ИЗВЕСТИЯ РАН. СЕРИЯ ФИЗИЧЕСКАЯ, 2011, том 75, № 3, с. 328-330
ДК 524.1
СПЕКТР ГАЛАКТИЧЕСКИХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ, УСКОРЕННЫХ В ОСТАТКАХ СВЕРХНОВЫХ © 2011 г. В. Н. Зиракашвили1, В. С. Птускин1, Е. С. Сео2
E-mail: vptuskin@izmiran.ru
Определены спектры протонов, ядер и электронов, ускоренных на ударных волнах в остатках сверхновых различных типов. Расчет выполнен с помощью численного кода, который позволяет моделировать эволюцию сферической ударной волны и ускорение частиц с учетом обратного влияния давления на гидродинамическое течение. Учтен эффект альфвеновского дрейфа частиц в усиленном магнитном поле в областях перед и за фронтом ударной волны. Максимальная энергия ускоренных частиц достигает примерно 5 • 1018 эВ для ядер железа в остатках сверхновых типа IIb. Рассчитанные в рамках диффузионной галактической модели спектр и состав космических лучей (КЛ) в межзвездной среде хорошо согласуются с наблюдениями.
ВВЕДЕНИЕ
Остатки сверхновых — это основные источники КЛ в Галактике. Ускорение КЛ происходит за счет диффузионного ускорения ударной волной, порожденной взрывом сверхновой в турбулентной межзвездной среде. В течение долгого времени теоретические оценки максимальной энергии протонов, которая может быть достигнута при ускорении в остатке сверхновой, составляли примерно 1013—1014 эВ [1]. После того как в [2] было показано, что потоковая неустойчивость КЛ в предвестнике сильной ударной волны приводит к генерации сильного случайного магнитного поля 5В » В/!т (В/!т ~ 5 мкГс — межзвездное магнитное поле перед фронтом ударной волны), оценка максимальной энергии увеличилась примерно на два порядка величины. Данные по синхротронно-му рентгеновскому излучению от ряда молодых остатков сверхновых также указывают на наличие в них сильных магнитных полей 150—500 мкГс [3], что, по-видимому, объясняется действием потоковой неустойчивости КЛ.
С использованием результатов по усилению магнитного поля в остатках сверхновых в настоящей работе рассчитан стационарный спектр КЛ в Галактике.
РАСЧЕТ СПЕКТРА КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ В ГАЛАКТИКЕ
Из-за высокой эффективности ускорения спектр КЛ должен определяться с учетом модификации структуры ударной волны давлением ускоряемых частиц. Мы исследуем ускорение КЛ
1 Учреждение Российской академии наук Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН (ИЗМИРАН), Троицк.
2 Университет Мэриленда, Колледж Парк.
и эволюцию ударной волны, порожденной взрывом сверхновой, на основе численного кода [4]. Он позволяет решать гидродинамические уравнения совместно с диффузионно-конвективным уравнением переноса для функции распределения КЛ. Существенный элемент расчета — учет альфвеновского дрейфа для энергичных частиц в области за фронтом ударной волны. Благодаря этому, ускоряемые частицы "чувствуют" меньшую степень сжатия и приобретают относительно мягкий спектр. Анализ нетеплового рентгеновского излучения [3] показывает, что за фронтом ударной вол-
2 — 2 2 ны выполняется условие B /8п = 3.5 • 10 push, что
также подкрепляется теоретическими расчетами [5]. Диффузия частицы с зарядом Ze и скоростью и вблизи ударной волны описывается бомовским коэффициентом диффузии DB = и pc/(3ZeB). Предполагается, что ускорение прекращается при возрасте сверхновой 105 лет. Мы провели численное моделирование ускорения космических лучей для четырех типов остатков сверхновых: Ia, IIP, Ib/c и IIb (об их свойствах см. [6]). На основании работы [7] приняты следующие относительные частоты вспышек этих типов сверхновых: 0.32, 0.44, 0.22 и 0.02.
Ускоренные в остатках сверхновых КЛ выходят в межзвездную среду, диффундируют в межзвездных магнитных полях и взаимодействуют с межзвездным газом пока не достигнут границ галактического гало КЛ со свободным выходом в межгалактическое пространство. Параметром, описывающим распространение КЛ в межзвездной среде, является средняя толща вещества, которую проходят КЛ до выхода из галактики Xe. Согласно [8],
Xe(p) = 11.8 (и/c)(pc/4.9Z ГВ)-0 54 г • см-2 при p/Z > 4.9 ГВ. Мы используем эту формулу вплоть до энергий порядка 1017 Z эВ.
СПЕКТР ГАЛАКТИЧЕСКИХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ
329
Результаты расчета спектров КЛ в межзвездном пространстве для протонов, гелия и железа показаны на рис. 1а для энергий от 1 до 103 ГэВ/нуклон, где имеются надежные данные по отдельным типам ядер. В КЛ переходит примерно 1/3 кинетической энергии взрыва сверхновой. Суммарные спектры протонов и всех ионов вплоть
до железа при энергии на частицу E > 103 ГэВ показаны на рис. 1б. Нормировка источников различных ионов выполнена из условия совпадения с наблюдениями при единственной энергии частиц 103 ГэВ. Состав ускоренных частиц считается одинаковым во всех типах сверхновых за исключением сверхновых типа Ib/c, в которых часть
спектра с наибольшими энергиями E > 105 ГэВ не содержит водорода. (Это отражает состав ветра предсверхновой звезды типа Вольфа—Райе, по которой идет ускоряющая частицы ударная волна.)
Рассчитанные спектры хорошо согласуются с наблюдениями вплоть до энергий примерно 3 • 1018 эВ. В частности, благодаря суммированию по различным типам сверхновых и различным типам ядер, воспроизводится форма "колена" в спектре всех частиц при энергии 3 • 1015 эВ.
Полученные результаты можно сравнить с работой [10], в которой не учитывался возможный альфвеновский дрейф КЛ за фронтом ударной волны и рассматривался только один тип сверхновых: Ia. Без учета альфвеновского дрейфа спектр ускоренных частиц оказывается более крутым, и наблюдаемый спектр КЛ можно воспроизвести только в предположении о сильной энергетической зависимости средней толщи
Xe х (p/Z) °'75, противоречащей наблюдениям. Пренебрежение вкладом сверхновых типа IIb приводит к невозможности ускорить частицы до сверхвысоких энергий в галактических источниках.
Ускорение электронов в остатках сверхновых происходит одновременно с ускорением протонов и ядер. Основные отличия относятся к механизму инжекции тепловых частиц в процесс ускорения на ударной волне и в наличии сильных энергетических потерь на синхротронное излучение и обратное комптоновское рассеяние как внутри оболочки сверхновой, так и в межзвездном пространстве. Последнее обстоятельство не позволяет использовать приближение "leaky box" для расчетов распределения электронов высоких энергий в Галактике, поэтому наши вычисления проводились в диффузионном приближении. На рис. 2 показан рассчитанный спектр электронов КЛ в межзвездной среде. Если опираться на данные эксперимента Fermi, то дополнительные к остаткам сверхновых источников релятивистских
Рис. 1. а — рассчитанные спектры протонов, гелия и железа с энергиями менее 103 ГэВ/нуклон в межзвездном пространстве без учета солнечной модуляции; показаны данные экспериментов AMS, ATIC-2, BESS-TeX HEAO-3 и TRACER; б — суммарный спектр всех частиц с энергиями выше 103 ГэВ на частицу. Ссылки на экспериментальные данные см. в [9].
E3
100
Рис. 2. Рассчитанный спектр электронов космических лучей без учета солнечной модуляции (сплошная толстая линия). Ссылки на данные экспериментов и на более ранний расчет (тонкая штриховая линия) можно найти в [11].
, ГэВ2 • м-2 • с-1 • ср-1
21_¿1_I_I I Mill_I_I.......I_I_I.......I _ Iii т1 I
1 10 100 10(Х0, ГэВ
2 ИЗВЕСТИЯ РАН. СЕРИЯ ФИЗИЧЕСКАЯ том 75 № 3
2011
330
ЗИРАКАШВИЛИ и др.
электронов (пульсары или продукты распада темной материи) не требуются.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Основной результат настоящей работы — демонстрация того, что современная теория ускорения частиц на ударных волнах в эволюционирующих остатках сверхновых в совокупности с эмпирической моделью распространения КЛ в Галактике позволяет объяснить наблюдаемый спектр и состав галактических КЛ.
Работа была поддержана грантом РФФИ 10-02-00110a и грантом NASA NNX09AC149.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. Lagage P.O., Cesarsky C.J. // Astron. Astrophys. 1983.
V 125. Р. 249.
2. Bell A.R. // Mont. Not. R. Astron. Soc. 2004. V 353. P. 550.
3. Voelk H.J., Berezhko E.G., Ksenofontov L.T. // Astron. Astrophys. 2005. V. 433. P. 229.
4. Zirakashvili V.N., Ptuskin V.S. // High-energy gamma-ray astronomy / Eds Aharonian F.A. et al. AIP Conf. Proc. 2009. V. 1085. P. 336. N. Y
5. Zirakashvili V.N., Ptuskin V.S. // Astrophys. J. 2008. V. 678. P. 939.
6. Chevalier R. // Astrophys. J. 2006. V. 651. P. 381.
7. Smart S.J. et al. // Mont. Not. R. Astron. Soc. 2009. V. 395. P. 1409.
8. Jones F.C. et al. // Astrophys. J. 2001. V 547. P. 264.
9. Bluemer J., Engel R., Hoerandel J.R. // Progr. Part. Nuclear Phys. 2009. V. 63. P. 293.
10. Berezhko E.G., Voelk H.J. // Astrophys. J. 2007. V 661. L175.
11. Grasso D. et al. // Astropart. Phys. 2009. V. 32. P. 140.
ИЗВЕСТИЯ РАН. СЕРИЯ ФИЗИЧЕСКАЯ том 75 № 3 2011
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.