книги из ГПНТБ / Иноземцев, Г. Г. Незатылованные шлицевые червячные фрезы-1
.pdfГлава 3
ЭЛЕМЕНТАРНЫЕ ВЗАИМОДЕЙСТВИЯ РЕЛЯТИВИСТСКИХ АДРОНОВ
§ 3 . 1 .
СИЛЬНЫЕ ВЗАИМОДЕЙСТВИЯ АДРОНОВ
Введение. В настоящее время в астрофизических исследованиях сильным взаимодействиям уделяют меньшее внимание, чем электро магнитным (исключением служит недавно вышедшая монография Ш).
Первопричина подобной ситуации в том, что в протяженных объектах (галактики, оболочки сверхновых и т. д.), которые до не давнего времени были основным предметом анализа среди нестацио нарных объектов, электроны, как правило, выделяют в виде излуче ния значительно больше энергии, чем адроны.
Другая причина связана с тем, что основной источник |
информа |
ции о сильных взаимодействиях — у-кванты с энергией Ev ^ |
1 Мэв— |
лежит в области, менее простой для измерений, чем диапазон более длинноволновых фотонов.
Рассмотрим более подробно сильные взаимодействия по следую щим причинам. В компактных источниках длина свободного пробе га адронов, возможно, меньше размеров источников. Поэтому в не которых (нестационарных) ситуациях выделение энергии в процес сах сильного взаимодействия может оказаться сравнимым и даже превысить энергию, выделяющуюся в электромагнитных взаимодей ствиях релятивистских электронов* (в особенности в диапазоне у-квантов больших энергий).
Далее, в астрофизических наблюдениях все большее значение приобретают методы физики высоких энергий, позволяющие эффек тивно регистрировать у-кванты. Существенно также, что сильные взаимодействия имеют характерные особенности, позволяющие определить важные параметры некоторых космических объектов.
Методы физики высоких энергий позволяют проверить уравнение состояния при плотностях р ^ 1014 — 101 5 г/см3 (см. ниже). Вероят но, это уникальная возможность в данном направлении.
* Об одной такой возможности применительно к квазарам и ядрам сейфертовских галактик см. работу [2].
108
Характеристики сильных взаимодействий. Взаимодействия двух адронов могут быть упругими и неупругими. Упругие взаимодейст вия, не изменяющие квантовых чисел сталкивающихся частиц и не приводящие к появлению новых частиц, играют важную роль в физике высоких энергий. Тем не менее они едва ли в обозримом будущем смогут играть заметную роль в астрофизике. Подобный пессимистический прогноз основан на том, что главными источниками информации в астрофизике являются фотоны, которые рождаются либо при неупругом взаимодействии, либо при распаде адронов.
Поэтому |
мы сосредоточим внимание |
на |
неупругих |
процессах, и |
|||
в первую |
очередь на |
вычислении спектра |
вторичных у-квантов. |
||||
|
Основные характеристики |
неупругих |
процессов |
— это полное |
|||
и |
дифференциальное |
сечения. Дифференциальное сечение daha (Eh, |
|||||
Ел, |
$к) определяется как сечение взаимодействия адрона с энергией |
||||||
Eh |
(h соответствует |
термину |
«hadron»—«тяжелый»), приводящее |
||||
к появлению пиона с энергией в интервале (Еп, Ел |
- j - dE„) и углом |
||||||
вылета в интервале (Фя , д я + |
сЮ-я) безотносительно к |
характеристи |
|||||
кам остальных частиц (например, К, |
Я,, 2 и др.). Аналогично можно |
определить и дифференциальное сечение рождения других частиц:
/С-мезонов — dah:K(Eh, |
£j<> |
®к)', |
Л-гиперонов—dah A _ (Eh, |
ЕА, |
#л); нуклонов — dahi N |
(Eh, EN, |
®N) |
и т. д. |
|
Полное сечение неупругих |
соударений |
|
||
|
1 |
^ |
|
|
соответствует появлению хотя бы одной новой частицы; Nt — сред нее число частиц t'-ro сорта.
Сечения измеряются в квадратных сантиметрах либо в барнах*.
Иногда вместо ak используют пробег |
взаимодействия |
bh=l/ohnA, |
(3.2) |
где ПА — концентрация ядер с атомным номером вещества, в кото ром распространяется адрон. Пробег взаимодействия выражают в сантиметрах или в граммах на квадратный сантиметр:
|
|
Kh (г/см2) |
= Kh (см) р = AM/oh |
(3.3) |
(М |
— 1,67 • Ю - 2 4 |
г — масса |
нуклона). |
|
Несмотря на кажущуюся сложную структуру выражения (3.1), |
||||
при |
вычислении |
полного сечения ak нет необходимости |
учитывать |
частицы всех сортов. Вследствие большой разницы сечений образо вания разных частиц обычно преобладает один или два типа вторич ных частиц. Как правило, при столкновении адронов больших энер гий основной тип вторичных частиц — пионы.
Сделаем еще одно замечание. Подходы к решению проблем силь ных взаимодействий существенно отличны от используемых в задачах
* 1 барн = Ю - 2 4 см2.
109
квантовой электродинамики. Сечения электромагнитных процессов вычисляются практически с любой требуемой степенью точности; теория же сильных взаимодействий опирается на модельные пред ставления, т. е. вынуждена использовать гипотезы, лежащие вне основных постулатов теории поля. Поэтому вместо решения уравне ний порой целесообразно опираться на эмпирические и полуэмпи рические соотношения.
Полные сечения. Сечения aNN и а^л неупругих взаимодействий нуклонов с нуклонами и нуклонов с ядрами изучались в многочис
ленных |
работах, выполненных как |
с помощью ускорителей, так |
|||||
и в космических лучах. Сечение aNN |
обнаруживает с погрешностью |
||||||
до 10% |
постоянство в диапазоне энергий от 3 до 1000 Гэв; |
численное |
|||||
значение |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
C T J W ~ 3 0 мбарн |
|
(3.4) |
||
(см. работу [3], а также зависимость парциальных |
сечений от энер |
||||||
гии [4, |
5]. Согласно работе |
[6] сечение в области |
EN ~ |
1000 Гэв |
|||
возрастает примерно на |
10%. |
О Т атомного номера А с хорошей сте |
|||||
Зависимость |
сечения |
О^А |
|||||
пенью точности |
можно |
представить в виде |
|
|
|||
|
|
|
aNA^oNNA2^, |
|
|
(3.5) |
если 6 < А < 100, 3 < EN < 60 Гэв, EN — энергия нуклона. На пример, aNc w 250 мбарн (тоже с 10%-ной^погрешностью).
Пробеги взаимодействия равны соответственно
|
|
KNN |
х 60 г/см2, |
%NC « 90 г/см2 |
|
||
при А ^ |
6, |
XNA |
~ |
Л ' / 3 . |
с атомным номером Ах |
|
|
При |
столкновении ядер |
> 1 с ядрами, |
|||||
у которых |
Л 2 > |
1, сечение |
O A I A 2 |
можно аппроксимировать выра |
|||
жением [7] |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
^AT A , =nRALA2> |
(3.6) |
||
где |
|
|
|
|
|
|
|
|
R |
A I A 2 |
= l , 4 5 . 1 0 - I 3 U S / 3 + ^ 2 / 3 ~ l , 1 5 ) |
см. |
|||
В частности, |
приближенно |
|
|
||||
|
|
|
|
oAl~AVK |
|
(3.7) |
Это соотношение следует из (3.3) и (3.5). Более точные значения се чений и пробегов столкновений ядер с нуклонами см. в работе [5].
Дифференциальные сечения. Здесь есть две проблемы, интересные для астрофизики. Первая связана с взаимодействием и прохожде нием тяжелых (А > 1) ядер, вторая — с оценками энергетических спектров вторичных частиц.
Проблема дезынтеграции или фрагментации ядер играет важную роль в теории происхождения космических лучей и подробно рас смотрена в монографии [5].
ПО
Остановимся более подробно на проблеме энергетических спект ров вторичных частиц.
Некоторые теоретические соображения. Основная особенность сильных взаимодействий при больших энергиях — это множествен ность процессов, приводящих к появлению многих частиц в элемен
тарном |
акте. |
Это в |
известном |
смысле |
новое явление, |
поскольку |
||||||
в |
электромагнитных |
взаимодействиях |
множественные |
процессы |
||||||||
практически |
не играют |
роли. Последнее следует из выражения для |
||||||||||
вероятности |
W (N) |
появления |
N |
частиц в |
одном акте. В рамках |
|||||||
квантовой электродинамики |
|
|
|
|
|
|
||||||
|
|
|
|
|
|
We(N)~aN, |
|
|
|
(3.8) |
||
где |
|
а — постоянная |
тонкой |
структуры. |
Следовательно, |
|||||||
We |
(N |
+ \)lWe |
(N) |
~ |
а. |
|
|
|
|
|
|
|
|
Совершенно иная ситуация наблюдается для сильных взаимо |
|||||||||||
действий; здесь |
величина, характеризующая |
силу |
взаимодействия, |
|||||||||
g2lfic ~ |
1, и поэтому |
Wh |
(N - f |
\)lWh |
(N) |
~ |
1; g — константа связи |
адронов с полем.
Расчеты характеристик множественных процессов содержат не которые принципиальные трудности и далеки от своего завершения.
Можно сформулировать две точки зрения на множественные процессы. Первая базируется на основных принципах теории поля и допускает, что принципиальные основы квантовой электродинами ки можно перенести на теорию сильных взаимодействий. Как из вестно, расчеты в квантовой электродинамике сводятся к вычисле нию диаграмм Фейнмана, алгоритм построения которых заложен в самой теории.
Существование множественных процессов нарушает такую са мосогласованность. Приходится с самого начала делать допущение о выделенное™ тех или иных диаграмм.
Обычно рассматриваются диаграммы типа представленных на рис. 22. В пользу выделения подобных диаграмм можно привести не которые соображения (отнюдь не доказательства), основное из них — наибольшая простота и симметрия. Однако топологическое строение диаграмм (см. рис. 22) недостаточно для их вычисления. Нужно за полнить его физическим содержанием: задаться типом частиц, кото рые рождаются в «узлах», а, Ь, с, ...; сортом частиц, которыми обме ниваются узлы; величиной взаимодействия частиц в конечном со стоянии и т. д. Относительно всех этих сложных вопросов еще нет единого мнения. Наиболее определенные ответы на эти вопросы мож но найти в «файербольной» модели [9]. По этой модели в узлах возни кают массивные М ^ 2 Гэв/с2 центры эмиссии, которые затем распа даются в соответствии с законами статистики (см. ниже). Очень важ ное допущение в рамках полевого подхода — это относительная слабость взаимодействия между некоторыми вторичными частицами (в файербольной модели — между файерболами).
Вероятно, такое допущение — большая идеализация. Нет ос нований, присущих внутренней структуре теории, допускать, что
111
взаимодействие между адронами имеет насыщение при некотором числе вновь образованных частиц.
Все эти обстоятельства подводят к возникновению альтернативы диаграмм, представленных на рис. 22. Здесь существенно взаимо действие частиц в конечном состоянии. В предельном случае каждая из этих частиц взаимодействует со всеми остальными (рис. 23) и образуется единый сгусток. Такие диаграммы описать обычными полевыми методами невозможно.
Для описания такого сгустка предложена модель, основанная на использовании общих законов статистики и гидродинамики [10, 11]. Основная идея этой модели (которую обычно называют теорией
Рис. 22. Диаграмма, описывающая |
Рис. 23. |
Диаграмма, описывающая |
|||||||
множественное |
рождение |
частиц |
статистическую модель |
множест |
|||||
с малым |
взаимодействием |
между |
венного |
рождения |
частиц. |
Вто |
|||
частицами |
в конечном |
состоянии: |
ричные |
частицы |
образуются |
при |
|||
нуклоны; |
— • — вторичные ча |
распаде составной |
системы. |
||||||
стицы; |
— связь м е ж д у |
частицами. |
|
|
|
|
|
Ферми—Ландау) заключается в установлении в момент столкнове ния статистического равновесия между вторичными частицами. Объем, в котором устанавливается статистическое равновесие, ха рактеризуется радиусом действия ядерных сил, приблизительно равным hlmnc ~ 10~13 см и релятивистским сжатием в направлении относительного движения.
Поскольку в момент столкновения взаимодействие не заканчи вается, то система расширяется до тех пор, пока расстояние между вторичными частицами не станет приблизительно равным %1тпс, что соответствует температуре Т ~ тпс2. Теория Ферми — Ландау позволяет в принципе рассчитать основные характеристики столкно вений.
Надо подчеркнуть, что хотя принципиальные основы гидродина мического и квантовополевого направлений различны, количествен ные результаты обоих построений незначительно отличаются друг от друга*.
Остановимся далее на основных характеристиках множественных процессов, представляющих интерес для астрофизики.
* Отметим, что сейчас «общественное мнение» скорее склоняется к раз решению трудностей теории множественных процессов на пути развития квантовополевых моделей, однако обоснованное решение этого вопроса — дело будущего.
112
1. Зависимость средней множественности вторичных частиц, возникших в результате взаимодействия, от энергии Ец первичной частицы в лабораторной системе координат представлена на рис. 24. Заметим, что на рис. 24 представлено число заряженных вторичных
частиц Ns. Полное число вторичных частиц ./V = (3/2)Ns. Зависи мость средней множественности от энергии первичной частицы нель зя аппроксимировать единой простой функцией во всем интервале
Рис. 24. Зависимость |
множественности |
JV, заря |
|
||||
женных |
частиц |
от |
энергии EN. |
|
|||
С п л о ш н ая кривая |
— |
расчет |
по |
статистически-гидродина |
|
||
мической теории |
[11]; |
точки — результаты |
эксперимен |
|
|||
|
|
|
та |
[10]. |
|
|
|
измерений. В области энергий EN |
^ |
10й эв эту зависимость |
можно |
||||
представить в виде степенного закона: |
|
|
|||||
N~E°N-35-0A0. |
|
|
|
(3.9) |
|||
В области энергий 10u |
^ |
EN ^ |
Ю1 2 эв зависимость N (EN) |
мож |
|||
но представить либо в форме логарифмической |
функции [ ~ l n EN], |
||||||
либо слабой степенной функцией |
|
|
|
|
|||
|
|
N~E°N'25- |
|
(3.10) |
2. Нуклоны и более тяжелые барионы уносят относительно боль шую энергию, примерно равную 0,5 EN[4]. Из этого свойства силь ных взаимодействий, а также из соотношения (3.3) сразу же следует формула для средних энергетических потерь нуклонной компонен ты космических лучей:
dEN/dx — 0,5 EN/KN |
(3.11) |
(IN И х, г/см2).
3.Среди вторичных частиц основную долю (от 80 до 90%) состав ляют пионы.
4.Средний поперечный импульс рх вторичных частиц равен примерно 300 Мэв/с и практически не изменяется при увеличении
ИЗ
энергии первичной частицы EN [4]. Распределение по поперечным импульсам приближенно описывается функцией Планка [12], что соответствует гидродинамической теории.
5. Из свойства (4) следует, что продольный и полный импульсы вторичных частиц возрастают с увеличением энергии первичной частицы. Остановимся более детально на энергетических спектрах вторичных частиц (для определенности будем говорить о спектрах пионов)*.
Интересная особенность энергетического спектра вторичных час тиц — это возможность условного разбиения пионов на две группы. К первой относится большая часть пионов со сравнительно неболь
шими энергиями |
(Ел < |
1 Гэв, этот диапазон энергий иногда |
назы |
||
вают |
областью |
тонизации). |
Другая часть состоит из небольшого |
||
числа |
пионов; однако |
их |
энергия велика (Ея та 0,1 — 0,2 |
EN). |
Импульсный спектр вторичных пионов в области пионизации для энергий EN •< 70 Гэв можно представить в экспоненциальной фор ме:
|
dN/du |
~ |
ехр |
(~и/и0) |
(3.12) |
(и = |
pclEN; для энергии EN |
= 30 Гэв и0 та 0,12 |
[4]). В области бо |
||
лее высоких энергий первичных частиц EN ~ |
Ю1 2 эв вид функции |
||||
dN/du |
изменяется, приближаясь |
к степенной форме: |
|||
|
dN/du |
~ |
Ми. |
(3.13) |
Однако в астрофизике высоких энергий наибольший интерес пред ставляет поведение частиц максимальных энергий. Из эксперимен тальных данных следует, что доля энергии |3, уносимая самым быст рым пионом, велика ф ~ 0,15) и практически постоянна в широком интервале энергии первичной частицы (101 0 < EN < Ю1 3 эв) [13]**. Постоянство уносимой доли энергии — частный случай теоретически предсказанного подобия спектров (скейлинга) [14].
Как известно, интенсивность космических лучей быстро умень шается при увеличении энергии частиц. Нас будут интересовать спектры вторичных частиц, образующихся в процессе взаимодейст вия космических лучей с ядрами атомов межзвездной и межгалакти ческой среды при распаде вторичных пионов. Вклад вторичных пио нов в спектр быстро возрастает при увеличении отношения энергии пиона к энергии начальной частицы (например, для дифференциаль ного спектра — пропорционально |32 '6 , см. далее). Поэтому одна или небольшое число частиц в высокоэнергетическом «хвосте» спект ра внесут больший вклад в интенсивность вторичных частиц, чем многочисленные пионы из области пионизации.
* Отметим, что свойства п. 1 и 3—5 хорошо описываются гидродинами ческой теорией, а свойства п. 2 и 4 — полевыми моделями.
** На рис. 25 представлено типичное экспериментальное распределение вторичных частиц по поперечным импульсам р^ (гистограмма), а также рас четная кривая (сплошная).
114
Остановимся более подробно на распределении по р±. Это рас пределение существенно по двум причинам: во-первых, оно инва риантно относительно преобразований Лоренца и, во-вторых, в рам ках гидродинамической теории оно получено при минимальном чис ле весьма общих предположений, а именно справедливости законов статистики и предельного уравнения состояния:
р = е / 3 , |
(3.14) |
где р — давление, Б — плотность энергии.
Эти обстоятельства позволяют подойти «экспериментально» [13, 16] к одному из трудных вопросов теории релятивистского коллап-
50 г-
Рис. 25. Дифференциальное распределение поперечных импульсов вторичных пионов [5] (энергия первичной частицы EN превышает \03Гэв).
са — уравнению состояния вещества при сверхвысоких температурах и плотностях вещества [17, 18]. С этой целью нужно сопоставить тео ретическое распределение по р± с экспериментальным. Подобная процедура по существу может служить проверкой справедливости уравнения состояния (3.14).
Отметим, что конечная температура разлета Тк ~ /пл с2 « 101 2 °К, начальная же температура Т0 еще выше и достигает в столкновениях,
которые исследуются в настоящее время, значений |
Т0 |
~ |
(101 3 — |
||
— 101 4 )° К. |
|
|
|
|
|
Плотность вещества в конце разлета р к можно вычислить из ус |
|||||
ловия, |
что в объеме порядка (hlmnc)3 сосредоточена |
масса |
порядка |
||
mn « |
Ю - 2 5 г, это приводит к значению р к ~ |
10 1 4 г!см3. |
Начальная |
||
плотность р0 зависит от энергии EN сталкивающихся |
частиц. |
||||
Например, при E N ~ 101 2 эв (типичная |
энергия |
исследования |
взаимодействий в космических лучах и достижимая сейчас на уско рителях) — р0 « 1016 г/см3.
Как видно из рис. 24, экспериментальное распределение по по перечным импульсам соответствует гидродинамической теории. Сле-
115
довательно, по крайней мере приближенно* |
уравнение состояния |
|
(3.14) |
соответствует действительности при |
7 , ~ 1 0 1 3 ° К и р ~ |
~ 1016 |
г/см3. |
|
Спектры пионов, образованных при взаимодействиях космичес ких лучей. Известно, что спектры космических лучей хорошо ап
проксимируются |
степенными |
функциями: |
|
PH(EH) |
= aHE'hyh |
частица/(см2-сек-стер-эв), |
(3.15) |
где ah, yh — константы; yh ~ 2,6. Пусть один из вторичных пионов уносит долю р энергии (не зависящую от E N ) первичной частицы Ем- Тогда обусловленный этим процессом поток пионов**
РЯ(ЕЯ)~ |
а ^ - ^ Е ^ ь , |
(3.16) |
т. е. очень сильно зависит от параметра |3. Например, вклад в сум марный спектр от пионов, уносящих половину энергии первичной частицы (|3 = 0,5) примерно в 15 раз больше, чем вклад пиона с р = 0,1. Таким образом, при формировании спектра пионов опреде ляющую роль играют не многочисленные пионы, уносящие малую долю Р энергии EN, а небольшое число частиц (одна-две) с наиболь шем р. Именно поэтому для рассматриваемого вопроса первосте пенную важность приобретают свойства сильных взаимодействий, указанные выше (см. п.2—4).
Теория, а также эксперимент показывают, что один из пионов уносит при релятивистских энергиях долю р ~ 0,2 энергии первич ной частицы. Именно этот энергичный пион в основном формирует энергетический спектр.
Используя это обстоятельство, вычислим спектр вторичных пио нов [19]. Соотношение (3.16) справедливо вплоть до энергий Е ^ < 2 Гэв [3]. При этих энергиях сечение oh неупругих процессов быстро падает. Используя экспериментальные данные [3], можно предложить следующую эмпирическую зависимость полного сечения неупругих процессов при столкновениях двух нуклонов:
ONN = 40Ек —10 |
мбарн, Ек^1 |
Гэв |
(3.17) |
|
(Ек — кинетическая |
энергия |
частицы, Гэв). Коэффициент |
Р остает |
|
ся приблизительно |
постоянным. |
|
|
|
Энергетический спектр первичных космических лучей начинает |
||||
существенно отклоняться от степенного закона в области |
энергий |
E H < 5 Гэв (см. [8] и § 5.1). Но из-за влияния магнитных полей в Сол нечной системе вид спектра космических лучей в галактическом или
метагалактическом пространстве |
в области £ 4 ^ 5 - г 10 |
Гэв не |
|
* |
В пределах точности измерения |
при высоких энергиях. |
|
** |
Соотношение (3.16) позволяет элементарно подсчитать спектр |
косми |
ческих мюонов; нужно только учесть кинематику распада пионов [см. также аналогичный вывод соотношений (3.31) и (3.32)].
116
ясен. Поэтому при рассмотрении пионов относительно малых энергий {Е я < 10 Гэв) нужно учитывать две предельные возможности: 1) энергетический спектр космических лучей вне Солнечной системы имеет вид (3.15) вплоть до малых энергий и 2) энергетический спектр
вне Солнечной |
системы |
имеет тот же |
|
|
|
|||||
вид, что и измеренный |
вблизи |
верх |
|
\ |
|
|||||
ней границы атмосферы. |
|
|
|
|
|
|
|
|||
На рис. 26 представлены |
спектры |
|
|
|
||||||
генерации пионов вне Солнечной си |
|
|
|
|||||||
стемы в зависимости |
от |
способа |
экс |
|
|
|
||||
траполяции спектра |
первичных |
кос |
|
|
|
|||||
мических лучей. |
|
|
|
|
|
|
|
|
||
До сих пор мы пренебрегали |
раз |
|
|
|
||||||
ницей между N — TV-столкновениями |
|
|
|
|||||||
(которые составляют |
основную |
долю |
|
|
|
|||||
взаимодействий |
в |
межзвездном |
и, |
|
|
|
||||
по-видимому, межгалактическом газе) |
|
|
|
|||||||
и столкновениями нуклонов |
с |
более |
|
|
|
|||||
сложными ядрами. Между тем экспе |
|
|
|
|||||||
риментальный спектр пионов получен |
|
|
|
|||||||
при измерениях |
в атмосфере, т. е. при |
|
|
|
||||||
столкновениях |
космических |
частиц с |
|
I |
|—| |
|||||
ядрами |
атомов |
воздуха, |
причем |
в |
I |
|||||
спектре пионов может присутствовать |
10'1 |
1 |
ю |
|||||||
вклад |
от столкновений |
сложных кос |
|
Ел,Гэв . |
|
мических ядер с межзвездным (или |
Рис. |
26. |
Дифференциальный |
|||||||||||
межгалактическим) |
газом. |
|
|
энергетический |
спектр |
ней |
||||||||
Вычислить точную разницу |
спект |
|
тральных |
пионов: |
|
|
||||||||
/ — экспериментальный спектр |
пио |
|||||||||||||
ров в |
названных |
случаях |
трудно, |
|||||||||||
нов в земной |
атмосфере; |
|
2 — спектр |
|||||||||||
поэтому ограничимся оценками. |
пионов, |
соответствующий |
спектру |
|||||||||||
|
|
|
|
|
—2 7 |
|||||||||
Из |
теории |
Ферми — Ландау |
сле |
космических |
лучей P(EN) |
~ £ y v |
' |
X |
||||||
дует, что если |
происходит столкнове |
X 6(Ея—2 Гэв); 3 |
— спектр пионов, |
|||||||||||
соответствующий |
спектру |
космиче- |
||||||||||||
ние нуклона N с ядром А, то |
коэффи |
|
|
|
|
|
—2 |
7 |
||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||||
циент |
р зависит от А очень слабо: |
ских лучей |
вида |
P(EN) |
^-Е^ |
' |
X |
|||||||
X 6 ( £ j v — 5 т п |
С2). |
Кривые нормиро |
||||||||||||
|
|
6 ~ Л 0 ' 2 . |
|
(3.18) |
||||||||||
|
|
|
ваны |
при значении Е |
|
= 10 |
Гэв. |
|||||||
Имеющиеся экспериментальные данные [5, 20] свидетельствуют |
||||||||||||||
скорее в пользу еще более медленной |
зависимости. |
|
|
|
|
|
Соотношение (3.18) уменьшает интенсивность пионов в спектре генерации менее чем в два раза; пока нас интересует интенсивность по порядку величины, этот фактор не играет роли.
Замена водорода на азот или кислород (воздух) сказывается на форме спектра еще меньше.
Спектр фотонов. Основной источник информации в астрофизи ке — фотоны, поэтому наиболее существенно вычисление спектров фотонов в различных процессах. Примечательно, что спектр фото нов, обусловленных столкновениями адронов, имеет одно характер ное общее свойство, независимо от предположений об энергетиче-
117