PROPAGACJA PROMIENI KOSMICZNYCH
Pod pojęciem propagacji rozumiemy całokształt zjawisk związanych z rozchodzeniem się promieni kosmicznych w Galaktyce. Jest to proces bardzo złożony. Podczas propagacji cząstek od źródeł promieni kosmicznych do Układu Słonecznego, gdzie prowadzimy obserwacje modyfikacjom ulegają zarówno skład, jak i energie promieni kosmicznych. Wskutek oddziaływań z materią międzygwiazdową jądra ulegają fragmentacji, a także produkowane są cząstki wtórne, spośród których do Układu Słonecznego docierają jedynie cząstki trwałe takie jak elektrony, pozytony, czy antyprotony. Energie cząstek ulegają zmianom wskutek strat na jonizację, promieniowanie synchrotronowe w polach magnetycznych, czy też wskutek zderzeń z fotonami (odwrotny efekt Comptona). Poza tym energie cząstek mogą ulegać zwiększeniu wskutek przyspieszania stochastycznego w zderzeniach z obłokami międzygwiazdowymi lub z falami uderzeniowymi.
Cząstki promieniowania kosmicznego, zanim dotrą do Układu Słonecznego, muszą przebyć ogromne odległości w Galaktyce lub w przestrzeni międzygalaktycznej. Promień Galaktyki wynosi ok. 15 kiloparseków (kpc). Układ Słoneczny jest położony w odległości 8 kpc od centrum Galaktyki, a grubość dysku galaktycznego w okolicach Układu Słonecznego wynosi300 pc. W dużej skali (w skali rzędu kiloparseka) pole magnetyczne w spiralnym ramieniu Galaktyki jest w przybliżeniu jednorodne, o indukcji ~3 µGs.
Natomiast w mniejszej skali, rzędu kilku parseków, promienie kosmiczne napotykają obłoki gazowe (a także gwiazdy), które maja własne pola magnetyczne o kierunkach i indukcjach znacznie różniących się od średnich. Pola te powodują wielokrotne, nieregularne rozproszenia promieni kosmicznych. Na dużych odległościach nawet słabe pole magnetyczne silnie zakrzywia tory cząstek. Protony o energiach 1015 eV mają promień krzywizny toru mniejszy niż promień Galaktyki.
Cechy promieniowania kosmicznego, które obserwuje się w pobliżu Ziemi są wypadkową wszystkich tych procesów. Nie mamy możliwości śledzenia historii pojedynczych cząstek, możemy jedynie badać uśrednioną historię wielu cząstek promieniowania kosmicznego. Niezbędne jest wiec użycie modelu propagacji promieni kosmicznych, z którego można otrzymać wielkości takie jak:
-średnia ilość materii
-rozkład średnich dróg swobodnych cząstek
-średnia gęstość w obszarze uwięzienia cząstek
-średnie straty energii dla różnych cząstek
-rozkład fal uderzeniowych w ośrodku międzygwiazdowym
-szybkość ucieczki ("przeciekania") z obszaru uwięzienia
-średnia intensywność fotonów
-średnie natężenie pól magnetycznych w obszarze uwięzienia
Na podstawie założeń modelowych i danych eksperymentalnych wylicza się spodziewane zależności składu promieniowania kosmicznego od energii i wylicza się spodziewane zależności składu promieniowania kosmicznego od energii i widma energetyczne, które można porównać z danymi doświadczalnymi. W ten sposób w zasadzie możliwe jest odwikłanie składu i widma energetycznego, charakterystycznych dla źródeł promieniowania kosmicznego, na podstawie wielkości zmierzonych na Ziemi, co jest głównym celem badania propagacji.
Położenie Układu Słonecznego w Galaktyce i Supergalaktyce
|
 |
 |
