Диплом, курсовая, контрольная работа
Помощь в написании студенческих работ

Космические лучи ультравысоких энергий как инструмент астрофизической исследований

Диссертация: Космические лучи ультравысоких энергий как инструмент астрофизической исследований
ДиссертацияПомощь в написанииУзнать стоимостьмоей работы

Актуальность работы обусловлена интенсивными исследованиями проблемы происхождения КЛ УВЭ. В мире существует несколько установок, на которых исследуются КЛ таких энергий. Однако, вследствие различных методов определения энергии частиц, данные, полученные на разных установках, не всегда согласуются. В настоящее время общепринятой точки зрения на происхождение частиц УВЭ не существует. Предлагаются… Читать ещё >

Содержание

  • ГЛАВА 1. СВЕДЕНИЯ ИЗ ФИЗИКИ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ И АСТРОФИЗИКИ. у
    • 1. 1. Очень коротко о космических лучах
      • 1. 1. 2. Широкие атмосферные ливни
      • 1. 1. 3. Регистрация частиц ультравысоких энергий
    • 1. 2. Астрофизическое введение
      • 1. 2. 1. Небесные координаты и единицы длины
      • 1. 2. 2. Метагалактика. Закон Хаббла
      • 1. 2. 3. Классификация галактик. Галактики с активными ядрами
      • 1. 2. 4. Наша Галактика
      • 1. 2. 5. Реликтовое излучение. ГЗК-эффект
  • ГЛАВА 2. ОТОЖДЕСТВЛЕНИЕ ВОЗМОЖНЫХ ИСТОЧНИКОВ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ УЛЬТРАВЫСОКИХ ЭНЕРГИЙ
    • 2. 1. Введение
    • 2. 2. Статистика ливней и каталоги возможных источников
    • 2. 3. Метод отождествления
    • 2. 4. Поиск сейфертовских галактик
    • 2. 5. Поиск лацертид
    • 2. 6. Поиск радиогалактик и рентгеновских пульсаров
    • 2. 7. Распространение частиц в магнитных полях
    • 2. 8. Обсуждение

Космические лучи ультравысоких энергий как инструмент астрофизической исследований (реферат, курсовая, диплом, контрольная)

3.2. Предложенные ранее модели ускорения космических лучей.46.

3.3. Условия в активных ядрах.49.

3.4. Ускорение космических лучей в сейфертовских ядрах.53.

3.5. Выход частиц из источников.Т.56.

3.5.1. Энергетические потери частиц во взаимодействиях с фотонами.56.

3.5.2. Энергетические потери в магнитных полях.58.

3.6. Оценки энергии галактик-источников.60.

3.7.

Заключение

61.

ГЛАВА 4. РАСПРОСТРАНЕНИЕ ЧАСТИЦ В МЕЖГАЛАКТИЧЕСКОМ ПРОСТРАНСТВЕ. ЭНЕРГЕТИЧЕСКИЕ СПЕКТРЫ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ УЛЬТРАВЫСОКИХ ЭНЕРГИЙ.^.64.

4.1.

Введение

64.

4.2. Описание модели.64.

4.3. Вычисления.67.

4.4. Результаты.71.

4.4.1. Максимальная энергия частиц в источнике.71.

4.4.2. Спектры протонов, падающих на установку .г.72.

4.5. Оценки светимости источников в космических лучах.80.

4.6. Обсуждение.81.

4.7.

Заключение

82.

ГЛАВА 5. ВОЗМОЖНОЕ ПРОИСХОЖДЕНИЕ КЛАСТЕРОВ В КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧАХ УЛЬТРАВЫСОКИХ ЭНЕРГИЙ.83.

5.1.

Введение

83.

5.2. Частота регистрации космических лучей от одного источника.84.

5.3. Анализ кластеров, зарегистрированных на установке АОАБА.88.

5.4. Обсуждение.89.

5.5.

Заключение

91.

ГЛАВА 6. МЕЖГАЛАКТИЧЕСКИЕ ЭЛЕКТРОМАГНИТНЫЕ.

КАСКАДЫ.93.

6.1.

Введение

93.

6.2. Электромагнитные каскады.95.

6.3. Описание модели.98.

6.4. Вычисления.100.

6.5. Основные количественные черты каскада в принятых моделях.103.

6.6. Результаты.108.

6.7. Обсуждение.109.

6.8. Выводы.г.110.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

112.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

116 т.

В этой работе представлены результаты исследования данных о космических лучах (КЛ) с энергией ?>4−1019 эВ. В физике КЛ такие энергии называются ультравысокими, или предельными. ^.

Источники КЛ ультравысоких энергий (УВЭ) пока не выяснены. Мы предполагали, что КЛ УВЭ имеют внегалактическое происхождение, а именно, рождаются в активных галактических ядрах. Эта гипотеза не нова, впервые она высказывалась в конце 60-х гг., однако подробно не исследоваласьограничивались оценками энергии источников и плотности их распределения (см., например, (Хаякава, 1969; Березинский, Буланов, Гинзбург и др. 1990) и ссылки, приведенные там).

Первоначальной целью, которую мы ставили в нашей работе, была идентификация источников К Л УВЭ. Для того чтобы выявить возможные источники КЛ, мы проанализировали данные о направлениях приходов частиц с энергией.

Е>4−1019 эВ, полученные на разных установках. Результаты этого исследования оказались обнадеживающими. Мыолучили, что возможными источниками КЛ УВЭ являются активные ядра галактик — сейфертовские ядра и лацертиды. Из списка возможных источников были исключены радиогалактики (или какие-либо их компоненты). Были исключены из анализа также рентгеновские пульсары. Мы рассматривали именно их, а не любые пульсары, в качестве возможных источников КЛ УВЭ, так как среди пульсаров они являются наиболее мощными.

Следующий вопрос, на который мы попытались ответить — это возможно ли в отождествленных источниках ускорение частиц До ультравысоких энергий. В литературе обсуждаются модели ускорения частиц в разных астрофизических объектах, в том числе в лацертидах. Ускорение частиц в сейфертовских ядрах до недавнего времени не рассматривалось в связи со сравнительно небольшой мощностью излучения. Мы проанализировали данные об условиях ускорения частиц в источниках КЛ УВЭ — сейфертовских ядрах с умеренной светимостью.

— и показали, что частицы могут ускоряться в них до энергий 10 эВ.

Распространяясь в межгалактическом пространстве на пути от источника до установки, КЛ взаимодействуют с фоновыми излучениями (ГЗК-эффект) и теряют энергию (Грейзен, 1966; Зацепин и Кузьмин, 1966). Поэтому возникает вопрос, каким будет энергетический спектр частиц, падающих на установку. На основе возможных процессов ускорения в источниках, мы задали исходные спектры КЛ, далее вычислили спектр частиц УВЭ, падающих на установку, и сравнили этот спектр с данными измерений. В рез/льтате такого сопоставления были исключены некоторые модели ускорения. Поэтому был сделан вывод о том, что проведенное сопоставление позволяет судить об условиях ускорения частиц в источниках.

В КЛ УВЭ были зарегистрированы кластеры — пары и группы частиц, приходящих в пределах ошибок из одних участков неба. Мы проанализировали направления приходов частиц, образующих кластеры, и показали, что наша модель объясняет их формирование. Кроме того, мы сделали вывод, что кластеры в КЛ УВЭ подтверждают данные о переменной активности активных галактических ядер, полученные в астрономических наблюдениях.

Еще одним проявлением ГЗК-эффекта (кроме сложной формы энергетического спектра КЛ УВЭ) являются электромагнитные каскады, которые частицы УВЭ порождают в межгалактическом пространстве. Мы попытались найти «следы» межгалактических каскадов, анализируя данные о гамма-излучении с энергией.

Е>1014 эВ, полученные на Тянь-Шаньской и Боливийской установках. Здесь мы представили расчеты развития межгалактических каскадов для разных моделей источников. В результате нам не удается объяснить излучение, зарегистрированное на упомянутых установках, как рожденное в межгалактических каскадах (вопреки первым результатам полуколичественного анализа).

Vе г 7.

Однако мы делаем вывод о том, что представляет интерес исследование ливней от квантов сверхвысоких энергий: возможно, что гамма-излучение в области энергий Е"1014 эВ удастся использовать в качестве проверки моделей ускорения частиц в источниках и моделей фонового межгалактического радиоизлучения.

Новизна работы состоит в следующем.

В наших работах идентифицированы основные источники К Л УВЭ.

Кроме того, предложена модель ускорения частиц до ультравысоких энергий в отождествленных источниках, в дополнение к существовавшим моделям других авторов. Это сделано по двум причинам. Во-первых, мы предполагаем, что источники различаются физическими условиями, вследствие чего в них реализуются разные механизмы ускорения частиц. Во-вторых, часть отождествленных нами источников обладает умеренной мощностью излучения в разных диапазонах энергии. В нашей модели ускорение частиц происходит именно в таких источниках. Ранее предполагалось, что ускорение частиц до ультравысоких энергий в таких источниках не происходит. Мы показали, что нашу модель можно уточнить или опровергнуть, исследуя химический состав КЛУВЭ.

Далее был проанализирован энергетический спектр КЛ УВЭ и показано, что, несмотря на большие ошибки измерений, ого можно использовать для выяснения условий ускорения КЛ в источниках. Кроме того, мы рассмотрели обсуждавшиеся в литературе возможные значения максимальной энергии частиц в источниках, а именно: 1027 и 1021 эВ. По нашим результатам, полученным из анализа измеренного спектра, максимальная энергия частиц не 21 превышает Е~10 эВ. Ранее такую оценку получали только теоретически.

В работе также исследованы зарегистрированные в космических лучах кластеры частиц (группы частиц, приходящие, в пределах ошибок, из одного участка небесной сферы). Был подтвержден результат, полученный в астрономических наблюдениях, а именно: частицы ускоряются в источниках, которые, по-видимому, обладают переменной активностью.

Кроме того, мы нашли, что представляет интерес исследование гамма-излучения с энергией Е"1014 эВ, которое генерируется в электромагнитных каскадах, возникающих при распространении частиц в межгалактическом пространстве. Результаты такого исследования позволят проверить независимым способом механизм ускорения частиц в источниках, а также, возможно, позволят уточнить спектр внегалактического фонового радиоизлучения.

До сих пор условия в активных ядрах (а также внегалактическое фоновое радиоизлучение) обсуждались только в астрофизике. В диссертации показано, что данные о К Л УВЭ являются дополнительным инструментом астрофизических исследований.

Актуальность работы обусловлена интенсивными исследованиями проблемы происхождения КЛ УВЭ. В мире существует несколько установок, на которых исследуются КЛ таких энергий. Однако, вследствие различных методов определения энергии частиц, данные, полученные на разных установках, не всегда согласуются. В настоящее время общепринятой точки зрения на происхождение частиц УВЭ не существует. Предлагаются различные гипотезы относительно их источников и условий ускорения. Поэтому исследования в данном направлении важны и актуальны.

Практическая и теоретическая ценность работы определяется тем, что полученные результаты могут быть использованы для анализа и интерпретации экспериментальных данных о КЛ УВЭ и об их истсгшиках.

Диссертация состоит из Введения, шести глав, Заключения и списка литературы.

6.8. Выводы.

Если спектр КЛ в источниках моноэнергетический, то в разных моделях внегалактического радиофона — по измерениям (Кларк и др. 1970) и по теоретическим результатам (Прозерое и Бирманн, 1997) — доля / ливней от каскадных гамма-квантов с энергией £у=1014 эВ может отличаться в -40 раз (/^8−10″, 3−10″). Найденное различие достаточно^для того, чтобы попытаться сравнить полученные результаты с экспериментальными данными.

Принимая, что статистика ливней при энергии 1014 эВ составляет 08 такова статистика Тянь-Шаньской установки, по сообщению Нестеровой (2007)), получаем, что число ливней, инициированных квантами равно в случае измеренного радиофона (I) ]У (1)=80, в случае теоретического радиофона (II) N (11)= З-Ю3. Поэтому ливни, порожденные каскадными гамма-квантами с энергией V.

Е^ЮЫ эВ, могут быть использованы в качестве теста внегалактического фонового радиоизлучения.

Если же исходный спектр КЛ в источниках степенной, то доля ливней от.

13 каскадных гамма-квантов рассматриваемой энергии не превышает 1.3−10″ и, о при общей статистике ливней ~10, число ливней, порожденных квантами, равно 0. Но и в этом случае исследование не будет безрезультатным: если Ы= 0, то это значит, что частицы в источниках ускоряются со степенным спектром. Этот вывод представляет интерес для выяснения условий ускорения КЛ в источниках.

В заключение заметим следующее. Ранее мы исследовали ливни, порожденные квантами с энергией (5−8.5)-1014 эВ, которые были зарегистрированы на разных установках (Урысон, 1996; 1998; 1999). Мы высказали предположение, что зарегистрированные кванты могли быть рождены в межгалактических электромагнитных каскадах. Однако доля квантов от общего числа КЛ, по измерениям на Тянь-Шаньской установке, слишком высока (~10″ 3) по сравнению с результатами, полученными здесь. Поэтому вопрос о происхождении ливней остается открытым. Возможно, что природу ливней удастся установить, если учесть, что в рассматриваемой области энергий основным механизмом рождения квантов является фоторасщепление ядер (Балашов, 2003), а не фот^пионные реакции протонов, как предполагалось в наших работах (1996, 1998, 1999). (Мы анализировали возможное влияние химического состава КЛ на интенсивность диффузного гаммаизлучения в работе (Урысон, 1994)).

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

.

В этой работе представлены результаты исследования данных о КЛ УВЭ, имеющих энергии Е>4−1019 эВ. Мы проводили анализ данных, полученных на разных установках, предполагая, что КЛ УВЭ имеют внегалактическое происхождение.

Рассмотрев направления приходов ливней, мы нашли, что источниками КЛ УВЭ являются активные ядра галактик. В дальнейшем мы исследовали кластеры частиц, зарегистрированные на установке АОАЭА, и получили, что источники КЛ УВЭ имеют переменную активность. Этот результат совпадает с результатами астрономических наблюдений.

Анализируя измеренный энергетический спектр КЛ УВЭ, в предположении, что источниками частиц являются активные ядра, мы получили оценку максимальной энергии, с которой частицы могут покинуть источник. Кроме того, оказалось, что исходя из формы измеренного спектра, можно сделать заключение о спектре частиц в источнике и, следовательно, о механизме ускорения частиц.

Мы предложили модель ускорения частиц в сейфертовских ядрах. Это активные ядра с умеренной мощностью излучения. Ранее предполагалось, что ускорение частиц до ультравысоких энергий в таких источниках не происходит. В модели предсказывается, что частицы УВЭ — это ядра с зарядом Х>2, а не протоны. Поэтому модель можно подтвердить или опровергнуть, анализируя химический состав КЛ УВЭ. Если модель окажется верна, то исходя из химического состава КЛ УВЭ, можно получить оценки магнитного поля в джетах сейфертовских ядер.

Показано, что представляет интерес исследование ливней от квантов с энергией ?>1014 эВ. Возможно, что таким образом удастся обнаружить «следы» электромагнитных каскадов, которые образуются при прохождении КЛ УВЭ через межгалактическое пространство. Исследование квантов, рожденных в таких каскадах, позволит определить независимым спсособом форму энергетического спектра частиц в источниках. Не исключено, что на основе данных об интенсивности гамма-излучения можно будет уточнить спектр внегалактического фонового радиоизлучения.

Основными результатами работы являются следующие.

1. По направлениям приходов ливней отождествлены источники KJ1 УВЭ. Ими являются активные галактические ядра —сейфертовские с красными смещениями z<0.0092, т. е. расположенные в радиусе около 40 Мпк вокруг нас, и лацертиды. Этот результат получен в предположении, что межгалактические магнитные поля вне галактических кластеров сравнительно слабые — В<10~9 Гс, и поэтому KJI, распространяясь от источников, испытывают незначительные отклонения («3°-9°). Лацертиды были отождествлены в качестве возможных источников КЛ УВЭ также в работах Тинякова и Ткачева (2001) и Горбунова и сс др. (2003). Энергетические требования к возможным источникам КЛ УВЭ исследовались в работах (Хиллас, 1984; Агаронян и др. 2002). Оказалось, что активные ядра галактик удовлетворяют этим условиям.

Из анализа кластеров частиц УВЭ получено, что источниками КЛ являются активные ядра, которые, как показано в астрономических наблюдениях, возможно, обладают переменной активностью.

2. Данные ливневых установок Pierre Auger и Ц1' Res подтверждают модель ускорения со степенным начальным спектром частиц в источниках. Кроме того, данные установки Pierre Auger свидетельствуют, что источниками КЛ УВЭ являются и «дальние» лацертиды, и «ближние» сейфертовские ядра.

В дополнение, из анализа измеренного спектра получено, что.

21 максимальная энергия частиц в источниках не превышает значения Е10 эВ. Ограничения на величину максимальной энергии частиц ранее были получены теоретически на основе возможных условий ускорения в активных галактических ядрах в работах Агароняна и др. (2002) и Медведева (2003).

3. На основании представленной нами модели получено, что в сейфертовских ядрах частицы могут ускоряться на фронтах ударных волн в релятивистских джетах на расстоянии 1−3 пк от центра. Частицы в источниках не только ускоряются до ультравысоких энергий, но и выходят из области ускорения без значительных энергетических потерь.

Максимальная энергия и химический состав частиц, ускоренных в сейфертовских ядрах, зависят от величины магнитного поля в джете. В настоящее время оно не определено. Следуя литературным данным, мы рассматривали поле в диапазоне -5−1000 Гс. В рамках принятой модели мы получили следующие ограничения на величину магнитного поля в джете, в зависимости от заряда и энергии частиц.

В сейфертовских ядрах самую большую энергию — ?~1021 эВ, приобретают ядра железа, если величина поля в джете В~ 16 Гс. При значении поля 5~(5−40).

Гс ядра с Z<10 ускоряются до энергии ?<10 эВ, ядра с 2>10 приобретают.

20 энергию.

Е>2−10 эВ. В поле 5−1000 Гс только частицы с 2>23 набирают энергию £>Ю20 эВ. Протоны ускоряются до энергии ?<4−1019 эВ и не попадают в интересующую нас область энергий при любой величине поля В. Поэтому в КЛ, генерированных в сейфертовских ядрах, отсутствуют протоны.

В литературе обсуждаются различные возможности образования КЛ УВЭэто эволюция топологических дефектов (Березинский и Виленкин, 1997), распады реликтовых сверхтяжелых частиц холодной темной материи (Кузьмин и Рубаков, 1998), гамма-всплески (Тотани, 1998). В первой модели основную часть КЛ при энергии Е&- 1021 эВ составляют гамма-кванты. В второй модели ожидается заметный (-20%) избыток КЛ УВЭ йз галактического центра. В гамма-всплесках рождаются только протоны УВЭ.

В нашей модели состав КЛ УВЭ соответствует ядрам (ядерным фрагментам), избыток КЛ из области галактического центра отсутствует.

Поэтому, если представленная модель верна, то регистрируемые протоны с энергией.

4−1019 эВ являются фрагментами атомных ядер, либо были ускорены в других источниках (возможно, в лацертидах). Кроме того, магнитные поля в джетах можно оценивать нетолько из астрономических наблюдений, но и по энергетическому спектру и химическому составу KJIУВЭ.

4. Показана информативность исследования ливней, порожденных гамма-квантами с энергией ?"1014 эВ, образованными в результате ГЗК-эффекта. Доля ливней, порожденных гамма-квантами, будет отличаться на порядки, в зависимости от того, в каких источниках («ближних» или «дальних») и с каким начальным спектром были ускорены KJI УВЭ. Кроме того, доля ливней,.

•у порожденных этими квантами, может отличаться в десятки раз в зависимости от спектра внегалактического фонового радиоизлучения. Он до настоящего времени не выяснен. Поэтому ливни, порожденные гамма-квантами, представляются дополнительным источником информации об условиях ускорения KJT, а также, о внегалактическом радиофоне.

Проблемы, которые мы рассматривали, ^ и основные результаты представлены в работах (Урысон, 1994;2007).

Я глубоко признательна всем коллегам, с которыми эта работа обсуждалась на разных этапах иследования: B. JT Гинзбургу, Н. С. Кардашеву, A.A. Старобинскому, В. А. Кузьмину, а также В. А. Беднякову, B.C. Березинскому, Ю. Н. Ветухновской, Э. Я. Вильковискому, В. А. Догелю, П. И. Зарубину, A.B.Засову, Я. Н. Истомину, Б. В. Комбергу, Г. И. Мерзону, И. Г. Митрофанову, А. И. Никишову, И. Л. Розенталю, O.K. Сильченко и В. А. Цареву.

Показать весь текст

Список литературы

  1. Агаронян и др. (Aharonian F., Belyanin A.A., Derishev E.V. et al.) // Phys. Rev. 2002. V. D66. P.23 005.
  2. Аксфорд, Лер и Скадрон (Axford W.I., Leer В., S&idron G) // Proc. 15th ICRC. Plovdiv. 1977. V.11.P.132.
  3. Акерлоф и др. (C.W. Anerlof, S. Biller, P. Boyle, et al.) // Astrophys. J. 2003. V.586. P.1232.
  4. Аллоин, Барваинис и Гийото (Alloin D., Barvainis R., Guilloteau S.) // Astrophys. J. 2000. V.528. P. L81.
  5. Антонуччи (Antonucci R.) // Annu. Rev. Astron. Astrophys. 1993. V. 31. P.473.
  6. Афанасьев и др. (Afanasiev B.N., Dyakonov M.N., Egorova V.P. et al.) // Proc. Int. Symp. Extremely High Energy Cosmic Rays: Astrophysics and Future Observatories, ed.M.Nagano (Tokyo:Inst. Cosmic-Ray Research). 1996. P. 32.
  7. Бакал и Ваксман (Bahcall J. N. and Waxman E.) // Phys. Lett. B. 2003. V.556. P.l.
  8. B.B. // 2003. Избранные вопросы теоретической физики и астрофизики. Дубна: ОИЯИ. 2003. С. 11. v
  9. Барваинис и др. (Barvainis R., Alloin D., Guilloteau S. et al.) // Astrophys. J. 1998. V.492. P. L13.
  10. Бегельман и Киоффи (Begelman M.C., Cioffi D.F.) // Astrophys. J. 1989. V.345. P. L21.
  11. Бегельман, Бландфорд и Рис (Begelman М.С., Blandford R.D., Rees M.J.) // Rev. Mod. Phys. 1984. V.56. P.255.
  12. Беднарек (Bednarek W.) // Astrophys. J. 1993. V.-?02. P. L29.
  13. Беднарек и Кирк (Bednarek W., Kirk J.G.) // Astron. Astrophys. 1995. V. 294. P.366.
  14. Бек и др. (BeckR. et al.) // Ann. Rev. Astron. Astoph. 1996. V.34. P.155.
  15. Белл (Bell A.R.) // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1978. V.182. P.147.
  16. Берд и др. (Bird D., Corbato S.C., Dai H.Y. et al.) // Astrophys. J. 1995. V.441.1. P. 144. г
  17. B.C., Буланов C.B., Гинзбург В. Д., Догель В. А., Птускин B.C.- под ред. В. Л. Гинзбурга. // Астрофизика космических лучей. М. Наука, 1990.
  18. Березинский и Виленкин (Berezinsky V., Vilenkin А.) // Phys.Rev.Lett. 1997. V.79.P.5202.
  19. B.C., Григорьева С. И. // ЖЭТФ. 1988. Т.93. С. 812.
  20. B.C., Григорьева С. И., Догель В. А. // ЖЭТФ. 1989. Т.96. С. 798.
  21. Березинский, Кахельрис и Виленкин (Berezinsky V., Kachelries М., and Vilenkin А.) // Phys. Rev. Lett. 1997. V.79. P. 4302.
  22. В.Б., Лифшиц E.M., Питаевский Л. П. //Квантовая электродинамика. (Серия: Теор. физика. T.IY.) М.: Физматлит. 2001. 719 с.
  23. Бирманн и Стритматтер (Biermann P.L., Stritmatter Р.А.) // Astrophys. J.1987. V.322. Р.643.
  24. Бландфорд иЕйхлер (BlandfordR., EichlerD.) //Phys. Rep. 1987. V.154. P.l.
  25. Бландфорд и Острайкер (Blandford R.D., Ostriker J.P.) // Astrophys. J. 1978. V.221. P. L29.
  26. Блюментал (Blumenthal G. R. // Phys. Rev. D. 1970. V.1D. P. 1596.
  27. Бридл и Перлей (Bridle A.H., Perley R.A.) // Ann.Rev.Astron. Astrophys. 1984. V.22. P.319.
  28. Ватсон (Watson A.) // Particle and Nuclear Astrophysics and Cosmology in the Next Millenium, ed. E.W.Kolb and R.D. Peccei. World Scientific, Singapore. 1995. P.126.
  29. Ватсон (Watson A.) // Proc.Int.Symp.iiJc/rewe/y High Energy Cosmic Rays: Astrophysics and Future Observatories, ed.M.Nagano (Tokyo: Inst. Cosmic-Ray Research). 1996. P. 362.
  30. Верон-Сетги и Верон (Veron-Cetty M.P., Veron P.) //1991. ESO Scientific1. Report. N10.
  31. Верон-Сетти и Верон (Veron-Cetty М.Р., Veron P.) //1993. ESO Scientific Report. N 13.
  32. Верон-Сетти и Верон (Уегоп-Сейу M.P., VeronP.)//1998.http://dbsrv.gsfc.nasa.gov/heasarcveron98 .
  33. Верон-Сетти и Верон (М.-Р. Veron-Cetty and P. Veron) //Astron. Astophys. 2001. V.374. P.92.
  34. Верон-Сетти и Верон (M.-P. Veron-Cetty and P. Weron) // http://www.obs-hp.lr 2003.
  35. Вилысовиский Э.Я. II Квазары. M.: Наука, 1985. 176 с.
  36. Э.Я. и Карпова О.Г. //Письма в АЖ. 1996. Т. 22. С. 168.
  37. Вильковиский и др. (Vilkoviskij E.Y., Efimov S.N., Karpova O.G. et al.) // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1999. V.309. P.80.
  38. Э.Я. // 2000. Частное сообщение. г
  39. Э.Я. и Черны Б. (Vilkoviskij E.Y., Cherny В.) // Astron. Astrophys. 2002. V. 387 Р.804.
  40. Вригт и др. (Wright G. S et al.) // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1988. V.233.P.1.
  41. Габузда и Кавторне (Gabuzda D.C., Cawthorne T.V.) // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 2003. V.338. P.312.
  42. Гинзбург В.JI. II Теоретическая физика и астрдфизика. М. Наука, 1990.
  43. Гинзбург и Сыроватский (Ginzburg V.L., Syrovatskii S.I.) Il The Origin of Cosmic Rays. New York: MacMillan. 1964.
  44. Гиселлини и Целотти (Ghisellini G., Celotti A.) // Astron. Astrophys. 2001. V.379. P.LI.
  45. Горбунов и др. (Gorbunov D.S., Tinyakov P.G., Tkachev I.I., Troitsky S.V.) // Astrophys. J. 2002. V. 577. P. L93.
  46. Грейзен (Greisen K.) // Phys. Rev. Lett. 1966. V. lt>. P.748.
  47. Гулд и Шредер (R.J. Gould and G.P. Schreder) // Phys. Rev. 1967. V. 155.1. Р.1408.
  48. Деришев и др. (E.V Derishev, F.A. Aharonian, V. V Kocharovsky, Vl. V Kocharovsky) // Phys. Rev. 2003. V. D 68. P.43 003.
  49. Джокипи (Jokipii J.R.) // Astrophys. J. 1987. V.313. P.842.
  50. Долаг и др. (К. Dolag, D. Grasso, V. Springel et si,) // Письма в ЖЭТФ. 2004. T.79 С. 719.
  51. Дубовский и др. (S.L. Dubovsky, P.G. Tinyakov and I.I. Tkachev) // Phys. Rev. Lett. 2000. V.85. P. l 154.
  52. Ешида и Тешима (S. Yoshida and M. Teshima) // Progr. Theor. Phys. 1992. V.89.P.833.
  53. B.B. // Излучение в астрофизической плазме. M. «Янус-К». 1997. *
  54. В.В., Корягин С. А. // Письма в Астрон Ж. 2002. Т.28. С. 809.
  55. Захаров и др. (Zakharov A.F. et al.) // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1995. V.342. P.1325.
  56. Г. Т., Кузьмин В .A. // Письма в ЖЭТФ. 1966. Т.4. С. 114.
  57. В.Н. и др. // Письма в Астрон Ж. 1998. Т.24. С. 172.
  58. Истомин и Парьев (Istomin Ya. N., Pariev V.I.) /4-Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1994. V.267. P.629.
  59. Какимото и др. (F. Kakimoto, T. Kaneko, H Yoshii et al.) // Proc. 20th ICRC. Moscow. 1987. V.l.P. 307.
  60. Кардашев (Kardashev N.S.) // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1995. V.276. P.515.
  61. Катсулеас и Даусон (Katsouleas T., Dawson J.M.) // Phys. Rev. Lett. 1983. V.51.P.392.
  62. Киржниц (Kirgnitz D.A.) // Ideen der exakten Wissen. 1971. V.2.
  63. Н.Г. // ДАН. 2003. T.392. С. 470.
  64. Кларк и др. (Т.A. Clark, L.W. Brown, J.K. Alexander) // Nature. 1970. V.228. P.847.
  65. С.А. // Частное сообщение. 2004.
  66. Н.И. // Письма в ЖЭТФ. 1999. Т.70. С. 483.
  67. Кролик (Krolik J.H.) // Astrophys. J. 1999. ?.515.^X73.
  68. Кронберг (Kronberg P.P.) // Rep. on Progr. in Physics. 1994. V.57. P.325.
  69. Кронин (Cronin J.W.) // Rev. Mod. Phys. 1999. V.71. P. S165.
  70. Г. Ф. // ДАН. 1977. T.234. C.1306.
  71. Key и др. (Xu C" Livio M., Baum S.) // Astron. J. 1999. Y. l 18. P. l 169.
  72. B.A. и Рубаков B.A. НЯФ. 1998. T.61. C. l 122.
  73. Кюр, Витцел и Паулины-Тос (Kuhr Н., Witzel A., Pauliny-Toth I.I.K.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 1981. V.45. P.367.
  74. Лагаж и Цесарски (Lagage P.O., Cesarsky C.J.) // Astron. Astrophys. 1983a. V. l 18. P.223.
  75. Лагаж и Цесарски (Lagage P.O., Cesarsky C.J.) // Astron. Astrophys. 1983b. V.125. P.249.
  76. Л.Д. и Лифшиц Е.М. // Теория поля. М. Наука. 1990.
  77. В.А., Неизвестный С. Н., Неизвестная О. М. // Сообщения САО. Вып.55. 1987.
  78. Маннхейм и Бирманн (Mannheim К., Biermann P.L.) // Astron. Astrophys. 1992. V.253.P.L21.
  79. Медведев (Medvedev M.V.) // Phys. Rev. 2003. Y. E 67. P. 45 401.
  80. Модерски, Сикора и Ласота (Moderski R., Sikora M., Lasota J.-P.) // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1998. V.301. P. 142.
  81. Нагано и Ватсон (Nagano M., Watson A.A.) // Rev. Mod. Phys. 2000. V. 72. P.689.
  82. Нагар и др. (Nagar N.M., Wilson A.S., Mulchaey J.S., Gallimore J.F.) // Astrophys. J. Suppl. 1999. V. l20. P.209.
  83. Нагар и др. (Nagar N.M., Wilson A.S., Falcke H.) // Astrophys. J. 2001. V.559. P. L87.
  84. H.M. // Частное сообщение. 2007.
  85. С.И., Стаменов Й. Н., Ушев С. З. // ЖЭТФ. 1984. Т.60. С. 10.
  86. Никольский и др. (Nikolsky S.I. et al.) // J. Phys. G: Nucl. Phys. 1987. V.13. P.883.
  87. Норман и др. (Norman C.A., Melrose D.B., Achterberg A.) // Astrophys. J. 1995. V.454. P.60.
  88. Л.М., Прилуцкий О. Ф., Розенталь И.Л. II Астрофизика высоких энергий, М. Атомиздат. 1973.
  89. Ормес и др. (Ormes J.F. et al.) // Proc. 25th ICRC. Durban. 1997. V.5. P.273.
  90. Партикл Дата Груп (Particle Data Group) // Phys. Rev. 2002. V. D69. P.269.
  91. Пир и Кролик (Pier E.A., Krolik J.H.) // Astrophys. J. 1993. V. 418. P. 673.
  92. Попов (Popov S.B.) // 2000. http://xrav.sai.msu.su/~polar/.
  93. Почепкин и др. (Pochepkin D.N., Ptuskin V.S., Rogovaya S.I. et al.) // Proc. 24th ICRC. Rome. 1995. V.3. P. 136.
  94. О.Ф., Розенталь И. Л. // Изв. РАН. Сер. физ. 1969. Т. 33. С. 1776.
  95. Прозерое и Бирманн (Protheroe R.J., Biermann P.L.) // Astropart. Phys. 1996. V.6. P.45- erratum, ibid. 1997. V.7. P.181.
  96. Ю.П. // Физика космоса. Маленькая энциклопедия. 1990. С. 569.
  97. Пугет и др. (Puget J. L., Stecker F. W. and Bredekamp J. H.) // Astrophys. J. 1976. V. 205. P. 638.
  98. Пятунина и др. (Pyatunina T.B. et al.) // astro-ph/C502173 (2005).
  99. Рачен, Станев и Бирманн (Rachen J., Stanev T., Biermann P.) // Astron. Astrophys. 1993. V. 273. P. 377.
  100. Рис (Rees M.J.) // Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1984. V. 22. P.471.
  101. Рис (Rees M.J.) // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1987. V.228. P. 47p.
  102. Р.З. и Шапиро В.Д. // Письма в ЖЭТФ. 1973. Т. 17. С. 389.
  103. Сигл и др. (Sigl G. et al.) // Phys. Rev. 2001. V. D63. P. 81 302®.
  104. Сикора и др. (Sikora M., Kirk J.G., Begelman MfC. et al.) // Astrophys. J. 1987. V. 320. P. L81.
  105. Сикора, Бегельман и Рис (Sikora M., Begelman M.C., Rees M. J) //
  106. . J. 1994. V.421. P. 153.
  107. Сикора и др. (Sikora M., Madejski G., Moderski R. et al.) // Astrophys. J. 1997. V.484. P.108.
  108. Симкое и др. (Simcoe R., McLeod K.K., Schachter J. et al.) //Astrophys. J. v1997. V.489. P.615.
  109. Дж. И Практическая физика. М. Мир, 1971.
  110. Спинрад и flp.(Spinrad Н., Djorgovski S., Marr J. et.al.) 11PASP. 1985. V.97. P. 932.
  111. Станев (Stanev T. et al.) 11 Phys. Rev. Lett. 1995. V.75. P. 3056.
  112. Станев (Stanev T.) // Astrophys. J. 1997. V.479. P. 290.-i
  113. Стекер (Stecker F. W.) 11 Phys. Rev. Lett. 1968. V.21. P. 1016.
  114. Стекер (Stecker F.W.) // Phys. Rev. Lett. 1998. V.80. P.1816.
  115. Стекер и др. (Stecker F.W., Done С., Salamon M.H. et al.) // Phys. Rev Lett. 1991. V.66. P.2697.
  116. Суга и др. (К. Suga, Y. Toyoda, K. Kamata et al.)// Proc. 20th ICRC. Moscow. 1987. V.l.P. 310.
  117. Такеда и др. (Takeda M., Hayashida N., Honda K. et al.) // Astrophys. J. 1999. V.522. P.225.
  118. Теан и др. (Thean A. et al.) // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 2000. V.314. P.573.
  119. П.Г., Ткачев И. И. // Письма в ЖЭТФ. 2001. Т.74. С. 499.
  120. Тотани (Totani Т.) // Astrophys. J. 1998. V.502. P. L13.
  121. Ульвестад и Хо (Ulvestad J.S., Но L.C.) // Astrophys. J. 2001. V.562. P. L133.
  122. А.В. // Изв. РАН. Сер. Физ. 1994. Т.58^ С. 171.
  123. А.В. // Краткие сообщения по физике. 1996. № 3−4. С. 30.
  124. А.В. // Письма в ЖЭТФ. 1996. Т.64. С. 71.
  125. А.В. //Краткие сообщения по физике. 1997. № 1−2. С. 62.
  126. А.В. // Краткие сообщения по физике. 1997. № 11−12. СЛ.
  127. А.В. // Письма в ЖЭТФ. 1997. Т.65. С. 729.
  128. Урысон А.В.//ЖЭТФ. 1998а. Т. 113. С. 12.
  129. Урысон А.В.//ЖЭТФ. 1998b. Т. 113. С. 385.
  130. Урысон А.В.//ЖЭТФ. 1999а. Т.116. С. 1121.
  131. А.В. //Изв. РАН. Сер. Физ. 1999b. Т.63. С. 624.
  132. А.В. // Краткие сообщения по физике., 2000. Т.6. С. 7.
  133. Урысон (Uryson A.V.) // Proc 27th ICRC. Hamburg. 2001a. OG. P. 2100.
  134. Урысон (Uryson A.V.) // Proc 27th ICRC. Hamburg. 2001b. HE. P. 551.
  135. Урысон (Uryson A.V.) //Astron. Astrophys. Transactions. 2001c. V.20. P.347.
  136. А.В. // Астрон Ж. 2001d. Т.78. С. 686.
  137. А.В. // Письма в Астрон Ж. 2001е. Т.27. С. 901.
  138. А.В. // Краткие сообщения по физике. 2002. Т.2. С.З.
  139. Урысон (Uryson A.V.) // Astron. Astrophys. Transactions. 2004a. V.23. P.43.
  140. А.В. //Астрон Ж. 2004b. Т. 81. С. 99.
  141. А.В. // Письма в Астрон Ж. 2004с. Т.ЗО. С. 897.
  142. А.В. //Изв. РАН. Сер. Физ. 2004d. Т.68. С. 1627.
  143. А.В. // Письма в Астрон Ж. 2005. Т. 31. С. 847.
  144. А.В. // ЭЧАЯ. 2006. Т. 37. С. 651.
  145. А.В. //Изв. РАН. Сер. Физ. 2007. Т.ЗО. С. 897.
  146. Урысон (Uryson A.V.) // Ultra High Energy Cosmic Rays: Possible Sources and Spectra. 2007. In Frontiers in Cosmic Ray Research. Ed. I. Martsch. Nova Science (New-York). P. 131.
  147. Фальке и др. (Falcke H., Gopal-Krishna, Biermann P.L.) // Astron. Astrophys. 1995. V.298. P.395.
  148. Фальке и др. (Falcke H., Nagar N.M., Wilson A.S. et al.) // Astrophys. J. 2000. V.542. P.197.
  149. Фанаров и Рилей (Fanaroff B.L., Riley J.M.) // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1974. V.167. P. 31p.
  150. Фаррар и Бирманн (Farrar G.R., Biermann P.L.) // Phys. Rev. Lett. 1998. V.81.1. P. 3579
  151. Физика космоса. Маленькая энциклопедия. М.: Советская энциклопедия.1986. 783 с.
  152. Филд и Роджерс (Field G.B., Rogers R.D.) // Astrophys. J. 1993. V.403. P.94.
  153. Хасвелл, Таджима и Сакаи (Haswell С.А., Tajima Т., Sakai J.-I.) // Astrophys. J. 1992. V. 401. P.495.
  154. Хаякава (Hayakawa S.) // Progr. Theor. Phys. 1966. V.37. P. 594.
  155. Хаякава (Hayakawa S.). Cosmic Ray Physics. John Wiley & sons. New York. 1969. (Перевод: С. Хаякава. Физика космическихлучей.ЧЛ. М.: Мир, 1973.)
  156. Хаяшида и др. (Hayashida N. et al.) // Proc. 22nd ICRC. Dublin. 1991. V.2. P.117.
  157. Хаяшида и др. (Hayashida N. et al.) // Phys. Rev. Lett. 1996. V.77. P. 1000.
  158. Хаяшида и др. (Hayashida N., Honda K., Inoue et al.) // astro-ph/8 102 2000.
  159. Хилл и Шрамм (Hill G. Т., Shramm D. N.) // Phys. Rev. 1985. V. D31.1. P.564.
  160. Хилл, Шрамм и Валкер (Hill С.Т., Schramm D.N., Walker T.P.) // Phys. Rev.1987. V. D36. P. 1007
  161. Хиллас (Hillas A.M.) // Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1984. V.22. P.425.
  162. Xo и Пенг (Ho L.S., Peng C.Y.) //Astrophys. J. 2001. V.555. P.650.
  163. Xo и Ульвестад (Ho L.C., Ulvestad J.S.) // Astrophys. J. Suppl. Ser. 2001. V.133. P.77.
  164. Худсон (Hudson D.J.) // Statistics. Lectures on Elementary Statistics and Probability. Geneva. 1964. (Русский пер. Худсон Д. Статистика для физиков. М.: Мир. 1970. 296 с.)
  165. Цесарски (Cesarsky C.J.) //Nucl. Phys. В (Proc. Suppl.). 1992. V. 28 В. P.51.
  166. Чакрабарти (Chakrabarti S.K.) // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1988. V. 235. P. 33.
  167. Чечин и др. (V.A Chechin, E.L. Feinberg, К.A. Kotelnikov et al.) // 5 Nucl. Phys. В (Proc. Suppl.) 2002. V. l 13. P. l 11.
  168. Шацкий А. А, Кардашев H.C. // АЖ. 2002. T.79. C. 708.
  169. Шинозаки и др. (Shinozaki К., Chikawa M., Fultushima M. et al.) // Proc. 28th ICRC. Tsukuba. 2003. P.401.
  170. Эйнасто (Einasto J. et al.) // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1997. V.289. P.801.V
Заполнить форму текущей работой

На отлично!