Характеристики корон галактик

Галактики окружены сферическими коронами масштаба ~0,1 Мпк, наполненными сильно ионизованным газом, преимущественно водородом, с концентрацией 10-2 – 10-3 см-3 и температурой ~107 К [4, с. 81]. Корональный газ нагревается ударными волнами, образующимися от вспышек сверхновых, а также под действием излучения звезд, т.е. космических лучей (КЛ) низких энергий, включая диапазон субкосмических лучей [там же, с. 86].

Сходные факторы играют важную роль в тепловом балансе галактического газа. Температура газа в галактике в целом возрастает по мере удаления от центра к периферии. В кольце на расстоянии 4 – 8 кпк от центра галактики температура межзвездного газа ~10 К [4, с. 85]. На периферии галактики в экваториальной плоскости диска газ нагрет до 106 К [2, с. 390]. Соответствующий градиент температуры, до 105 раз, может быть вызван воздействием ветра звезд, выносящего конвективные потоки КЛ низких энергий на периферию галактики, включая ее корону. Так, например, в гелиосфере устанавливается равновесие между конвективным потоком КЛ, выносимым солнечным ветром наружу и потоком КЛ, направленным внутрь системы [6, с. 314]. С учетом общей направленности галактического ветра от центра к периферии галактики, сопровождающейся ростом температуры газа, плотность КЛ низких энергий (субкосмических лучей) может возрастать по мере удаления от центра галактики в направлении ее гало (короны).

Между давлением газа в галактике и ее короне наблюдается сильный перепад давления. Характерное давление газа в галактике составляет ~10-13 дин∙см-2, в том числе, при концентрации водорода n~ 10-2 см-3 и его температуре Т ~ 104 – 105 К [4, с. 86]. Давление газа в короне галактики при концентрации n≤ 10-2 см-3 и температуре Т ~ 107 К [там же, с. 81] в 102 раз больше, и достигает ~10-11 дин∙см-2 согласно уравнению состояния идеального газа:

р = nкТ,                                                                     (1)

где к – постоянная Больцмана.

Наибольший перепад, в 103 раз, наблюдается между давлением газа в гало спиральной галактики и ее короне. Так, при концентрации газа в гало ~3∙10-4 см-3 при температуре ≥ 105 К [4, с. 85] его давление ~10-14 дин∙см-2.

Данный перепад давления внутри галактики способны компенсировать субкосмические лучи (звездный ветер), преимущественно состоящие из протонов. С учетом соотношения Е = 3кТ/2 для молекул идеального газа [6, с. 101], частицы коронального газа при температуре 107 К имеют энергию ~103 эВ. Скорость протонов данной энергии υ = √2Е/√mр ≈ 4∙105 м/с. Подобная скорость характерна для солнечного (звездного) ветра [5, с. 586].

Согласно данным наблюдений за пульсарами, средняя концентрация электронов в межзвездной среде 3∙10-2 см-3 [5, с. 181]. В силу электрической нейтральности галактической среды в целом, аналогичную величину имеет концентрация положительно заряженных частиц межзвездного газа (ионов) и протонов звездного ветра, компенсирующих заряд электронов. Тем самым средняя концентрация протонов и ионов в галактике 3∙10-2 см-3, как минимум, в несколько раз превышает концентрацию ионизованного коронального газа <10-2 см-3. Напомним, что температура газа в галактике значительно ниже, чем в ее короне. Соответственно, компенсировать давление коронального газа со стороны галактической среды может поток звездного ветра сопоставимой концентрации и температуры. В условиях термодинамического равновесия субкосмических лучей и газа в короне галактики, протоны с энергией 103 эВ могут иметь концентрацию ~10-2 см-3.

Звездный ветер имеет общую направленность от центра галактики к периферии. При взаимодействии звездного ветра с сильно ионизованным корональным газом на границе сферического гало галактики возможно образование бесстолкновительной ударной волны. Подобный эффект, например, наблюдается при столкновении солнечного ветра с магнитосферой Земли, удерживающей заряженные частицы, а также при столкновении солнечного ветра с межзвездным газом на границе гелиосферы. В общем случае положение границы ударной волны определяется балансом динамического давления ветра Солнца (звезд) n1mрυ12 и межзвездной среды n2mрυ22 + n2кТ + В2/8π, где В – индукция магнитного поля [4, с. 90]. При этом динамическое давление солнечного ветра во фронте ударной волны:

р = кnmрυ2,                                                               (2)

где mр – масса протона; υ – скорость потока частиц; коэффициент к зависит от характера взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой. При упругом рассеянии к = 2 [4, с. 12].

Напомним, что статическое давление идеального газа р = nmрυ2/3 [6, с. 101], т.е. при равной концентрации давление направленного потока частиц при их упругом рассеянии в 6 раз выше, чем давление хаотично движущихся частиц. При к = 2, с учетом соотношения Е = mυ2/2, динамическое давление потока субкосмических лучей в уравнении (2) выразимо через энергию частиц: р = 4nЕ. Пропорциональная зависимость р = 2nЕ/3 следует из формулы (1) с учетом соотношения для хаотично движущихся молекул идеального газа Е = 3кТ/2. Таким образом, давление коронального газа ≤10-11 дин∙см-2 изнутри галактики способен компенсировать поток звездного ветра ρ = nυ ≤ 6∙104 см-2∙с-1.

Для сравнения, поток протонов солнечного ветра на орбите Земли составляет 2,4∙108 см-2∙с-1 [5, с. 586] и далее убывает с расстоянием r в пределах гелиосферы по закону ~1/r² [6, с. 699]. На границе гелиосферы масштаба 100 а.е. [5, с. 588] поток солнечного ветра ~104 см-2∙с-1, что сопоставимо с приведенной выше оценкой. При этом следует учесть, что магнитное поле, переносимое звездным ветром, выметает заряженные частицы из галактики в ее корону, так что поток протонов в области гало галактики может быть выше, чем на границе гелиосферы.

Давление ионов коронального газа может компенсироваться как потоком субкосмических лучей (звездным ветром) изнутри галактики, так и потоком КЛ со стороны межгалактической среды. Магнитное поле галактик удерживает в их коронах заряженные частицы подобно тому, как оно удерживает их в магнитосферах планет. Фронт ударной волны, образующейся при столкновении солнечного ветра с магнитосферой Земли, находится от нее на расстоянии 13 Rз (Rз – радиус Земли) [4, с. 12]. Сходные пропорции наблюдаются в отношении радиуса средних галактик ~10 кпк [2, с. 389] и их корон ~100 кпк [4, с. 81].

Межгалактический газ, сильно ионизованный и разогретый КЛ, намного разреженнее галактического газа. Средняя концентрация межгалактического газа не превышает критическую концентрацию барионов во Вселенной 3∙10-6 см-3 [2, с. 178]. С учетом уравнения состояния идеального газа (1) хаотично движущиеся частицы межгалактического газа подобной плотности уравновесят давление коронального газа с концентрацией ≤10-2 см-3 и температурой 107 К в случае, если он обладает температурой ~3∙1010 К, что отвечает энергии частиц Е = 3кТ/2 ~ 4,5∙106 эВ.

Частицы с подобной энергией ~106 эВ относятся к нижнему диапазону КЛ [3, с. 471]. КЛ вследствие их значительных энергий обладают малым сечением взаимодействия. В то же время поток КЛ способен компенсировать давление ионизованного коронального газа за счет образования на границе короны бесстолкновительной ударной волны. С учетом соотношения (2) при к ≈ 1 динамическое давление ≤10-11 дин∙см-2 создадут метагалактические КЛ с энергией ~106 эВ при их концентрации, не превышающей критическую концентрацию барионов во Вселенной 3∙10-6 см-3 [2, с. 178]. При скорости таких КЛ υ = 1,4∙107 м/с их поток составит ρ = nυ ≈ 4∙103 см-2∙с-1. Данная оценка находится в допустимых пределах аппроксимации наблюдаемого на орбите Земли энергетического спектра КЛ в область энергий менее 109 эВ, до уровня энергии ~106 эВ, обосновывающей поток КЛ ≤105 см-2∙с-1 [1].

Исходя из того, что в формировании корон галактик важную роль могут играть КЛ низких энергий (субкосмические лучи), рассмотрим их характеристики более подробно.

Концентрация субкосмических лучей в короне галактики

Концентрация ионизованного газа в короне нашей галактики достигает 10-2 см-3 [4, с. 81], что сопоставимо с концентрацией звездного барионного вещества галактики nб при ее массе ~1011∙M○ (M○ – масса Солнца) [2, с. 386], усредненного в масштабах, ограниченных галактической короной:

nб = 4π1011∙M○/3mрRкг3.                                      (3)

При радиусе короны галактики Rкг ~ 0,1 Мпк [4, с. 80], усредненная по ней концентрация звездного вещества nб ≈ 1,8∙10-2 см-3. Галактикам со средней массой ~1010∙M○ [там же, с. 85] при сопоставимом масштабе их корон соответствует усредненная по короне концентрация звездного вещества nб ≈ 1,8∙10-3 см-3. Для сравнения, согласно данным наблюдений за скоплениями галактик, расстояния между которыми ~0,1 Мпк сравнимы с размером их корон, концентрация горячего ионизованного газа в центре скоплений составляет близкую величину ~10-3 см-3 [5, с. 545].

Напомним, что концентрация протонов и ионов в галактике равна концентрации электронов, составляющей 3∙10-2 см-3 [5, с. 181]. С учетом общей направленности звездного ветра от центра галактики к ее гало, концентрация протонов в галактической короне может превышать концентрацию протонов в галактике. При этом уже при концентрации в короне нашей галактики субкосмических лучей 3∙10-2 см-3, с учетом массы коронального газа с концентрацией до 10-2 см-3, масса короны нашей галактики вдвое превысит массу самой галактики.

Основными источниками субкосмических лучей являются ветер звезд и вспышки сверхновых. Так, до 90% энергии взрыва сверхновой приходится на кинетическую энергию оболочки [6, с. 656]. Скорость выброшенного во время вспышки сверхновой вещества ~20 тыс. км/с [4, с. 433], а пекулярная (остаточная) скорость межзвездного газа, выметаемого в корону галактики фронтом ударной волны, достигает 15 км/с [там же, С. 86]. Тем самым во время вспышек сверхновых излучаются субкосмические частицы в широком энергетическом диапазоне, вплоть до КЛ низких энергий ~106 эВ.

У звезд поздних спектральных классов наблюдается интенсивное истечение вещества со скоростями порядка сотен и тысяч км/с [3, с. 66]. Подобные скорости соответствуют энергии субкосмических протонов в диапазоне 102 – 104 эВ. Наиболее интенсивно излучают звездный ветер красные гиганты. Согласно теории эволюции звезд, звезда дважды попадает в область диаграммы Герцшпрунга – Ресселла, занимаемую красными гигантами. Первый раз – на время до 108 лет для звезд с массой, сопоставимой с массой Солнца (~0,5 M○) на стадии гравитационного сжатия межзвездного газа в процессе звездообразования. Второй раз – после термоядерного сгорания в ядре водорода, на время, до 10% времени жизни звезды, т.е. ~109 лет для звезд типа Солнца. При этом красные гиганты теряют со звездным ветром значительную часть своей массы, около 10-6 М○ в год [3, с. 488]. Так, например, звезды с массой ≤5 M○, прошедшие стадию красных гигантов, после сброса внешних слоев оболочки превращаются в белых карликов с массой ~M○, составляющих до 10% всех звезд [2, с. 185], т.е. они способны обеспечить выделение субкосмических лучей с массой, достигающей половины массы галактики.

Как уже отмечалось, одним из источников КЛ (субкосмических лучей) являются вспышки сверхновых. Взрывы сверхновых носят периодический характер, как и процесс звездообразования, индикатором которого они служат. Например, Солнце – звезда третьего поколения [3, с. 68], относящаяся к желтым карликам, из которых образуются сверхновые Iа [5, с. 433]. Выделяются несколько этапов звездообразования, завершающихся вспышками сверхновых. Вначале звезды, а впоследствии сверхновые образуются в ядре галактики, балдже, а затем в гало. В результате взрывов сверхновых звездное вещество в гало было исчерпано, после чего наступил перерыв звездообразования длительностью 5 – 7 млрд лет. После перерыва звезды стали образовываться преимущественно в диске, где осел газ, обогащенный тяжелыми элементами [2, с. 388]. Подобное пространственное разделение объектов галактик согласуется с наблюдаемым распределением в них массы, возрастающей с их радиусом [там же, с. 389].

Перечисленные этапы активизации сверхновых иллюстрирует рис. 1, на котором представлены сводные данные по сверхновым Iа, приведенным в работах [8, 9], за исключением далекой сверхновой SN 1997ck с красным смещением z ≈ 1, сведения о возрасте которой 24,6 млрд лет противоречивы. Так, согласно данным целого ряда независимых методов, применяемых в космохронологии, предельный возраст Вселенной не превышает 18 – 20 млрд лет [3, с. 481].

Рис. 1. Зависимость числа сверхновых Iа от их удаленности (возраста)

Сводные данные работ [8, 9] включают 27 сверхновых Iа с низким красным смещением z ≤ 0,13, а также 50 Iа с высоким красным смещением z ≥ 0,3. С учетом периодического характера вспышек сверхновых, число взорвавшихся звезд на ранних этапах эволюции галактик вдвое превышает количество звезд, взрывающихся на настоящей стадии. Напомним, что около 90% всей энергии сверхновых I типа приходится на кинетическую энергию оболочки [5, с. 656]. Поскольку число ранее взорвавшихся звезд вдвое превышает количество звезд, взрывающихся на настоящей стадии эволюции галактик, в виде субкосмических и космических лучей сверхновыми могло быть выброшено вещество с массой, сопоставимой с удвоенной массой оставшихся звезд.

Напомним, что за этот же период красными гигантами со звездным ветром могла выделиться масса, сопоставимая с массой галактики. В общей сложности в виде субкосмических лучей, удержанных в галактической короне ее магнитными полями и давлением метагалактических КЛ, могла накопиться масса, сравнимая с тремя массами оставшегося в галактике звездного вещества. Так, определение скоростей вращения периферических областей галактик показало, что у многих из них могут существовать массивные, слабо светящиеся короны [2, с. 389]. При этом динамическая (скрытая) масса короны нашей галактики может увеличивать ее массу в несколько раз [там же, с. 387]. Соответственно, с учетом соотношения (3) концентрация субкосмических лучей в короне может достигать ~5∙10-2 см-3.

С учетом известной массы короны галактики Мкг можно оценить поток субкосмических частиц ρ, исходящих из галактики и задерживаемых ее короной:

ρ = Мкг/4πRг2mрtг,                                                      (4)

где tг – возраст галактики, Rг – радиус гало галактики.

Радиус сферического гало равен радиусу галактики Rг = 15 кпк. Масса нашей галактики ~1011∙M○ [2, с. 386]. Ее возраст около 10 млрд лет [там же, с. 387], т.е. tг ~ 3∙1017 с. Как следует из вышеприведенных оценок, масса галактической короны может втрое превышать массу галактики. При Мкг ~ 3∙1011∙M○, поток генерируемых субкосмических лучей ρ ~ 4,5∙104 см-2∙с-1, что сопоставимо с данными других расчетов ρ ~ 5∙104 см-2∙с-1 [1], а также с оценкой ≤6∙104 см-2∙с-1 согласно зависимости (2).

Таким образом, галактические короны могли накопить в виде субкосмических лучей массу, сопоставимую с тремя массами галактик. Так, время жизни КЛ, удержанных в галактике ее магнитным полем, достигает 100 млн лет, а проходимое ими расстояние оценивается в 10 Мпк [3, с. 472]. Скорость субкосмических лучей с энергией 103 эВ составляет υ ~ 4∙105 м/с, что в 103 раз меньше, чем у КЛ, чья скорость сопоставима со скоростью света. Подобные субкосмические лучи покроют проходимое КЛ расстояние R = 10 Мпк за время τ = R/υ ≈ 75 млрд лет, что существенно превышает возраст галактик ~10 млрд лет [2, с. 387].

На наличие магнитных полей в окрестности галактики указывает то, что радиоволны регистрируются не только в галактике, но и в ее гало [3, с. 474]. Наблюдение флуктуаций синхротронного излучения указывает на наличие у галактик магнитных «хвостов», удаленных от них на значительные расстояния. Масштаб подобных магнитных петель достигает 100 пк. При этом характерная величина крупномасштабного магнитного поля в окрестностях галактик составляет ~10-6 Гс [там же, с. 682]. Неоднородности магнитного поля могут присутствовать и в больших масштабах, включая корону галактики, связанные со звездным ветром, а также выбросом оболочек сверхновых за пределы галактики. Так, оболочки сверхновых звезд имеют магнитные поля, на что указывает их радиоизлучение [там же, с. 474]. При взрывах сверхновых их оболочки выбрасываются за пределы галактики на сотни парсек. При этом часть межзвездного газа даже может оттекать от галактик в межгалактический газ [4, с. 86].

С учетом того, что магнитные поля корон галактик способны удерживать субкосмические лучи, их концентрация может достигать существенных величин, сопоставимых с концентрацией коронального газа ≤10-2 см-3, и даже превышающих ее в несколько раз.

Характеристики космических лучей

Более 90% частиц КЛ составляют протоны, 7% – ядра гелия (α-частицы), при доле электронов около 1% [6, с. 313]. Энергетический спектр КЛ, наблюдаемый на орбите Земли, включает широкий диапазон энергий частиц от 106 до 1020 эВ при плотности их потока ~1 см-2∙с-1 [3, с. 471]. Спектр КЛ имеет два максимума, отвечающих энергиям частиц ~106 эВ, а также ~109 эВ [там же, с. 472]. Нижняя граница спектра галактических КЛ не определенна в связи с присутствием солнечных КЛ.

Энергетический спектр КЛ, наблюдаемый на орбите Земли, обрезан на уровне энергий частиц <109 эВ. Подобное обрезание спектра связывается с торможением и рассеянием КЛ на крупномасштабных неоднородностях межпланетного магнитного поля [3, с. 473]. Масштаб неоднородностей магнитного поля гелиосферы, рассеивающих в КЛ с энергией в диапазоне 106 – 109 эВ, оценивается в 108 – 109 м [там же, с. 472]. Напомним, что под действием сил Лоренца частицы, имеющие заряд е и массу m, двигающиеся со скоростью υ перпендикулярно силовым линиям магнитного поля, обладающего индуктивностью В, вращаются по круговым орбитам с ларморовским радиусом Rл = mυ/еВ.

Для протонов с энергией на максимуме энергетического спектра КЛ Е = 4∙108 эВ, имеющих скорость υ = √2Е/√mр ≈ 3∙108 м/с, сопоставимую со скоростью света, при величине магнитного поля гелиосферы В = 5∙10-5 Гс, которое сопоставимо с магнитным полем солнечного ветра на орбите Земли (5 – 15)∙10-5 Гс [5, с. 14], ларморовский радиус Rл = 0,5∙109 м. Диаметр круга, описываемого протонами, D = 2∙Rл соответствует масштабу неоднородностей межпланетного магнитного поля 109 м. В свою очередь, размер неоднородностей магнитного поля 108 м отвечает ларморовскому радиусу протонов с энергией 4∙106 эВ, чьи скорости υ ~ √Е на порядок меньше.

При энергиях >109 эВ, т.е. выше энергии обрезания спектра, поток КЛ резко падает с ростом энергии частиц. При этом энергетический спектр КЛ в диапазоне от 1010 до 1015 эВ хорошо описывается степенной функцией I-γ, с показателем степени γ = 1,7 [6, с. 313]. Аппроксимация данного спектра КЛ в область низких энергий показывает, что первичный поток протонов с энергией ~106 эВ может достигать ≤105 см-2∙с-1 [1].

В энергетическом спектре КЛ в диапазоне от 1015 до 1017 эВ наблюдается «излом», отвечающий повышению показателя степени γ функции, описывающей спектр КЛ с 1,7 до 2,2 [6, с. 313]. Излом в спектре исчезает при самых высоких энергиях, более 1017 эВ. При этом спектр вновь становится более пологим [3, с. 472], т.е. напоминает спектр КЛ в диапазоне от 1010 до 1015 эВ при γ = 1,7, но на порядок меньшей интенсивности. Анализ спектра КЛ позволяет предположить, что частицы с энергиями более 1017 эВ приходят к Земле из других галактик [там же, с. 474].

Наблюдаемое падение интенсивности КЛ с энергиями 1017 – 1020 эВ может быть связано с их рассеянием на неоднородностях магнитного поля галактики масштаба 1013 – 1014 м. Так, структура магнитного поля галактики неоднородна в масштабах менее 1 пк. На это указывает поляризация радиоизлучения, исходящего от целого ряда дискретных источников, а также синхротронное излучение [2, с. 474]. Скорость релятивистских частиц ограничена скоростью света. С учетом соотношения mυ = √2Еm, ларморовский радиус КЛ высоких энергий, превышающих энергию покоя частиц, выразим через их энергию Е:

Rл = √2Еm/еВ.                                                            (5)

При средней величине магнитного поля галактики В = 2∙10-5 Гс [5, с. 181] ларморовский радиус протонов с энергией Е = 1017 эВ составит Rл = 2∙1013 м; при Е = 1020 эВ ларморовский радиус Rл = 6∙1014 м. Сопоставимый масштаб имеют короны звезд. Так, границы солнечной короны соотносят с гелиосферой масштаба 100 – 1000 а.е. [4, с. 90], т.е. 1,5∙1013 – 1,5∙1014 м, наполненной солнечным ветром, переносящим магнитное поле. Сферические оболочки, наполненные звездным ветром, обнаружены вокруг горячих звезд [3, с. 67]. Структура межзвездного газа обладает сопоставимым масштабом неоднородностей 1013 – 1015 м, обусловленных межзвездными магнитными полями [4, с. 86]. При больших масштабах, превышающих 1 пк, т.е. >3∙1016 м, галактическое магнитное поле однородно [5, с. 181].

Наиболее интенсивными источниками КЛ являются сверхновые и активные ядра галактик (квазары) [3, с. 474]. Энергия генерируемых ими КЛ близка к расчетной величине энергии частиц межгалактической среды ~106 эВ. Так, скорость вещества, выброшенного во время взрыва сверхновой, достигает 2∙107 м/с [5, с. 433], что эквивалентно энергии протонов 2∙106 эВ. Из активных ядер галактик наблюдаются выбросы плазменных струй (джеты), скорость движения вещества в которых достигает 0,1 скорости света [4, с. 394], т.е. 3∙107 м/с, что эквивалентно энергии протонов 5∙106 эВ. Подобные энергии частиц ~1 МэВ, соответствующие максимуму наблюдаемого энергетического спектра КЛ [3, с. 472], характерны для ядерных реакций, протекающих в ядрах звезд [6, с.758].

В условиях расширения Вселенной энергия метагалактических КЛ с течением времени должна снижаться. Сходный эффект наблюдается в отношении микроволнового фонового излучения, сохранившегося со времени эпохи рекомбинации, чья температура (энергия) падает по мере расширения Вселенной [4, с. 134]. При рассеянии КЛ коронами взаимно удаляющихся галактик те теряют часть своего импульса (энергии), что эквивалентно эффекту Доплера. Согласно закону Хаббла скорость разбегания галактик vг = Но∙R при постоянной Хаббла Но ~ 64 км∙с-1∙Мпк-1 [7, 8]. Рассмотрим частицы, испущенные активными ядрами галактик (квазарами) в виде джетов, движущихся со скоростью υ ~ 3∙104 км/с [4, с. 394], т.е. КЛ с энергией 5∙106 эВ. Такие КЛ сохранят половину своей скорости (четверть энергии) в процессе рассеяния коронами удаляющихся друг от друга галактик, пройдя расстояние d = υ/2Но ≈ 230 Мпк за время τ = 3d/2v ≈ 3∙1017 с, т.е. за 10 млрд лет, что сопоставимо с возрастом квазаров и галактик.

Так, считается, что межгалактическая среда сформировалась в эпоху квазаров (ядер протогалактик) и молодых галактик, и в силу своей низкой плотности и больших масштабов сохранила часть своих свойств до настоящего времени [3, с. 81]. Таким образом, КЛ с энергией 5∙106 эВ, излученные в эпоху квазаров и молодых галактик, могли сохраниться до настоящего времени в виде реликтовых метагалактических КЛ с энергией ~106 эВ, отвечающей максимуму наблюдаемого энергетического спектра.

Сверхновые, являющиеся вероятным источником галактических КЛ, в настоящий период эволюции Вселенной вспыхивают в галактике в среднем каждые 10 – 30 лет [3, с. 474]. Время жизни в галактике КЛ, задержанных ее магнитным полем, достигает 108 лет [3, с. 472], что на три – четыре порядка больше времени пролета КЛ через галактику τ = Rг/υ ≈ 104 – 105 лет при энергии протонов в диапазоне 106 – 109 эВ. Тем самым КЛ способны накапливаться в галактике. При мощности энерговыделения сверхновых в галактике L поток КЛ с энергией Е через поверхность, ограниченную радиусом гало галактики Rг, с учетом коэффициента накопления КЛ в галактике кн имеет интенсивность ρ:

ρ = кнL/4πRг2Е.                                                          (6)

Мощность энерговыделения сверхновых в галактике L = 1040 – 3∙1042 эрг/с [3, с. 474]. Излучаемый ими поток КЛ с энергией на максимуме энергетического спектра Е ~ 106 эВ через поверхность, ограниченную радиусом гало галактик Rг ~ 10 кпк [2, с. 389] находится в диапазоне от 0,5 до 1,5∙102 см-2∙с-1. Расстояние, проходимое КЛ в галактике ~10 Мпк [3, с. 472], на три порядка превышает ее радиус. Тем самым плотность КЛ, удержанных магнитным полем галактики, может быть на три порядка выше плотности КЛ, излучаемых сверхновыми, т.е. кн ~ 103. Данная оценка кн согласуется с наблюдаемой анизотропией ~0,1% КЛ низких энергий ≤1015 эВ. Направление анизотропии КЛ совпадает с ориентацией магнитного поля галактической спирали, что связывается с вытеканием КЛ из галактики [там же, с. 473]. Тем самым поток галактических КЛ может составлять от 103 до 105 см-2∙с-1 при допустимой аппроксимацией спектра КЛ величине потока ≤105 см-2∙с-1 [1]. Для сравнения, согласно формуле (2), при к = 1, поток метагалактических КЛ ≤ 4∙103 см-2∙с-1, что подтверждает обоснованность проведенных оценок.

Вклад космических лучей в массу Вселенной

Зная полное энерговыделение космических объектов W, являющихся источниками КЛ, можно оценить число ускоренных ими частиц. При среднем расстоянии между галактиками во Вселенной Rмг, концентрация в ней КЛ nр (протонов), имеющих энергию Ер, составит:

nр = W/ЕрRмг3.                                                       (7)

Помимо сверхновых, источниками КЛ являются активные ядра галактик и протогалактик (квазары) [3, с. 474]. Полное энерговыделение квазаров Wкв достигает ≤1063 эрг [там же, с. 251]. При концентрации галактик во Вселенной ~10-1 Мпк-3 [там же, с. 530] среднее расстояние между ними Rмг ~ 2 Мпк. Концентрация испущенных квазарами КЛ с энергией Ер ~ 106 эВ при их энерговыделении Wкв ~ 1063 эрг достигнет nр ≈ 2∙10-6 см-3, что на порядок превышает усредненную по всему пространству концентрацию вещества галактик 1,8∙10-7 см-3 при его средней плотности 3∙10-31 г/см-3 [там же, с. 478]. Тем самым квазары могли выделить в межгалактическое пространство в виде КЛ вещество с массой, до десяти раз превышающей массу галактик. В данном случае квазары могут выступать в качестве ускорителей частиц, черпаемых из окружающего пространства, разгоняющих их до энергии, отвечающей диапазону нижней границы КЛ.

Для сравнения, концентрация КЛ, которые потенциально могут быть испущены сверхновыми, существенно меньше. Полное энерговыделение сверхновых Wсв ≤ 1051 эрг [5, с. 433]. При характерном числе звезд в галактиках ~1010 [4, с. 85] после завершения цикла их существования, заканчивающихся взрывом сверхновых, выделится энергия до 1061 эрг, что на два порядка меньше энерговыделения квазаров ≤1063 эрг. Вместе с тем, масса субкосмических лучей, испущенных сверхновыми, может быть значительна. Так, например, согласно зависимости (7), энерговыделения сверхновых достаточно для излучения всего вещества галактики в виде субкосмических лучей с энергией Ер ~ 105 эВ.

Согласно расчетам аккреция звездного вещества массы ~1 М○ в год способна обеспечить светимость квазаров L[3, с. 251] с учетом соотношения:

L = Mс2/t.                                                                 (8)

При аккреции массы ~1 М○, энерговыделение квазара составит 2∙1054 эрг в год, т.е. при t = 3∙107 с, L ~ 7∙1046 эрг∙с-1 при наблюдаемой светимости квазаров L = 1045 – 1048 эрг/с [3, с. 250], т.е. их среднем энерговыделении ~5∙1046 эрг/с.

Период активности квазара достигает 5∙108 лет [3, с. 251]. За это время за счет аккреции в излучение может трансформироваться вещество, обладающее массой ~5∙108 М○.При этом следует учесть, что энергия покоя протона 0,9∙109 эВ в ~2∙102 раз превышает энергию протонов 5∙106 эВ, ускоренных активным ядром галактики до скорости, достигающей 0,1 скорости света [4, с. 394]. Соответственно, за период активности квазара им могут быть ускорены протоны с общей массой 1011 М○, что на порядок превышает массу средней галактики ~1010 М○.

Как известно, энерговыделение космических объектов регистрируется в определенном диапазоне их спектра излучения, от радиодиапазона до рентгеновского [2, с. 390]. В случае сверхновых, помимо этого, также возможно непосредственное наблюдение за расширением их газовой оболочки. Равным образом наблюдаются выбросы плазменных струй и сгустков (джетов) активными ядрами галактик [6, с. 922]. Это позволяет оценить долю кинетической энергии вещества, выброшенного в виде КЛ. В случае квазаров подобные наблюдения проблематичны вследствие их значительной удаленности. Однако согласно проведенным выше оценкам, масса протонов, выброшенных квазаром в виде джетов, может на два порядка превышать массу вещества, за счет аккреции обеспечивающего его светимость в регистрируемом диапазоне.

Предполагается, что в активных ядрах галактик происходит аккреция вещества с массой 1 – 3 М○ в год. При этом в процессе аккреции сильные магнитные поля способны ускорять заряженные частицы до релятивистских скоростей [6, с. 922]. За период активности ядра галактики ~1010 лет, выброс релятивистской плазмы в виде джетов может достигать (1 – 3)∙1010 М○, что эквивалентно выбросу КЛ с массой, равной двум средним галактикам. С учетом соотношения (8) масса плазмы M, ускоренной магнитными полями активного ядра галактики, на два порядка превысит массу, необходимую для обеспечения его светимости L ≤1045 эрг∙с-1 [там же, с. 922].

При наличии сходного механизма ускорения заряженных частиц активным ядром галактики и ядром протогалактики, квазар за год ускорит в ~102 раз большую массу плазмы. С учетом того, что период существования квазара ~0,5 млрд лет [3, с. 251] в 20 раз меньше периода активности ядра галактики ~10 млрд лет [5, с. 484], общая масса плазмы, ускоренной магнитными полями квазара, в ~5 раз превысит массу плазмы, выброшенную активным ядром галактики. При средней аккреции на активных ядрах галактик вещества с массой ~2 М○ в год [6, с. 922], выброс релятивистской плазмы квазаром может достигать ~10 М○ в год.

Таким образом, целый ряд оценок с учетом соотношений (7 – 8) показывает, что за период существования квазара им могут быть ускорены заряженные частицы до энергии ~106 эВ, соответствующей КЛ, с массой ~1011 М○, на порядок превышающей массу средней галактики. В свою очередь, активное ядро галактики способно выбросить в виде джетов плазму с массой, вдвое превышающей массу средней галактики.

В настоящее время к галактикам с активными ядрами относится около 1% галактик [6, с. 922]. Если предположить, что в процессе своего формирования все галактики проходили стадию активного ядра (квазара), в общей сложности их магнитными полями в виде КЛ могли быть ускорены заряженные частицы с массой, в 12 раз превышающей массу галактик. В данном случае максимальная оценка массы КЛ ограничена критической концентрацией барионов во Вселенной, с учетом массы галактик и их корон, а также скрытой массы скоплений галактик.

Усредненная по всему пространству Вселенной плотность видимого вещества галактик 1,8∙10-7 см-3 [3, с. 478], что почти в 17 раз меньше критической концентрации барионов во Вселенной 3∙10-6 см-3 [2, с. 178]. Напомним, что за счет излучения звездного ветра красными гигантами, а также в виде субкосмических лучей при взрывах сверхновых по завершении цикла эволюции звезд может выделяться масса, сопоставимая с тремя массами галактик. С учетом проведенных выше оценок, субкосмическим лучам, удерживаемым в галактических коронах, обладающим массой ≤3 Мг может отвечать усредненная по всему пространству Вселенной концентрация протонов nр ≤ 5∙10-7 см-3, что соответствует 18% критической массы барионов во Вселенной. В свою очередь, масса метагалактических КЛ может достигать ≤12 Мг. При этом их концентрация может составлять ≤2∙10-6 см-3, достигая 70% критической массы барионов.

Ядра атомов, входящие в состав КЛ, лишены электронов. В силу их значительных энергий они имеют малое сечение. КЛ подобны сильно разряженному газу, частицы которого практически не сталкиваются друг с другом, но взаимодействуют с электромагнитными полями межзвездного пространства [3, с. 471]. Тем самым космические и субкосмические лучи (преимущественно протоны), дистанционно практически не наблюдаемые, могут вносить существенный вклад в скрытую массу Вселенной. Так, существование скрытой массы в коронах галактик связывают с присутствием там большого числа слабовзаимодействующих элементарных частиц, обладающих массой покоя [2, с. 390].

Предполагается, что существует несколько (два и более) видов скрытой массы, отличающихся своими свойствами [5, с. 549]. Например, скопления, включающие 102 – 104 галактик, чья динамическая масса, определенная по дисперсии скоростей входящих в них отдельных галактик, в 10 раз превосходит массу их видимого вещества [там же, с. 545]. В случае богатых скоплений подобное превышение достигает 20 раз [там же, с. 549]. Субкосмические лучи, чья масса, согласно оценкам, может достигать трех масс галактик, сформирует не более 15 – 30% массы скоплений. Основную массу скоплений, вероятно, образует другой вид скрытой массы. Галактики в скоплениях обеспечивают около 5% светимости всех галактик [там же, с. 545]. С учетом того, что скрытая масса в скоплениях в 10 – 20 раз превышает видимую массу входящих в них галактик, ее общая доля составляет от 0,5 до 1 массы видимого вещества Вселенной. Надежных данных наблюдений скрытой массы в сверхскоплениях галактик нет [5, с. 549].

Таким образом, масса космических и субкосмических лучей в общей сложности может в 15 раз превышать массу видимого вещества галактик, достигая почти 90% критической массы барионов во Вселенной. Для сравнения, согласно некоторым оценкам скрытая масса составляет около 90% массы Вселенной [3, с. 530].

Выводы

1. Космические лучи низких энергий, включая субкосмические лучи, могут вносить существенный вклад в формирование галактических корон, в том числе, за счет их удержания магнитными полями в окрестности галактик. При этом потоки космических и субкосмических лучей способны уравновесить давление коронального газа, в.том числе, за счет образования бесстолкновительных ударных волн при их столкновении с ионизованным корональным газом.

2. Галактические субкосмические лучи (звездный ветер) с энергией ~103 эВ при их потоке ~5∙104 см-2∙с-1 способны уравновесить со стороны галактики давление коронального газа ≤10-11 дин∙см-2, на два порядка превышающее характерное давление межзвездного газа 10-13 дин∙см-2, и на три порядка – давление газа в гало галактики 10-14 дин∙см-2.

3. Метагалактические КЛ с энергией ~106 эВ способны уравновесить давление коронального газа со стороны межгалактической среды. Соответствующий поток КЛ ~ 4∙103 см-2∙с-1 находится в допустимых пределах, соответствующих аппроксимации энергетического спектра КЛ, наблюдаемого на орбите Земли и искажаемого магнитным полем гелиосферы, ниже энергии отсечения 109 эВ в область низких энергий,.

4. В галактических коронах в виде субкосмических лучей, преимущественно звездного ветра красных гигантов, а также протонов, ускоряемых взрывами сверхновых, может содержаться масса, сопоставимая с тремя массами галактик, т.е. достигающая 18% критической массы барионов во Вселенной.

5. Плазма, ускоренная активными ядрами галактик (квазарами) до 0,1 скорости света, может присутствовать в межгалактической среде в виде реликтовых КЛ низких энергий ~106 эВ, отвечающих максимуму их наблюдаемого энергетического спектра. Масса таких метагалактических КЛ может достигать 12 масс галактик, т.е. 70% критической массы барионов.

1. Поройков С.Ю. Журнал естественнонаучных исследований, - т. 1, - № 6, - 2016.

2. Прохоров А.М. и др. Физическая энциклопедия, т. 1. М.: Научное издательство «Большая Российская энциклопедия», 1988.

3. Прохоров А.М. и др. Физическая энциклопедия, т. 2. М.: Научное издательство «Большая Российская энциклопедия», 1998.

4. Прохоров А.М. и др. Физическая энциклопедия, т. 3. М.: Научное издательство «Большая Российская энциклопедия», 1992.

5. Прохоров А.М. и др. Физическая энциклопедия, т. 4. М.: Научное издательство «Большая Российская энциклопедия», 1994.

6. Прохоров А.М. и др. Физический энциклопедический словарь. М.: Советская энциклопедия, 1983.

7. Perlmutter S. et al. Measurements of Ω and Λ from 42 high-red shift supernovae // Astrophysical Journal. - 1999. - V. 517. - P. 565-586.

8. Riess A.G. et al. Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant // Astronomical Journal. - 1998. - V. 116. - P. 1009-1038.