднородным распределением в пространстве ближайших SNR [33, 37]. Однако, и эти гипотезы не могут одновременно объяснить спектры экспериментов ATIC и Fermi LAT, не говоря уже о спектрах Uch и TIFR.
Из перечисленных выше результатов с очевидностью следует существование переменности на временной шкале ~1 года, а возможно и более быстрой переменности. Маловероятно, чтобы упомянутые выше астрофизические источники, расположенные на расстояниях ближе ~1 килопарсека, могли бы объяснить величину особенностей, их положение в спектре и характерное время переменности.
И, все-таки, еще рано прибегать к нестандартным теориям, поскольку не все возможности консервативных теорий исчерпаны. Известно, что источниками космических лучей могут быть даже такие обычные звезды , как Солнце [38, 39], хотя их вклад в полный спектр космических лучей неизвестен. При этом подразумевалось [39], что заряженные частицы ускоряясь вблизи Солнца (в атмосфере, хромосфере, короне), могут приобретать энергию до ~10 ГэВ, а вблизи таких звезд, где магнитное поле может быть на 3 порядка больше, до энергий ~10 ТэВ.
Попробуем поискать другие кандидаты в источники КЛ высоких энергий в Солнечной системе, где имеются магнитосферы и ударные волны вокруг планет и вдали от Солнца, на периферии гелиосферы.
Независимо от механизма ускорения, для оценки максимальной энергии электронов (Ее), которые могут быть удержаны в магнитосфере объекта, можно воспользоваться [40, 41] формулой Ее = qBmRg, которая совпадает с формулой для вычисления ларморовского радиуса (Rg).
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.