Energy spectrum and composition of pulsar-accelerated cosmic rays

Summary

In traversing the expanding shell of the supernova, pulsar-accelerated heavy nuclei will suffer collisions with the shell gas which lead to attenuation, and to fragmentation. Since the attainable energy decreases in time as the pulsar slows down, and the shell thins out, cosmic-ray particles of the highest energy will be most strongly affected. On the example of the Gunn-Ostriker model it is shown that 1) the attenuation reduces the maximum energy of the particles which penetrate the shell to about 0.03 of the highest energy the pulsar can produce, 2) the attenuation is stronger for heavy nuclei than for protons so that these particles remain dominant, and 3) a substantial fraction (∼2.7·10⁻⁴ in relation to protons) of L-nuclei in the cosmic radiation is formed. In addition it is shown that also the revised model provides abundant production of L-nuclei in the shell gas, and that the absorber particle radiation accelerates the shell to a modest degree only.

Riassunto

Nell’attraversare il guscio in espansione della supernova i nuclei pesanti accelerati della pulsar collidono con il gas che lo costituisce dando luogo a fenomeni di attenuazione e di frammentazione. Poiché l’energia raggiungibile decrese nel tempo col rallentamento della pulsar e il guscio diminuisce di spessore, i raggi cosmici di piú elevata energia sono quelli che più fortemente ne risentono. Sull’esempio del modello di Grunn-Ostriker si vede che 1) l’attenuazione riduce l’energia massima delle particelle che penetrano nel guscio a circa 0.03 volte la più alta energia che la pulsar può produrre, 2) l’attenuazione é maggiore per i nuclei pesanti che per i protoni per cui queste particelle rimangono predominanti, 3) una sostanziale frazione (∼ 2.7 · 10^{− 4} relativamente ai protoni) di nuclei L viene formata nella radiazione cosmica. Si mostra inoltre ohe anche il modello riveduto fornisce un’abbondante produzione di nuclei L nel gas del guscio e che le particelle assorbite ne provocano solo una modesta accelerazione.

Резюме

При прохождении чере з расширящуюся оболочку сверхновой звезды ускоренные пу льсарами тяжелые ядр а испытывают соударе ния c оболочеч тяжелые ядра испытыв ают соударения c оболо чечным газом, которые приводят к ослаблени ю и к дроблению. Так как достижимая энергия у меньшается со вре газом, которые привод ят к ослаблению и к дро блению. Так как достиж имая энергия уменьша ется со временем, когд а пульсар замедляетс я, и оболочка редеет, то частицы космических лучей, имеющие наибол ьшую эн как достижимая энерг ия уменьшается со вре менем, когда пульсар з амедляется, и оболочк а редеет, то частицы ко смических лучей, имею щие наибольшую энерг ию, будут весьма сильн о изменяться. На приме ре модели Гунна-Остри кера показывается, чт о 1) ослабление умень пульсар замедляется, и оболочка редеет, то ч астицы космических л учей, имеющие наиболь шую энергию, будут вес ьма сильно изменятьс я. На примере модели Гу нна-Острикера показы вается, что 1) ослаблени е уменьшает максимум энергии частиц, котор ые проходят сквозь об олочку, до 0.03 от наиболь шей энергии, которую м ожет космических лучей, им еющие наибольшую эне ргию, будут весьма сил ьно изменяться. На при мере модели Гунна-Ост рикера показывается, что 1) ослабление умень шает максимум энерги и частиц, которые прох одят сквозь оболочку, до 0.03 от наибольшей эне ргии, которую может со здать пульсар, 2) ослабл ение оказывается сил ьнее для тяжелых ядер, чем для протонов, так ч то эти частицы весьма сильно изменя ться. На примере модел и Гунна-Острикера пок азывается, что 1) ослабл ение уменьшает макси мум энергии частиц, ко торые проходят сквоз ь оболочку, до 0.03 от наиб ольшей энергии, котор ую может создать пуль сар, 2) ослабление оказы вается сильнее для тя желых ядер, чем для про тонов, так что эти част ицы остаются доминир ующими, и 3) образуется значительная доля (~ 2.7 x 10⁻⁴, по сравнению c протона ми) L-ядep в кос Гунна-Острикера пока зывается, что 1) ослабле ние уменьшает максим ум энергии частиц, кот орые проходят сквозь оболочку, до 0.03 от наибо льшей энергии, котору ю может создать пульс ар, 2) ослабление оказыв ается сильнее для тяж елых ядер, чем для прот онов, так что эти части цы остаются доминиру ющими, и 3) образуется з начительная доля (~ 2.7 x 10⁻⁴, п о сравнению c протонам и) L-ядep в космическом из лучении. Кроме того, та кже показывается, что исправленная модель обеспечивает о уменьшает максимум э нергии частиц, которы е проходят сквозь обо лочку, до 0.03 от наибольш ей энергии, которую мо жет создать пульсар, 2) ослабление оказывае тся сильнее для тяжел ых ядер, чем для протон ов, так что эти частицы остаются доминирующ ими, и 3) образуется зна чительная доля (~ 2.7 x 10⁻⁴, по с равнению c протонами) L-ядep в космическом излу чении. Кроме того, такж е показывается, что ис правленная модель об еспечивает обильное рождение L-ядep в оболоче чном газе и что излуче нии сквозь оболочку, до 0.03 о т наибольшей энергии, которую может создат ь пульсар, 2) ослабление оказывается сильнее для тяжелых ядер, чем д ля протонов, так что эт и частицы остаются до минирующими, и 3) образу ется значительная до ля (~ 2.7 x 10⁻⁴, по сравнению c про тонами) L-ядep в космичес ком излучении. Кроме т ого, также показывает ся, что исправленная м одель обеспечивает о бильное рождение L-ядep в оболочечном газе и ч то излучении может создать пульса р, 2) ослабление оказыва ется сильнее для тяже лых ядер, чем для прото нов, так что эти частиц ы остаются доминирую щими, и 3) образуется зн ачительная доля (~ 2.7 x 10⁻⁴, по сравнению c протонами) L-ядep в космическом излу чении. Кроме того, такж е показывается, что ис правленная модель об еспечивает обильное рождение L-ядep в оболоче чном газе и что излуче нии сильнее для тяжелых я дер, чем для протонов, т ак что эти частицы ост аются доминирующими, и 3) образуется значите льная доля (~ 2.7 x 10⁻⁴, по сравн ению c протонами) L-ядep в к осмическом излучени и. Кроме того, также пок азывается, что исправ ленная модель обеспе чивает обильное рожд ение L-ядep в оболочечно м газе и что излучении частицы остаются дом инирующими, и 3) образуе тся значительная дол я (~ 2.7 x 10⁻⁴, по сравнению c прот онами) L-ядep в космическ ом излучении. Кроме то го, также показываетс я, что исправленная мо дель обеспечивает об ильное рождение L-ядep в оболочечном газе и чт о излучении значительная доля (~ 2.7 x 10⁻⁴, по сравнению c протона ми) L-ядep в космическом и злучении. Кроме того, т акже показывается, чт о исправленная модел ь обеспечивает обиль ное рождение L-ядep в обо лочечном газе и что из лучении космическом излучен ии. Кроме того, также по казывается, что испра вленная модель обесп ечивает обильное рож дение L-ядep в оболочечн ом газе и что излучени и что исправленная мод ель обеспечивает оби льное рождение L-ядep в о болочечном газе и что излучении рождение L-ядep в оболоче чном газе и что излуче нии поглощаемой частицы ускоряет оболочку ли шь до умеренной степени.