Введение к работе
Актуальность работы
Космические лучи (КЛ) - заряженные энергичные частицы являются важным компонентом космической плазмы. Изучая их химический состав, распределение по энергиям (энергетический спектр), анизотропию и другие характеристики можно получать информацию о физических процессах, происходящих в областях их генерации и распространения.
В настоящее время уже остается мало сомнений в том, что основным источником галактических КЛ являются остатки сверхновых (ОСЫ) звезд. Эта идея была развита Гинзбургом и Сыроватским [5], которые основывались на энергетических соображениях, не конкретизируя механизм ускорения частиц. После открытия диффузионного ускорения на ударных волнах Крымским и Беллом [17, 26] в конце 70-х годов прошлого века стало понятно, как частицы К Л могут ускоряться в ОСН. За последние десятилетия наблюдения ОСН в радио-, рентгеновском и гамма-диапазонах электромагнитного излучения подтвердили наличие энергичных частиц в этих объектах. В качестве примера на Рис.1 приводится изображение молодого остатка RX J1713.7-3946 в гамма-лучах, полученное системой черенковских телескопов HESS [21]. Наблюдаемый спектр гамма-излучения от этого остатка свидетельствует об эффективном ускорении заряженных частиц до энергий порядка 100 ТэВ. Этот вывод не зависит от того, возникают ли энергичные гамма-кванты в результате комптоновского рассеяния квантов реликтового излучения на ускоренных электронах или в результате распада 7г-мезонов, возникающих при ядерном взаимодействии ускоренной нуклонной компоненты КЛ с газом ОСН. В последнем случае количество ускоренных в остатке КЛ примерно соответствует мощности источников КЛ, необходимой для объяснения происхождения галактических КЛ. Плотность энергии ускоренных частиц в этом ОСН на несколько порядков больше плотности энергии КЛ в межзвездной среде.
Другим важным открытием последних лет было обнаружение тонких волокон нетеплового рентгеновского излучения практически во всех молодых ОСН. В качестве примера на Рис.2 приводится рентгеновское изображение молодых ОСН Cas А и SN1006. Положение волокон примерно соответствует фронту ударной волны ОСН. Их происхождение объясняется быстрым синхротронным охлаждением электронов, ускоренных на фронте ударной волны и попавших затем в область за фронтом. По ширине этих волокон можно определить величину напряженности магнитного поля непосредственно за фронтом ударной волны, которая оказывается равна около 500 /хГс для Cas А и 150 /хГс для SN1006 [64]. Эта величина намного больше напряженности межзвездного магнитного поля (около 5 //Гс), даже если учесть, что при сжатии газа на ударном фронте межзвездное поле может усилиться в несколько раз. Наиболее вероятное объяснение этого явления - усиление магнитного поля в результате развития апериодической неустойчивости, производимой диффузионным электрическим током ускоренных КЛ перед фронтом ударной волны [27].
Это не первое свидетельство того, что КЛ могут существенно изменять свойства среды, в которой они распространяются. Сразу после открытия диффузионного ускорения ударными волнами [17, 26] стало ясно, что для эффективного ускорения на ударной волне от взрыва сверхновой величина коэффициента диффузии КЛ перед и за фронтом ударной волны должна быть намного меньше, чем уже тогда известная величина коэффициента диффузии КЛ в межзвездной среде. Так как
Рис. 1: Изображение в гамма-лучах ОСЫ RX Л713.7-3946 (левый рисунок) и спектр его гамма-излучения (правый рисунок), полученные системой черенковских телескопов HESS [21].
ударная волна движется со сверхзвуковой скоростью, никакие гидродинамические возмущения, возникающие на фронте, не могут попасть в среду перед фронтом ударной волны. Поэтому уже в своей первой работе о диффузионном ускорении Белл предложил механизм генерации магнитогидродинамической (МГД) турбулентности перед фронтом. Анизотропное распределение ускоренных частиц перед фронтом должно приводить к неустойчивости МГД волн [26]. В свою очередь ускоренные частицы рассеиваются на магнитных неоднородностях, связанных с этими МГД волнами. Эта так называемая потоковая неустойчивость КЛ уже была в то время известна [47] и даже применялась для самосогласованного распространения К Л в Галактике [66]. Упомянутая выше апериодическая неустойчивость является разновидностью этой потоковой неустойчивости в ситуации, когда поток частиц, производящих неустойчивость достаточно велик.
Кроме описанных выше эффектов энергичные частицы могут играть также и динамическую роль в космической плазме. Большое давление КЛ, ускоряемых на ударной волне, может приводить к изменению профиля скорости среды перед фронтом ударной волны [23] (так называемая модификация фронта ударной волны). В результате этого происходит саморегуляция процесса ускорения частиц. Этот эффект является важной составляющей в моделях ускорения КЛ ударными волнами в различных астрофизических объектах, в том числе в ОСЫ (см. например [1, 28]).
Динамические эффекты КЛ, по-видимому, играют также существенную роль при распространении КЛ в Галактике. Известно, что плотности энергии КЛ, тепловой плазмы и магнитного поля примерно равны друг другу в галактическом диске, где также находятся источники КЛ - ОСН. Так как гикала высот газа, подверженного гравитации Галактики, меньше шкалы высот КЛ, давление К Л должно доминировать на больших высотах над диском Галактики. В этой ситуации практически неизбежно образование течения газа, разгоняемого градиентом давления КЛ и направленного от галактического диска - галактического ветра [42, 30], называемого так по аналогии с солнечным ветром. Свойства этого течения во многом зависят от того, насколько эффективно рассеяние частиц КЛ. Как уже упоминалось выше, эффективность рассеяния частиц КЛ может определяться не фоновой МГД турбулентностью, а МГД волнами, производимыми
Рис. 2: Рентгеновское изображение ОСН Cas А (левый рисунок) и SN1006 (правый рисунок), полученное рентгеновским телескопом CHANDRA [24].
самими КЛ за счет потоковой неустойчивости. Такое самосогласованное распространение К Л в последние годы стало еще более актуальным, в свете последних успехов в теории МГД турбулентности. Оказалось, что частицы галактических К Л очень плохо рассеиваются анизотропной альфвеновской турбулентностью колмогоровского типа [67], создаваемой внешними источниками - взрывами сверхновых, звездным ветром и т.д. Эта трудность отсутствует, если турбулентность поддерживается за счет потоковой неустойчивости самих КЛ.
Цели и задачи работы
Главной целью работы является исследование процессов ускорения и переноса КЛ в ОСН и Галактике и их влияния на динамику, а также на МГД турбулентность космической плазмы:
-
Вычисление декрементов нелинейного затухания альфвеновских волн в бес-столкновительной плазме.
-
Построение модели течения галактического ветра с учетом давления КЛ, магнитного поля и вращения Галактики.
-
Решение задачи о формировании энергетического спектра КЛ в галактическом ветре и спектра возбуждаемой ими МГД турбулентности.
-
Исследование процесса усиления магнитного поля и ускорения частиц КЛ в ОСН в присутствии нерезонансной потоковой неустойчивости КЛ.
-
Построение модели переноса энергичных частиц в рамках полусферного приближения Айзенберга [43].
-
Исследование ускорения К Л в магнитных ловушках в турбулентной среде.
-
Получение вариационных оценок коэффициента диффузии КЛ в случайном крупномасштабном магнитном поле.
-
Построение модели течения галактического ветра в галактиках с активным звездообразованием.
В диссертационной работе решена проблема ускорения и переноса космических лучей в присутствии магнитогидродинамической турбулентности, возбуждаемой потоковой неустойчивостью космических лучей.
Методика исследований
При исследовании процессов ускорения и переноса КЛ использовались как аналитические методы теоретической и математической физики, так и численные методы.
Для вычисления нелинейных декрементов затухания альфвеновских волн (Глава 1) и частоты рассеяния частиц К Л мелкомасштабным магнитным полем (Глава 3) использовалась хорошо известная в физике плазмы теория возмущений.
В Главе 7 использовалось точное аналитическое решение стационарных азимутально-симметричных уравнений гидродинамики, полученное автором в рамках так называемых самоподобных течений.
В Главе 6 использовался вариационный метод для оценки эффективных коэффициентов диффузии КЛ.
Для решения трансцендентных уравнений, определяющих параметры течения галактического ветра (Глава 2), использовался численный метод Ньютона.
Для численного решения трехмерных уравнений магнитной гидродинамики, описывающих усиление магнитного поля в ОСН (Глава 3), использовался численный метод Пена и др. [53]. Это консервативный TVD метод второго порядка по времени и пространству, в котором условие VB = 0 выполняется с машинной точностью.
При численном моделировании бесстолкновительных ударных волн (Глава 4) использовался метод конечных разностей.
Научная новизна
Все основные результаты, представленные в диссертационной работе, являются новыми.
Автором впервые получены и выносятся на защиту следующие основные положения
1.В рамках теории слабой турбулентности впервые вычислено нелинейное затухание бесстолкновительных альфвеновских волн, распространяющихся под произвольными углами к магнитному полю.
2. Построена модель магнитогпдродинамического течения галактического ветра,
поддержанного давлением космических лучей во вращающейся Галактике.
-
Исследован самосогласованный перенос КЛ в галактическом ветре. Коэффициент диффузии КЛ определяется рассеянием на альфвеновских волнах, возбуждаемых потоковой неустойчивостью КЛ.
-
Исследовано ускорение КЛ на плоском ударном фронте в присутствии нерезонансной потоковой неустойчивости. МГД турбулентность перед фронтом ударной волны возбуждается потоком ускоренных частиц КЛ. Численное МГД моделирование развития неустойчивости совместно с аналитическим решением для
функции распределения КЛ позволяет определить величину усиленного магнитного поля перед фронтом ударной волны и максимальную энергию ускоренных частиц. Получена простая аналитическая формула для максимальной энергии. Вычислены напряженность усиленного магнитного поля и максимальная энергия КЛ, ускоренных в четырех исторических ОСН.
-
Предложено объяснение наблюдаемых радиальных магнитных полей в молодых ОСН. Нерезонансная потоковая неустойчивость, производимая электрическим током ускоренных частиц, приводит не только к усилению магнитного поля, но и к сильной неоднородности плотности среды перед фронтом. Взаимодействие неоднородностей плотности с фронтом ударной волны приводит к его сильной деформации и вытягиванию усиленного магнитного поля в направлении средней скорости среды, что и объясняет радиальные магнитные поля в молодых ОСН. Проведено соответствующее численное МГД моделирование.
-
Выведены "полусферные"уравнения переноса энергичных частиц, описывающие эволюцию концентраций частиц в каждой отдельной полусфере питч-углов. Применимость полученных уравнений не ограничивается медленностью исследуемых процессов и малой анизотропией распределения энергичных частиц. Уравнения сводятся к стандартному конвекционно-диффузионному уравнению КЛ в случае медленных процессов и малой анизотропии. Показано, что полусферные уравнения позволяют численно моделировать бесстолкновительные квазипараллельные ударные волны.
-
Предложен новый механизм ускорения частиц МГД турбулентностью. При этом учитывается захват частиц в магнитные ловушки. Отличительной чертой предложенного механизма ускорения является пропорциональность темпа ускорения коэффициенту пространственной диффузии частиц.
-
Получены вариационные оценки коэффициента диффузии К Л в случайном крупномасштабном магнитном поле. Показано, что верхний предел для аномального перпендикулярного коэффициента диффузии КЛ определяется коэффициентом диффузии и инкрементом неустойчивости магнитных силовых линий.
-
Предложена простая модель галактического ветра в галактиках с активным звездообразованием. В модели используется полученное автором точное аналитическое решение для азимутально-симметричного стационарного гидродинамического течения. Определено распределение радиояркости синхротронного излучения электронов КЛ
в активной галактике NGC253 и проведено сравнение с радио-наблюдениями, что позволяет определить скорость ветра и мощность источников К Л в этой галактике.
Достоверность полученных результатов
Результаты диссертационной работы получены с применением адекватных аналитических методов теоретической и математической физики а также неоднократно проверенных численных методов.
Высокий научный уровень полученных результатов подтверждается их опубликованием в ведущих отечественных и иностранных научных журналах, таких как ЖЭТФ, "Астрономия и Астрофизика", "Астрофизический Журнал".
Достоверность результатов также подтверждается совпадением с данными наблюдений.
Практическая значимость работы
Полученные результаты и предложенные модели, учитывающие динамические и плазменные эффекты К Л позволяют лучше понять процессы, происходящие в ОСЫ и в Галактике. Изложенные в работе модели распространения и ускорения К Л в Галактике могут быть использованы при анализе данных наблюдений КЛ, рентгеновского и гамма-излучения, выполняемых на Земле и в космосе. Модель с галактическим ветром может быть использована для интерпретации данных измерений магнитного поля Галактики, интенсивности и поляризации галактического синхротронного излучения и т.д. Полученные в диссертационной работе результаты могут найти применение в астрофизических исследованиях, проводимых в ИЗМИРАН, ФИАН, ИОФАН, НИИЯФ МГУ, ФТИ им. А.Ф.Иоффе, ИКИ и других.
Апробация работы
Результаты диссертации докладывались, обсуждались и получили одобрение на астрофизическом семинаре под руководством А.В.Гуревича (ФИАН), а так же на семинарах в ИТЭФ, НИИЯФ МГУ, теоретическом и общеинститутском семинарах ИЗМИРАН, астрофизическом семинаре в Институте Ядерной Физики им. М.Планка (Германия).
Результаты также докладывались на 26-й, 27-й и 29-й Международных конференциях по космическим лучам, (1999, США; 2001, Германия; 2005, Индия соответственно), на Всероссийских конференциях по космическим лучам, на ежегодной конференции "Астрофизика высоких энергий "проводимой в ИКИ, на Всероссийской конференции "Современные проблемы космической физики", посвященной 70-летию академика Г.Ф.Крымского (Якутск, 2007).
Исследования автора были поддержаны проектами РФФИ и международным грантом INTAS. Часть результатов диссертационной работы была получена автором во время командировок в Институт Ядерной Физики им. М.Планка (г.Гейдельберг, Германия).
Публикации и личный вклад автора
Вклад автора в результаты диссертационной работы является основным. Основные результаты диссертационной работы опубликованы в журналах [36, б, 8, 68, 55, 31,
69, 56, 9, 10, 70, 11, 71, 72, 12, 57, 73, 58, 59, 74, 75, 13, 76, 77].
Структура работы
Работа состоит из введения, семи глав, заключения и списка литературы. Объем работы составляет 228 страниц, включая 36 рисунков, 2 таблицы и 231 наименование библиографии.
