Файл: Иноземцев, Г. Г. Незатылованные шлицевые червячные фрезы-1.pdf

Скачать файл
Заказать решение

ВУЗ: Не указан

Категория: Не указан

Дисциплина: Не указана

Добавлен: 17.10.2024

Просмотров: 72

Скачиваний: 0

ВНИМАНИЕ! Если данный файл нарушает Ваши авторские права, то обязательно сообщите нам.

При

Т =Т2

это отношение примерно в два раза больше. Отно­

шение

(6.88)

существенно зависит от предположений относительно

эволюции источников релятивистских электронов. Величина (6.89) при заданном значении Т является максимальной. Если эволюция сильная, то это отношение примерно в 4—5 раз меньше [89].

Полученные соотношения можно использовать для интерпрета­

ции наблюдений [92], в которых

было получено, что в окрестности

квазара

ЗС9

(красное

смещение

г — 2) ,

плотность

нейтрального

водорода пия

< 6 • 10 1 1

г/см3. Для объяснения

результатов [92]

нужно

допустить, что при Т = Тх р < 5 • 10~2

р к р и

т , а при Т =

То р ^

3 • 10~2 р к р и т .

Если

эволюция

источников

релятивист­

ских электронов сильная, то при Т = Тх

р ^

0 , 2 р к р и т .

Новые данные наблюдений

показали,

что

квазары — мощные

источники ионизирующего ультрафиолетового излучения в лаймановском континууме (к <с 912А ) [91]. Поэтому не исключено, что фо­ новое излучение в области ультрафиолетового излучения рождает­ ся в компактных источниках, находящихся в ядрах активных га­

лактик и квазаров.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Опираясь на

результаты

исследований [93], по эволюции ква­

заров в оптическом

диапазоне

можно

оценить

поток

ультрафио­

летового

излучения

от квазаров.

 

Согласно

[93], светимость ква­

заров в

расчете

на

единицу объема на

частоте

v =

1,2 • 101 5 гц

(к = 2500 А) можно выразить следующей формулой:

 

 

У (г) =

3,2

• Ю - 4 9

(1 +

zf

зрг/(см3

• сек • гц);

(6.90)

2 <Z Zi = 2,5;

тогда интенсивность

 

 

 

 

 

 

/ =

о С У ( г ) ( 1 + г ) ~ ^ ~ ' ) d

z _

 

 

 

 

АпН0)

о

 

^

( 1 + 2 ) 5

' 5

 

 

 

 

 

 

 

 

 

'

 

 

 

 

 

 

=

2 - Ю - 2 2

эрг/(см2-сек-сшер'гц)

 

(6.91)

(уУ = 1,8 — средний показатель нетеплового степенного спектра квазаров в оптическом диапазоне, вычисленный по данным [91]). Это значение на два порядка меньше экспериментального верхнего предела в той же области длин волн [13]: •< 1 — 2 - Ю - 2 0 эрг/(см2 X X сек • стер • гц).

Теперь мы можем оценить плотность р, при которой суммарного излучения от квазаров достаточно для объяснения результатов [92]. Условие на плотность газа имеет следующий вид:

/ Е

4 я « н f

dpuv[-rf^'

z =

0)a(Ev)

 

Ркрит /

«г и,- (1 + z ) ;

 

•

(6-92)

 

 

 

222

Подставив численные значения, получим, что ультрафиолето­ вое излучение от квазаров может обеспечить ионизацию, необходи­ мую для объяснения результатов [92], если р / р к р и т ^ 0,7.

Гипотеза об ионизации межгалактического газа излучением ква­ заров впервые была выдвинута в работе [94]. В последнее время ана­ логичные расчеты проводились в работах [95, 96].

С п и с о к л и т е р а т у р ы

1.

Silk J . Space Sci. Rev.,

1970,

11, p.

671.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

2.

Лонгейр M., Сюняев P. А. «Успехи физ. наук», 1971, 105, с. 41.

 

 

3.

Harwitt М. Rev. Nuovo

cimento,

1970,

2,

p.

253.

 

 

 

 

 

 

 

 

4.

Bridle A. H. Monthly Notices Roy. Astron. Soc,

1967,

136,

p.

219.

 

 

5.

Jates K. W., Wielebinski R. Austral. J. Phys., 1966,

 

19,

p.

389.

 

 

6.

Jates K. W. Austral. J. Phys., 1968,

21,

p.

167.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

7.

Clark T. A., Brown L . W.,

Alexander J . K. Nature, 1970,

228,

p.

847.

 

8.

Roach F. E . , Smith L. L. Geophys. J.,

1968,

15,

p.

227.

 

 

 

 

 

 

9.

LillieC. F. B u l l . Amer. Astron.

Soc,

1968,

I, p.

132.

 

 

 

 

 

 

 

10.

Курт В. Г., Сюняев Р. А.

«Космические

исследования», 1969,

5,

с.

573.

11.

Беляев В. Л. и др. «Космические исследования»,

1970,

8,

с.

740.

 

12.

Hayakawa S. е. a. Astrophys. Space Sci.,

1969,

5,

p.

493.

 

 

 

 

 

 

13.

Sudbury G. C ,

Ingham M. F. Nature,

1970,

226,

p.

5?G.

 

 

 

 

 

 

14.

Kleinman D. E . , Low F. J . Astrophys. J. Lett., 1970, 159, L 165.

 

 

 

15.

Low F. J . Astrophys. J.

Lett.,

 

1970,

 

159,

 

L173.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

16.

Sunyaev R. A. Astrophys. Lett.,

1969,

 

3,

p.

33.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

17.

Williams P. J . S. e. a. Monthly Notices Roy. Astron. Soc,

1968,

139,

p.

289.

18.

Bridle A. H. Nature, 1968,

219,

p.

1136.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

19.

Noerdlinger P. D. Astrophys. J.,

1969,

157,

p.

495.

 

 

 

 

 

 

 

 

20.

Сюняев P. А. «Астрон. ж.», 1971, 48, с. 244.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

21.

Schwartz D. A. Astrophys. J.,

1970,

162,

p.

439.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

22.

Мандельштам С. Л., Тиндо И. П. «Письма ЖЭТФ»,

1967, 5, с

 

796.

 

23.

Shukla R. G., Wilson В. G. Astrophys. J.,

1971,

164, p.

265.

 

 

 

 

 

24.

Bowyer С. S. e. a. Nature, 1968,

217,

p.

32.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

25.

Henry R. C. e. a. Astrophys. J.

Lett.,

1968,

153, p. L l l .

 

 

 

 

 

 

26.

Baxter A. J . e.

a. Astrophys. J.

Lett.,

1969,

155,

p.

 

L145.

 

 

 

 

 

27.Bunner A. N. e. a. Nature, 1969, 223, p. 1222.

28.Hayakawa S. е. a. I . A. U . Sump. No. 39, p. 121 Dortrecht, 1970.

29.Henry R. C. Astrophys. J. Lett., 1971, 163, p. L73.

30.Hayakawa S. e. a. Astrophys. Space. Sci., 1971, 12, p. 104.

31.

Bunner

A.

N. e. a. Astrophys.

J. Lett.,

1971,

167,

p.

L3.

 

 

32.

Longair M., Sunyaev R. Astrophys. Lett.,

1969,

4,

p.

65.

 

 

33.

Shklovskii

I. S. Astrophys. Lett., 1969,

3,

p.

1.

 

 

 

 

 

34.

Shklovskii

I. S., Shefer E . K- Nature,

1971,

231,

p.

173.

 

 

35.

Прилуцкий О. Ф., Розенталь И. Л., Шукалов

И. Б. «Астрон.

ж.»,

1970,

 

47, с.

832.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

36.

Lampton М. е. a. Nature,

1971, 230, р. 448.

 

 

 

 

 

 

37.

Rees М. Space Sci. Rev.,

1970,

10, p.

423.

 

 

 

 

 

 

38.

Гальперин Ю. И. и др. «Космические исследования», 1970, 8, с.

108.

39.

Vette J . е. a. Astrophys. J.

Lett.,

1970,

160, p. L161.

 

 

 

40.

Damle

S. V. e. a. Proc. X I I Int. Conf. Cos. Rays. V.

1, Hobart,

1971, p.

84.

41.

Verdenne G. e. a. Astron.,

Astrophys.,

1971,

15,

p.

50.

 

 

 

42.Голенецкий С. В., Мазец Е. П. «Письма ЖЭТФ», 1971, 14, с. 201.

43.Гальпер А. М. и др. «Успехи физ. наук», 1971, 105, 209.

44.

Longair М. Monthly Notices Roy. Astron.

Soc, 1966, 133, p. 421.

45.

Schmidt M. Astrophys. J., 1968, 151, p.

393.

46.Лонгейр M. «Успехи физ. наук», 1969, 99, с. 229.

47.Rowan-Robinson M. Monthly Notices Roy. Astron. Soc, 1968, 138, p. 445.

223

48.Розенталь И. Л., Шукалов И. Б. Электроны и фотоны в расширяющейся Вселенной. Препринт МИФИ . М., 1968.

49.Stecker F. W. Cosmic Gamma-Rays. NASA, Washington, 1971.

50.Rees M . J . Astrophys. Lett., 1969, 4, p. 113.

51.

Arons J . , McCray R. Astrophys. J.

Lett., 1969,

158, p. L91.

 

 

52.

Arons J . Astrophys. J., 1971,

164,

p. 437.

 

 

 

53.

Arons J . Ibid., p. 457.

Bredecamp J . Preprint Goddard

 

 

54.

Stecker F, W., Morgan D. L.,

Space

Cen­

 

ter X-641-71-237, 1971.

 

 

 

 

 

55.

Прилуцкий О. Ф., Розенталь

И. Л. «Письма

ЖЭТФ», 1970,

12, с.

189.

56.Прилуцкий О. Ф., Розенталь И. Л . «Астрон. ж.», 1973, 50, № 3.

57.Felten J . Е., Morrison P. Astrophys. J., 1966, 146, p. 686.

58.Felten J . E., Rees M . J . Nature, 1969, 221, p. 924.

59.Розенталь И. Л . «Астрон. ж.», 1967, 44, с. 563.

60.

Brecher

Morrison P. Astrophys. J. Lett., 1967,

150,

p. L61.

61.

Гнедин

Ю. H . Долгинов A. 3. «Письма ЖЭТФ»,

1970,

11, с. 536.

62.Гнедин Ю. Н., Долгинов А. 3. «Письма ЖЭТФ», 1970, 12, с. 383.

63.Dolginov A. Z., Gnedin Yu. N. Astrophys. Lett., 1971, 9, p. 91.

64.Hayakawa S. Progr. Theor. Phys., 1969, 41, p. 1592.

65.Silk J . , Mc Cray R. Astrophys. Lett., 1969, 3, p. 59.

66.Прилуцкий О. Ф., Розенталь И. Л . «Астрон. ж.». 1971, 48, с. 489.

67.Hayakawa S., Matsuoka P. Progr. Theor. Phys., 1964, 30, p. 206.

68.Розенталь И. Л . «Космические исследования», 1966, 4, с. 404.

69.Берестецкий В. Б., Лифшиц Е. М., Питаевский Л . П. Релятивистская квантовая механика. Ч. I , М., «Наука», 1968.

70.Гинзбург В. Л., Озерной Л. М. «Астрон. ж.», 1965, 42, с. 943.

71.Friedman Н., Byram Е. Т., Chubb Т. A. Science, 1967, 156, р. 374.

72.Fujimoto М., Hayakawa S., Kato Т. Astrophys. Space Sci., 1969, 4, p. 64.

73.Шоломицкий Г. Б. «Астрон. ж.», 1968, 45, с. 478.

74.Petrossian V. Astrophys. J., 1969, 155, p. 1029.

75.Прилуцкий О. Ф. «Астрон. ж.», 1973, 50 ( в печати).

76.Meekins J . Е. е. a. Nature, 1971, 231, р. 107.

77.Gursky Н. е. a. Astrophys. J. Lett., 1971, 167, L81.

78.

Byram E. Т., Chubb Т. A, Friedman H., Nature,

1971, 229, p. 544.

79.

Kellogg E. M . e. a. Astrophys. J.

Lett., 1971, 165,

p.

L49.

80.

Wilson M . A. G. Monthly Notices

Roy. Astron. Soc,

1970, 151, p. 1.

81.

Christiansen W. Astrophys. Lett.,

1971, 7, p. 233.

 

 

82.Stecker F. W., Astrophys. J., 1969, 157, p. 507.

83.Hoyle F. Phys. Rev. Lett., 1965, 15, p. 131.

84.

Gould R.

J . Phys. Rev. Lett.,

1965, 15, p. 511.

85.

Ginzburg

V. L., Syrovatskii S.

I . , Proc

I X

Int. Conf. Cos. Rays. V. I .

 

London,

1965, p. 53.

 

 

 

86.

Rozental

I . , Shukalov I . Canad

J. Phys.,

1968,

46, p. 620.

87.Гинзбург В. Л., Сыроватский С. И. Происхождение космических лучей, М., Изд-во АН СССР, 1963.

88.Волобуев С. А. и др. «Изв. АН СССР. Сер. физ.», 1970, 34, с. 2259.

89.Прилуцкий О. Ф., Розенталь И. Л . «Астрон. ж.», 1970, 47, с. 957.

90.Прилуцкий О. Ф., Розенталь И. Л . «Астрон. ж.», 1971, 48, с. 54.

91. Оке J . е. a. Astrophys. J., 1970, 159, p. 341.

92.Gunn J . E., Peterson В. A. Astrophys. J., 1965, 142, p. 1633.

93.Schmidt M . Astrophys. J., 1970, 162, p. 371.

94.Noerdlinger P. D. Astrophys. J., 1969, 156, p. 841.

95.Arons J . , Mc Cray R. Astrophys. Lett., 1970, 5, p. 123.

96.Petrosian V. Astrophys. Lett., 1970, 6, p. 71.

Глава 7

КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ СВЕРХВЫСОКИХ ЭНЕРГИЙ

§ 7 . 1 .

О ВОЗМОЖНЫХ ИСТОЧНИКАХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ СВЕРХВЫСОКИХ ЭНЕРГИЙ

Мы будем называть космическими лучами сверхвысокой энер­ гии частицы с Eh 5? Ю1 в эв.

Прохождение частиц с такой энергией через межзвездную и межгалактическую среду представляет, на наш взгляд, «класси­ ческую» задачу астрофизики высоких энергий в том смысле, что здесь причудливо переплетаются различные характеристики косми­ ческих объектов и тонкие детали взаимодействий при очень высо­ ких энергиях, и в то же время может быть получено определенное решение.

На рис.

51 представлен спектр первичных космических

лучей

в широком

интервале энергии. Спектр построен по данным

работ

_j

1

1

1

1—

12

Н

> 16

-18

20

 

 

фЕ„ (ЭВ)

 

 

Рис. 51. Спектр

первичных

космических

лучей.

[1—4]. На рис. 52 спектр

космических лучей изображен в иных

переменных [5]. Этот спектр

представляет сводные эксперимен­

тальные данные.

 

 

 

 

Обычно интегральный спектр космических лучей в области энер­ гий ^ 1016 -т- 1016 эв аппроксимируют степенной функцией с по-

225

казателем yh

« 1,6; в

области

101 5 +- 1016 эв показатель начинает

увеличиваться и в интервале Eh

>, 1016

-т- 1017 эв достигает значе­

ния yh ~ 2,2

2,4.

 

 

энергий Eh ~>> 101 7 эв; до

Наиболее

интересна

для нас

область

последнего времени во всех работах полагали, что в области самых

высоких энергий

1018 эв) показатель снова уменьшается и ста­

новится равным 1,6

(см. [2]) или даже доходит до значения 1,0 14].

Однако совсем недавно опубликованы данные, которые свидетель­ ствуют о том, что показатель спектра вплоть до энергий 101 9 эв заметно не изменяется (yh ~ 2,2) [3].

1дЕл(эв)

Рис 52. Изломы в спектре космических лучей [5J.

На рисунке представлены аппроксимации эксперимен­ тальных результатов различных групп; Вп д а н а Б элек-

тронвольтах.

При больших энергиях статистическая точность невелика можно говорить лишь о тенденции, которая свидетельствует об уменьшении показателя yh при Eh ^> 101 9 эв*.

Здесь, однако, следует четко различать вид энергетического спектра и существование частиц сверхвысоких энергий. Точность определения энергетического спектра частиц сверхвысоких энергий невелика, однако само существование космических частиц с энер­

гией — 1020

эв представляется в высшей степени

вероятным.

Отметим

в этой связи, что недавно появилось сообщение о на­

блюдении ливня,

энергия которого, по оценкам

авторов,

равна

4 • 1021 эв

[71. На

Будапештской конференции по физике

косми­

ческих лучей (1969 г.) даже обсуждался ливень, наблюдавшийся сиднейской группой, энергия которого оценивалась в 102 2 эв. Имен-

* Подобная неоднозначность не удивительна. Определение спектра кос­

мических лучей сверхвысоких энергий — трудная

задача,

которая решает­

ся с помощью сложных установок, содержащих

большое

число приборов,

регистрирующих элементарные частицы и разнесенных на большие (до 10/слг) расстояния. Первичные частицы регистрируются по вторичным эффектам,

которые они

производят в атмосфере (так называемые широкие атмосферные

ливни,

см.,

например,

работу [5]). Число частиц в таких ливнях

достигает

на

уровне меря

10е —Ю1 ".

226

но факт отсутствия резкого обрезания спектра в области Eh

~

102° эв

и будет основным предметом дискуссии этого раздела.

 

 

Рассмотрим вначале простейшее предположение, что

космиче­

ские частицы сверхвысоких энергий возникают в Галактике

[81.

Эта, казалось бы на первый взгляд, наиболее естественная

гипотеза

встречается с двумя трудностями.

 

 

Первая, наиболее существенная, связана с необходимостью ани­ зотропии космических частиц предельно больших энергий. Физи­ ческая причина этой анизотропии очевидна. Источники космиче­ ских лучей в Галактике сосредоточены в галактическом диске, име­ ющем существенно несферическую форму.

Движение космических частиц очень больших энергий в галакти­ ческом магнитном поле не может привести к изотропизации, по­ скольку в этой области энергий радиус кривизны начинает превос­ ходить характерные размеры магнитных неоднородностей, обуслов­

ливающих

диффузию космических лучей.

 

 

 

Действительно, радиус кривизны Гн при движении в магнитном

поле с напряженностью

 

Н равен

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

г„ = -

 

 

(7.1)

(ги,

см; Н,

гс; Е,

эв).

 

н

300Ztf

 

 

 

'

 

 

 

 

 

 

 

Характерный масштаб неоднородностей магнитного поля, ко­

торые могут обеспечить

изотропизацию

вследствие диффузии,

• —102° см [9]. Это соответствует энергии

космических лучей (прото­

нов)

Ер ~

1017

эв (Н ~

3 • 1СГ6

гс; Z =

1). Таким

образом,

уже

при энергии Ev

~

1017

эв угловое распределение космических

про­

тонов должно

отражать

эллипсоидальную

форму

Галактики.

 

Разумеется, наша оценка очень груба. Для сопоставления с опы­ том нужно учесть более детально структуру галактического маг­

нитного поля и

статистические

погрешности экспериментов. В ра­

боте

[10] исследовались три

различные

модели

галактического

магнитного поля.

 

 

 

 

 

 

Результаты сопоставления [10] приведены в табл. 27.

 

 

 

 

 

 

 

Т А Б Л И Ц А 27

 

Результаты

анализа

происхождения

космических

лучей

 

 

сверхвысоких энергий

 

 

 

Г р у п п а, произво ­

Энергетический

Ч и с л о

 

R.

%

 

дившая

и с с л е д о в а н и е

и н т е р в а л ,

эв

л и в н е й

i

н

 

ш

 

 

 

 

 

 

Haverah Park

(3—5)-101 7

4222

1,5(4)

1,5(9)

 

 

 

(7,5—15)-101 '

742

5(25)

0(11)

20(100)

 

 

> 1 0 1 8

 

249

—4(24)

— 10(51)

- 5(16)

Sydney

10"—10"

682

2(20)

10(95)

—13(50)

 

 

> 1 0 "

 

86

12(39)

10(100)

38(100)

227

Смотрите также файлы