Кинетика электронов в протяженных источниках космического нетеплового излучения тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Уваров, Юрий Александрович

• Уваров, Юрий Александрович
• кандидат физико-математических наук
• 1999

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Уваров, Юрий Александрович

тг0

3.5 Результаты расчета излучения от высокоскоростных облаков.

Обсуждение результатов

3.6 Заключение

Глава 4. Нетепловое излучение от остатков сверхновых звезд

4.1 Остатки сверхновых звезд

4.2 Численное моделирование спектра нетепловых электронов в окрестности остатка сверхновой 1С443

4.3 Расчет нетеплового излучения от остатка 1С443. Обсуждение результатов

4.4 Заключение

Заключение

Список литературы

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Кинетика электронов в протяженных источниках космического нетеплового излучения»

Введение

Развитие современных астрономических средств наблюдения привело к тому, что астрономия стала практически всеволновой. Благодаря орбитальным телескопам ШЭЗАТ, СОМРТЕЬ, наземным черенковским гамма-телескопам, в последнее время появилось множество данных наблюдений различных источников в диапазоне от десятых долей кэВ до нескольких ГэВ, которые вместе с данными традиционных оптических и радио наблюдений формируют почти полную спектральную картину этих источников. Несомненно, дальнейшее совершенствование детекторов даст возможность получать полностью непрерывные спектры излучения практически во всем энергетическом диапазоне.

Однако, уже имеющиеся данные говорят о существенно нетепловом характере излучения многих объектов. Нетепловое излучение явно указывает на присутствие в источнике излучения (или его окрестности) заметной доли нетепловых частиц, в большинстве случаев электронов. Эти нетепловые частицы должны либо ускоряться в самом источнике, либо приходить в него извне. В обоих случаях полное построение модели излучения требует включения в нее механизма ускорения или инжекции нетепловых частиц. Поэтому изучение механизмов ускорения частиц в астрофизических условиях необходимо для описания нетеплового излучения от многих объектов и является актуальной задачей современной астрофизики.

В настоящее время существует множество моделей, описывающих ускорение частиц в космических условиях. Среди них есть модели, описывающие ускорение частиц как в компактных, так и в протяженных источниках. Под компактными здесь понимаются точечные объекты на небесной сфере, а под протяженными — объекты с угловым размером, достаточным для того, чтобы современные средства наблюдения разрешали их структуру. Линейный же размер некоторых источников, отнесенных к компактным, может заметно превосходить размер некоторых протяженных источников (например, сверхмассивная черная дыра с аккреционным диском радиуса Д ~ 1014 -г 1015 см и ударная волна (УВ) в межпланетной среде с характерным размером 1012 см). В качестве компактных источников рассматриваются в основном пульсары и массивные черные дыры. При этом ускорение частиц происходит за счет генерирующихся сильных индуцированных электрических полей в магнитосферах пульсаров [99, 92, 97] и в аккреционных дисках вокруг черных дыр

[92, 130]. В качестве протяженных источников рассматриваются: области пересоединения магнитных силовых линий и образующиеся при этом токовые слои [163], ансамбли магнито-гидродинамических возмущений (магнитных облаков [94]), области слабо нестационарных магнитных полей (бетатронное ускорение [106]), области взаимодействия частиц с плазменными неустойчивостями [45], ударные волны. Надо отметить, что некоторые из этих источников могут существовать совместно. Так, например, ударные волны при определенных условиях могут приводить к пересоединению магнитных линий и образованию токовых слоев, а плазменные неустойчивости естественным образом возникают в окрестностях сильных ударных волн и могут сопутствовать практически любому другому источнику.

С другой стороны, изучение механизмов ускорения частиц необходимо для ответа на вопрос о происхождении и об источнике космических лучей — открытого в начале века практически изотропного потока нетепловых ядер и электронов, обладающего степенным энергетическим спектром в очень широком диапазоне энергий (примерно от 10 до 106 ГэВ/нуклон для ядер). В настоящее время не существует модели, позволяющей описать все свойства наблюдаемого спектра космических лучей. Вполне вероятно, что за формирование полного спектра космических лучей отвечают несколько различных процессов ускорения. Однако, наиболее перспективный с этой точки зрения механизм — это механизм ускорения частиц на фронтах ударных волнах, образовавшихся при взрывах сверхновых, рассматривавшийся в работах [22, 61, 17, 18, 5, 117, 11, 38]. Плюсами этого механизма является то, что ускорение на фронтах ударных волн естественным образом обеспечивает степенной спектр ускоренных частиц в широком диапазоне энергий, а частота вспышек сверхновых в Галактике дает достаточную энергетику (~ 3-104оэрг/с) для формирования и поддержания наблюдаемого спектра космических лучей. Кроме того, в настоящее время накоплен большой объем данных прямых спутниковых наблюдений спектров нетепловых частиц в межпланетном пространстве. Для адекватной интерпретации наблюдений нетеплового излучения протяженных источников и потоков нетепловых электронов вблизи межпланетных УВ необходима кинетическая модель ускорения и переноса электронов в широком интервале энергий. Таким образом, моделирование спектров нетепловых электронов в окрестности УВ является актуальной задачей современной астрофизики.

Целью данной диссертации является моделирование кинетики электронов и

их излучения в протяженных источниках космического нетеплового излучения на основе развитой модели ускорения электронов на фронтах быстрых квазипродольных сверхкритических ударных волн, описывающей теорию взаимодействия заряженных частиц с крупномасштабными движениями плазмы с учетом рассеяния электронов мелкомасштабной турбулентностью.

Структура фронта ударной волны и процесс ускорения частиц существенно зависит от взаимной ориентации фронта и вектора магнитного поля. В зависимости от того, лежит магнитное поле в плоскости фронта УВ или перпендикулярно к нему, принято делить УВ на квазипоперечные и квазипродольные. Ускорению частиц квазипоперечными УВ посвящены работы [13, 96, 59, 134]. Надо отметить, что из-за малой плотности среды свободный пробег частиц за счет соударений в космических условиях оказывается существенно больше пробега за счет рассеяния магнито-гидродинамической (МГД) турбулентностью. Тем самым, формирующиеся в этих условиях ударные волны являются бесстолкновительными. В случае достаточно сильных У В (с альвеновским числом маха М, превосходящим несколько единиц) диссипация, обусловленная аномальным сопротивлением электронов, оказывается недостаточной, и структура фронта определяется кинетическими неустойчивостя-ми ионов. Такие бесстолкновительные УВ называют сверхкритическими [119]. При этом, чтобы избежать недоразумений, следует иметь в виду, что понятие сверхкритической столкновительной УВ в радиативной газодинамике имеет другое определение [27]. Лабораторное моделирование бесстолкновительных У В представляет собой чрезвычайно сложную проблему, однако имеется большой наблюдательный материал о структуре УВ в межпланетной среде [167, 118]. Компьютерное моделирование структуры бесстолкновительных УВ с использованием гибридных кодов, рассматривающих протоны как частицы, а электроны как жидкость, позволило описать основные особенности сверхкритических квазипродольных УВ (с углом нормали фронта и локального магнитного поля менее 7г/4 ) [149, 55]. Еще раз отметим, что структура фронта и другие проявления существенно различны в случае квазипродольных и квазипоперечных волн.

Фронт квазипродольной, сверхкритической УВ представляет собой весьма протяженную переходную область, заполненную флуктуациями магнитного поля с амплитудами 5В/В ~ 1 и характерными частотами ниже гирочастоты иона [118] (рис. 1). Генерация флуктуаций обусловлена неустойчивостями взаимопроника-

2: (с/соР|)

Рис. 1: Профиль флуктуирующего магнитного поля в окрестности вязкого гидродинамического скачка по данным работы [55], с наложенным на него характерным профилем скорости потока.

ющих многопотоковых движений ионов [149]. Ширина фронта (переходной области) квазипродольной УВ достигает нескольких десятков инерционных длин ионов и = с/и)рг-, где и>р1 — ионная плазменная частота.

Моделирование с использованием гибридных кодов позволило получить принципиальной важности результат — выделение в процессе релаксации флуктуаций внутри фронта сверхкритической квазипродольной УВ группы отраженных нетепловых ионов [149]. Отраженные ионы, имеющие гирорадиус, превышающий ширину фронта УВ, затем очень эффективно ускоряются сходящимися потоками плазмы, несущими МГД флуктуации, посредством механизма Ферми [61, 81, 5, 117]. Электроны с гирорадиусами больше ширины фронта будут также эффективно ускоряться механизмом Ферми первого порядка в окрестности квазипродольной УВ [85]. Однако, нерелятивистский электрон должен иметь энергию в (тр/те) раз большую, чем соответствующий протон, чтобы быть инжектированным в механизм ускорения

Ферми. Таким образом, проблема инжекции электронов сводится, по-существу, к формированию нетеплового распределения электронов по энергиям вплоть до энергий порядка (mp/me)Ti, где 2\ — температура плазмы в невозмущенной области [12].

Жидкостное описание электронов в гибридных кодах принципиально не позволяет получить информацию о нетепловых электронах. Однако, поскольку флуктуации магнитного поля в переходной области сверхкритической ударной волны определяются кинетическими неустойчивостями ионов, содержащих основную энергию диссипируемую в ударной волне, можно рассмотреть влияние флуктуаций магнитного поля на кинетику электронов, рассматривая последние как пробные частицы. При таком подходе электроны не оказывают динамического воздействия на флуктуации, но влияние электронной жидкости на дисперсионные свойства волн учитывается при моделировании на основе гибридных кодов. На этом основана используемая в диссертации модель, позволяющая рассчитать энергетический спектр электронов вблизи быстрой квазипродольной ударной волны с локальным альвенов-ским числом Маха вязкого скачка М < М* = (/5mp/me)1/'2. Здесь (3 = 4пР/В2, где Р — давление плазмы.

Кроме того, модель применима и для моделирования кинетики электронов в окрестности протяженных бесстолкновительных УВ с большими числами Маха (М > М*), распространяющихся в турбулентной плазме, в частности для УВ оболочек сверхновых звезд (см. главу 4). В этом случае, за счет нелинейных эффектов взаимодействия ускоренных частиц с натекающим потоком ионов происходит эффективное сглаживание профиля скорости ионного потока давлением быстрых ускоренных частиц, проникающих в область "невозмущенного" потока перед фронтом У В [61, 117]. Область плавного торможения натекающего потока, называемая предфронтом, имеет характерный масштаб /,,/ ~ v¡/u х А,. Здесь А, и г>,- — транспортный пробег и скорость ускоренных нетепловых ионов, содержащих существенную долю энергии потока, термализуемого в У В, а и — скорость фронта У В. Детальное моделирование крупномасштабной структуры такой УВ с использованием стандартных гибридных кодов, имеющих пространственное разрешение порядка затруднительно, поскольку lpf 1г. Однако, такая УВ успешно моделируется методом Монте-Карло [117]. Показано, что фронт сильной бесстолкновительной УВ должен состоять из протяженного предфронта и вязкого скачка скорости, соответ-

ствующего локальному числу Маха М, которое много меньше полного числа Маха УВ [61, 117, 43]. При этом, сжатие вещества на скачке (масштаб порядка сотен /,) может быть много меньше полного сжатия среды в УВ с учетом сжатия в предфрон-те.

Взаимодействие электронов с предфронтом (масштабы порядка /р/) учитывается в адиабатическом приближении, а неадиабатический нагрев и ускорение электронов на скачке плотности с числом Маха меньшим М* выполняется на основе модели, изложенной ниже. Если локальное альвеновское число Маха натекающего потока в сильной УВ превосходит М#, распределение тепловых электронов становится существенно анизотропным, и важны эффекты генерации мод типа вистлеров. В работах [127, 128] выполнено детальное исследование ускорения электронов в сильных квазипродольных УВ с М > М*. Ранее неадиабатический нагрев электронов в квазипоперечной УВ с М > М* моделировали при помощи гибридного кода в работе [70]. Расчеты продемонстрировали высокую эффективность нагрева. Как было отмечено выше, нетепловые распределения электронов не могли быть получены непосредственно при использовании гибридного кода.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Уваров, Юрий Александрович

Заключение.

Научная новизна.

В работе впервые предложена модель ускорения электронов на фронтах быстрых сверхкритических квазипродольных ударных волн, учитывающая инжекцию электронов в механизм ускорения Ферми и позволяющая рассчитать функцию распределения электронов во всем диапазоне энергий. В рамках модели исследована зависимость эффективного нагрева электронов от числа Маха УВ, а также влияние структуры фронта У В и механизма потерь на спектр нетепловых электронов. Показано, что ускорение частиц на магнитных неоднородностях в окрестности квазипродольных УВ играет существенную роль в формировании нетеплового спектра электронов в межпланетном пространстве. Впервые предсказан поток гамма-излучения с энергией порядка нескольких МэВ от высокоскоростных облаков, впоследствии зарегистрированный космической обсерваторией СОМРТОМ от комплексов А, М и С. Выполнено моделирование спектров нетеплового излучения ВО и сделан вывод об их нахождении в гало Галактики. Построена модель, описывающая нетепловое излучение остатков сверхновых звезд в молекулярных облаках в интервале энергий от радио до гамма-лучей.

Практическая ценность.

Ускорение заряженных частиц на фронтах ударных волн является одним из самых эффективных известных механизмов ускорения частиц в астрофизических объектах. Поэтому построенная модель, естественным образом учитывающая инжекцию частиц в механизм ускорения, необходима для исследования механизмов излучения от оболочек сверхновых звезд, высокоскоростных облаков и других астрофизических объектов, активно генерирующих ударные волны. Модель необходима и для исследования механизмов ускорения заряженных частиц в окрестности межпланетных ударных волн. Применение модели к исследованию спектров излучения позволяет наложить ограничения на свойства среды и кинетические коэффициенты в окрестности исследуемых объектов, что имеет большое значение для теории ускорения и распространения космических лучей.

Результаты, выносимые на защиту.

1. Предложена модель ускорения электронов на фронтах быстрых сверхкритических квазипродольных ударных волн, позволяющая рассчитать функцию распределения электронов во всем диапазоне энергий. В рамках модели исследована зависимость эффективного нагрева электронов от числа Маха УВ, а также влияние структуры фронта УВ и механизма потерь на спектр нетепловых электронов.

2. Рассчитан спектральный поток электронов и его пространственная зависимость в окрестности бесстолкновительной квазипродольной УВ в межпланетной среде. Произведено сравнение с наблюдениями спутника ISEE - 3. Показано, что ускорение частиц на магнитных неоднородностях в окрестности квазипродольных УВ играет существенную роль в формировании нетеплового спектра электронов в межпланетном пространстве.

3. Предсказан поток гамма-излучения с энергией порядка нескольких МэВ от высокоскоростных облаков, впоследствии зарегистрированный космической обсерваторией COMPTON от комплексов А, М и С. Выполнено моделирование спектров нетеплового излучения ВО. Сделан вывод об их нахождении в гало Галактики.

4. Выполнено детальное моделирование спектра электронов в окрестности УВ остатка сверхновой IC443. Рассчитаны спектры нетеплового излучения остатка 1С 443 в диапазоне от радио до жестких гамма-лучей (вплоть до 1012 эВ).

Апробация.

Результаты, обсуждаемые в диссертации, неоднократно докладывались на семинарах сектора теоретической астрофизики ФТИ им. А.Ф. Иоффе РАН, на конференции "Предсверхновые, сверхновые и остатки сверхновых" (Пущино, 1997), на 25й Российской конференции по космическим лучам (Москва, 1998), на международных конференциях "24th International Cosmic Ray Conference" (Rome, 1995), "The Transparent Universe" (St. Malo, 1996), на 4-м рабочем совещании по физике нейтронных звезд (Санкт-Петербург, 1997).

Публикации по теме диссертации.

Результаты, изложенные в диссертации, были опубликованы в следующих работах:

1. A.M. Быков, Ю.А. Уваров, "Спектр надтепловых электронов, ускоренных бес-столкновительной ударной волной", Письма в ЖЭТФ, том 57, вып. 10 (1993) стр. 625-628.

2. A.M. Bykov, Y.A. Uvarov, "Nonthermal electron injection by collisionless shock waves", Proc. 24th International Cosmic Ray Conference, v. 3 (1995) p. 241-244.

3. J.J. Blom, H. Bloemen, A.M. Bykov, W.B. Burton, Dap Hartmann, W. Hermsen, A.F. Iyudin, J. Ryan, V. Schonfelder, Yu.A. Uvarov, "Evidence for COMPTEL detections of low-energy gamma-rays from HVC Complexes?", Eur op. Space Agency, SP - 382 (1996) p. 119-122.

4. J.J Blom, H. Bloemen, A.M. Bykov, W.B. Burton, Dap Hartmann, W. Hermsen, A.F. Iyudin, J. Ryan, V. Schonfelder, Yu.A. Uvarov, "COMPTEL detection of low-energy gamma rays from the HVC Complex M and A region?", Astron. Astroph., v. 321 (1997) p. 288-292.

5. A.M. Быков, Ю.А. Уваров, "Кинетика электронов в бесс.толкновительных ударных волнах", ЖЭТФ, том 115, вып. 3 (1999) стр. 846-864.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Уваров, Юрий Александрович, 1999 год

Список литературы.

[1] А.И. Ахиезер, В.Б. Берестецкий, "Квантовая электродинамика", Москва, "Наука" (1981).

2] В.Б. Баранов, К.В. Краснобаев, А.Г. Куликовский, ДАН СССР 194 (1970) 41.

3] В.Б. Баранов, К.В. Краснобаев, "Гидродинамическая теория космической плазмы", Москва, "Наука" (1977).

В.Б. Баранов, М.Г. Лебедев, М.С. Рудерман, Astroph. Space Sei., 66 (1979) 429. Е.Г. Бережко, Г.Ф. Крымский, УФН, 154 (1988) 49.

B.Б. Берестецкий, Л.Д. Ландау, Е.М. Лифшиц, "Теоретическая физика", т. 4, Москва, "Наука" (1989).

C.B. Божокин, A.M. Быков, Письма в астрономический журнал, т. 20, номер 8 (1994) стр. 593.

Н. Бор, "Прохождение атомных частиц через вещество", Москва, "Иностранная Литература" (1950).

С.И. Брагинский, А.П. Казанцев, "Физика плазмы и проблема управляемых термоядерных реакцийМосква, "Изд-во АН СССР", т. 4 (1958) стр. 24.

[10] Л.Ф. Бурлага, Труды международного семинара по проблеме ускорения частиц в космическом пространстве, Москва, "Изд-во МГУ" (1972) стр. 162.

[11] А.М.Быков, И.Н.Топтыгин, УФН, 163 (1993) 19.

[12] A.M. Быков, Ю.А. Уваров, Письма в ЖЭТФ, 57 (1993) 644.

[13] О.Л. Вайсберг, A.A. Галеев, Г.Н. Застенкер и др., ЖЭТФ, 85 (1983) 1232.

[14] С.И.Вайнштейн, А.М.Быков, И.Н.Топтыгин, "Турбулентность, токовые слои и ударные волны в космической плазме", Москва, "Наука" (1989).

[15] A.A. Веденов, Е.П. Велихов, Р.З. Сагдеев, "Ядерн. синтез", прил. 2, (1962) стр. 465.

[16] В. Гайтлер, "Квантовая теория излучения", Москва, "Иностранная Литература" (1956).

[17] A.A. Галеев, ЖЭТФ, 86 (1984) 1655.

[18] A.A. Галеев, в кн. "Исследование космического пространства" (Итоги науки и техники ВИНИТИ), 27 (1988) 3.

[19] С.П. Ганов, И.Н. Топтыгин, Изв. вузов: Радиоф., 22 (1979) 389.

[20] Б.Н. Гершман, Изв. Вузов: Радиоф., 1 (1958) 3.

[21] B.JI. Гинзбург, С.И. Сыроватский, "Происхождение космических лучей", Москва, Изд. АН СССР (1963)

[22] Астрофизика космических лучей, под ред. В.Л. Гинзбурга, Москва, Наука (1984).

[23] В.Л. Гинзбург, "Теоретическая физика и астрофизика", Москва, "Наука" (1987).

[24] К.И. Грингауз, В.В. Безруких, В.Д. Озеров, P.E. Рыбчинский, ДАН СССР, 131 (1960) 1301.

[25] Л.И. Дорман, М.Е. Кад, "IV Ленинградский международный семинар", Ленинград, "Издательство ФТИ" (1972) стр. 237.

[26] Л.И. Дорман, М.Е. Кац, Известия АН СССР: физ., 36 (1972) 2271.

[27] Я.Б.Зельдович, Ю.П.Райзер, "Физика ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений", Москва, "Наука" (1966).

[28] B.C. Имшенник, ЖЭТФ, 42 (1962) 236.

[29] К.Г. Иванов, Геомагнетизм и аэрономия, 13 (1973) 3.

[30] К.Г. Иванов, Геомагнетизм и аэрономия, 11 (1971) 765.

[31] С.А. Каплан, С.Б. Пикельнер, "Физика межзвездной среды", Москва, "Наука" (1979).

[32] С.А. Каплан, В.Н. Цытович, "Плазменная астрофизика", Москва, "Наука" (1972).

[33] Л.Д. Ландау, Е.М. Лифшиц, "Теоретическая физика", т. 2, Москва, "Наука"

(1988).

[34] Л.Д. Ландау, Е.М. Лифшиц, "Теоретическая физикат. 3, Москва, "Наука"

(1989).

[35] Л.Д. Ландау, Е.М. Лифшиц, "Теоретическая физикат. б, Москва, "Наука" (1988).

[36] Л.Д. Ландау, Е.М. Лифшиц, "Теоретическая физика", т. 8, Москва, "Наука" (1992).

[37] Р. Пост, "Высокотемпературная плазма и управляемые термоядерные реакции", Москва, "Иностранная Литература" (1961).

[38] B.C. Птускин, Nuovo Cimento, 19С (1996) 755.

[39] Л.И. Седов, "Методы подобия и размерности в механике", "Гостехиздат" (1957).

[40] К.Н. Степанов, ЖЭТФ, 34 (1958) 1292.

[41] И.Н. Топтыгин, Изв. вузов: Радиоф., 16 (1973) 971.

[42] И.Н. Топтыгин, "Космические лучи в межпланетных магнитных полях", Москва, "Наука" (1983).

[43] И.Н. Топтыгин, ЖЭТФ, 112 (1997) 1584.

[44] В.Н. Цытович, "Нелинейные эффекты в плазме", Москва, "Наука" (1967).

[45] В.Н. Цытович, "Теория турбулентной плазмы", Москва, "Атомиздат" (1971).

[46] В.Д. Шафранов, ЖЭТФ, 32 (1957) 1453.

[47] В.И. Шишов, Геомагнетизм и аэрономия, т. 6 (1966) стр. 224.

[48] G.E. Allen, J.W. Keohane, E.V. Gotthelfet al., Astroph. J. Lett., 487 (1997) L97.

[49] A.I. Asvarov, V.A. Dogiel, O.H. Guseinov, k F.K. Kasimov, Astron. Astroph., 229 (1990) 196.

[50] W.I. Axford, Space Sci. Rev., 14 (1973) 582.

[51] G.D. Badhwar, S.A. Stephens, Astroph. Space Sci., 76 (1981) 213.

[52] V.N. Baier, V.S. Fadin, V.A. Khoze, Sov. Phys. JETP, 24 (1967) 760.

[53] M.G. Baring, D.C. Ellison, S.P. Reynolds, I.A. Grenier, P. Goret, Astroph. J. (1999)

(in press).

[54] J.W. Belcher, L.Davis, J. Geophys. Res., 76 (1971) 3534.

[55] L. Bennett, D.C. Ellison, J. Geoph. Res., A 100 (1995) 3439.

[56] J.L. Bertraux, J.E. Blamont, Astron. Astroph., 11 (1971) 200.

[57] L. Bierman, Z. Astrophys., B.29 (1951) S.274.

[58] L. Bierman, Z. Naturforsch., B.7a (1952) S.127.

[59] P.L. Biermann, J.P. Cassinelli, Astron. Astroph., 277 (1993) 691.

[60] I.M. Blair, A.E. Taylor, W.S. Kalmus et al., Phys.Rev.Lett., 17 (1966) 789.

[61] R. Blandford, E. Eichler, Physics Reports, 154 (1987) 2.

[62] L. Blitz, D.N. Spergel, P.J. Teuben, et al., Bull. Amer. Astron. Soc.., 28 (1997) 1349.

[63] J.J. Blom, H.Bloemen, A.M.Bykov et al., Astron. Astroph., 321 (1997) 288.

[64] L.F. Burlaga, N.F. Ness, Solar Phys., 9 (1969) 467.

[65] L.F. Burlaga, Proc. Solar Wind Conference, NASA, SP-308, (1972) p. 309.

[66] M.G. Burton, D.J. HollenBach, M.R. Haas et al., Mon.Not.R.Astr.Soc., 231 (1988)

617.

[67] M.G. Burton, T.R. Geballe, P.W.J.L. Brandt and A.S. Webster, Mon.Not.R.astr.Soc., 231 (1988) 617.

[68] M.G. Burton, D.J. HollenBach, M.R. Haas et al., ApJ., 355 (1990) 197.

85

[69] M.E. Burton, E.J. Smith, A. Balogli et al., Astron. Astroph., 316 (1996) 313.

[70] P.J. Cargill, K. Papadopoulos, Astroph. J. 329 (1988) L29.

[71] S. Chandrasekhar, A.N. Kaufman, Iv.M. Watson, Ann. Phys., 5 (1958) 1.

[72] R.A. Chevalier, Astroph. J., 213 (1977) 52.

[73] R.A. Chevalier, Astroph. J., 258 (1982) 790.

[74] R.A. Chevalier, J.N. Imamura, Astroph. J., 261 (1982) 543.

[75] R.A. Chevalier, Astroph. J. (1999) (in press).

[76] P.J. Coleman, E.J. Smith, L. Davis, D.E. Jones, J. Geophys. Res., 74 (1969) 2827.

[77] L. Danly, C.E. Albert, K.D. Kuntz, Astroph. J., 416 (1993) L29.

[78] K. Davidson, Y. Terzian, Astron. J., 74 (1968) 849.

[79] C.D. Dermer, Astron. Astroph, 157 (1986) 223.

[80] B.T. Draine, C.F. McKee, Ann. Rev. Astron. Astroph., 31 (1993) 373.

[81] L. Drury, Rep. Progr. Phys., 46 (1983) 973.

[82] L.O'C. Drury, F. Aharonyan, H. Volk, Astron. Astroph., 267 (1994) 959.

[83] L.O'C. Drury, P. Duffy, J.G. Kirk, Astron. Astroph., 309 (1996) 1002.

[84] M. Dryer, Space Sci. Rev., 17 (1975) 277.

[85] D.C. Ellison, S.P. Reynolds, Astroph. J. 382 (1991) 242.

[86] D.C. Ellison, F.C. Jones, S.P. Reynolds, Astroph. J., 360 (1990) 702.

[87] W.C. Erickson, M.J. Mahoney, Astroph. J., 290 (1985) 596.

[88] J.A. Esposito, S.D. Hunter, G. Kanbach et al, Astroph. J., 461 (1996) 820.

[89] H.J. Fahr, Nature, 226 (1970) 435.

[90] H.J. Fahr, Planet. Space Sci., 19 (1971) 1121.

[91] F. Favata, J. Vink, D. Dal Flume, Astron. Astroph., 324 (1997) L49.

86

[92] W.M. Fawley, J. Arons, E.T. Scharlemann, Astroph. J. 217 (1977) 227.

[93] B.K. Fedyushin, Zhur. Eksp. Teor. Fiz., 22 (1952) 140.

[94] E. Fermi, Pliys. Rev., 75 (1949) 1169.

[95] T.K. Gaisser, R.J. Protheroe, T. Stanev, Astroph. J. 492 (1998) 219.

[96] A.A. Galeev, M.A. Malkov, H.J.V61k, J. Plasma Phys., 54 (1995) 59.

[97] Y.A. Gallant, J. Arons, Astroph. J., 435 (1994) 230.

[98] G.M. Garibyan, Zhur. Eksp. Teor. Fiz., 24 (1952) 617.

[99] P. Goldreich, W. Julian, Astroph. J., 157 (1969) 869.

100] J. Gomez-Gonzales, M. Guelin, Astron. Astroph., 32 (1974) 441.

101] J.T. Gosling, S.J. Bame, W.C. Feldman et al., Geophys. Res. Letters, 20 (1993) 2335.

102] J.T. Gosling, S.J. Bame, D.J. McComas et al., Geophys. Res. Letters, 20 (1993) 2789.

103] D.A. Green, MNRAS, 221 (1986) 473.

104] L.S. Haffner, R.J. Reynolds, S.L. Tufte, Astroph. J., 504 (1998) 773.

105] E. Haug, Z. Naturforshe, 30a (1975) 1099.

106] W.J. Heikkila, R.J. Pellinen, J.Geophys.Res. 82 (1977) 1610.

107] J.V. Hollweg, Phys. Rev. Lett., 27 (1971) 1349.

108] J.V. Hollweg, J. Geophys. Res., 80 (1975) 908.

109] T.E. Holzer, J. Geophys. Res., 77 (1972) 5407.

110] P.D. Hudson, Planet. Space Sci., 18 (1970) 1611.

111] A.J. Hundhausen, Proc. Solar Wind Conference, NASA (Washington, 1971), p. 393.

112] D.S. Intriligator, M. Neugebauer, J. Geophys. Res., 80 (1975) 1332.

[113] O.e. de Jager, A. Mastichiadis, Astroph. J., 482 (1997) 874.

[114] M.M. Jauch, F. Rohrlich, "The Theore of Photons and Electrons", Berlin, Springer (1980).

[115] J.R. Jokiipi, Astroph. J., 146 (1966) 480.

[116] J.R. Jokipii, P.J. Coleman, J. Geophys. Res., 73 (1968) 5495.

[117] F.C. Jones, D.C. Ellison, Space Sei. Rev., 58 (1991) 259.

[118] J.R. Kan, M.E. Mandt, L.H. Lyn, Space Sei. Rev., 57 (1991) 201.

[119] C.F. Kennel, J.P Edmiston, T. Hada, in "Collisionltss Shocks in the Heliosphere", ed. by B.T. Tsurutani & R.G. Stone, Washington, AGU (1985) p.l

[120] J.W. Keohane, R.Petre, E.V. Gotthelfet al., Astroph. J. 484 (1997) 350.

[121] J. Kerp, K.-H. Mack, R. Egger et al, Astron. Astroph., 312 (1996) 67.

[122] P. Schneider, J.G. Kirk, Astron. Astrophys. 217 (1989) 344.

[123] H.W. Koch, J.W. Motz, Rev. Mod. Phys., 31 (1959) 920.

[124] K. Koyama, R.Petre, E.V.Gotthelf et al., Nature 378 (1995) 255.

[125] D. Krauss-Varban, Adv. Space Res., 15 (8/9) (1995) 271.

[126] R.W. Lessard et al., 24th. Int. Cosmic Ray Conf. (Rome), 2 (1995) 475.

[127] A. Levinson, Astroph. J., 401 (1992) 73; 426 (1994) 327.

[128] A. Levinson, MNRAS, 278 (1996) 1018.

[129] Y. Lynn, Phys. Fluids, 10 (1967) 127.

[130] R.V.E. Lovelace, Nature, 262 (1976) 649.

[131] T.A. Lozinskaya, "Supernovae and Stellar Wind in the Interstellar Medium, New York:AIP (1992).

[132] R.N. Manchester, Astroph. J., 188 (1974) 637.

[133] J.S. Mathis, P.G. Mezger, N. Panagia, Astron. Astroph., 128 (1983) 212.

[134] K.G. McClements, R.O.Dendy, R.Bingham et.al., MNRAS 291 (1997) 241.

[135] T.R. McDonough, N.M. Brice, Icarus, 15 (1971) 505.

[136] P.G. Mezger, J.S. Mathis, N. Panagia, Astron. Astroph., 105 (1982) 372.

[137] R. Morrison, D. McCammon, Astroph. J., 270 (1983) 119.

[138] N.F. Ness, J.M. Wilcox, Solar Phys., 2 (1967) 351.

[139] N.F. Ness, Ann. Rev. Astron. Astroph., 6 (1968) 79.

[140] M. Neugebauer, C.W. Snyder, J. Geophys. Res., 71 (1966) 4469.

[141] M. Neugebauer, C.W. Snyder, "Солнечный ветер", Москва, "Мир", (1968).

[142] М. Neugebauer, C.S. Wu, J.D. Huba, J. Geophys. Res., 83 (1978) 1027.

[143] K.W. Ogilvie, Proc. Solar Wind Conference, NASA, SP-308 (1972) p. 430.

[144] M. Ostrowski, Astron. Astroph. (1999) (in press, astro-ph/9812433).

[145] Particle Data Group: 1984, Rev. Mod. Phys., 56 (1984) S232.

[146] S. Pinter, Preprint KFKX-1980-27, Budapest, Central Research Institute for Physics (1980).

[147] M. Pohl, Astron. Astroph., 307 (1997) L57.

[148] C. Prosch et al, 24th. Int. Cosmic Ray Conf. (Rome), 2 (1995) 405.

[149] K.B. Quest, J. Geoph. Res., 93 (1988) 9649.

[150] V. Radhakrishnan, Proc. Astron. Soc. Austral., 1 (1969) 254.

[151] S.R. Reinolds, Astroph. J., 493 (1998) 375.

[152] E.C. Roelof, G.M. Simnet, S.J. Tappin, Astron. Astroph., 316 (1996) 481.

[153] R.L. Rozenberg, J. Geophys. Res., 75 (1970) 5310.

[154] J.M. Sacken, R.A. Fesen, J.M. Shull, Astroph. J. Sup., 82 (1992) 715.

89

[155] J.W. Sari, N.F. Ness, Solar Phys., 8 (1969) 155.

[156] M. Scholer, J. Geoph. Res., 98 (1993) 47.

[157] E.J. Smith, J.H Wolfe, Space Sei. Rev., 23 (1979) 217.

[158] C.P. Sonett, D.S. Coldburn, L. Davis et al., Phys. Rev. Lett., 13 (1964) 153.

[159] F.W. Stecker, Astroph. Space. Sei., 6 (1970) 377.

[160] F.W. Stecker, Cosmic Gamma Rays, Baltimore, Mono Book Co.

[161] J.M. Shull, C.F. McKee, Astroph. J., 227 (1979) 131.

[162] S.J. Sturner, J.G. Skibo, C.D. Dermer et al, Astroph. J., 490 (1997) 619.

[163] S.I. Syrovatskii, Ann. Rev. Astron. Astrophys., 19 (1981) 163.

[164] T. Tanimori, Y. Hayami, S. Kamei et al., Astroph. J. Lett., 497 (1998) L25.

[165] B.A. Tinsley, Rev. Geophys. Space Phys., 9 (1971) 89.

[166] G.E. Thomas, R.E. Krassa, Astron. Astroph., 11 (1971) 218.

[167] B.T. Tsurutani, R.P. Lin, J. Geoph. Res., 90 (1985) 1.

[168] E.T. Vishniac, Astroph. J., 274 (1983) 152.

[169] B.P. Wakker, H. van Woerden, Ann. Rev. Astron. Astroph. 35 (1997) 217.

[170] M.K. Walles, Planet. Space Sei., 23 (1975) 419.

[171] Y.C. Wang, J. Geophys. Res., 41 (1973) 7221.

[172] J.M. Wilcox, D.S. Colburn, J. Geophys. Res., 74 (1969) 2388.

[173] J.M. Wilcox, D.S. Colburn, J. Geophys. Res., 75 (1970) 6366.

[174] J.M. Wilcox, D.S. Colburn, J. Geophys. Res., 77 (1970) 751.

[175] R. Willingale, R.G. West, J.P. Pye et al, Mon. Not. R. Astron. Soc., 278 (1996) 749.

Благодарности.

Моя диссертация основана на результатах, полученных за время моей работы в секторе теоретической астрофизики Физико-Технического Института им. А.Ф. Иоффе, куда я пришел еще будучи студентом в 1993 году. Я хочу поблагодарить своего научного руководителя, Быкова Андрея Михайловича, за оказанные мне все это время внимание и поддержку. Совместная работа с ним была очень интересной и многому меня научила. Его советы и помощь очень помогли мне в работе.

Я благодарен своим оппонентам, Александру Александровичу Матышеву и Юрию Анатольевичу Шибанову за то, что они нашли время прочитать мою диссертацию. Я хочу поблагодарить Дмитрия Георгиевича Яковлева за полезные советы по оформлению автореферата. Особо я хочу поблагодарить всех сотрудников сектора теоретической астрофизики за ту теплую атмосферу, в которой мне пришлось работ, ать.

За время работы над диссертацией я получал поддержку фондов Сороса, РФФИ, ИНТАС, Конкурсного Центра Фундаментального Естествознаия при СПбГУ.