6. Пушки Вселенной

    Помимо высвобождения огромного количества энергии, взрыв сверхновой звезды сопровождается генерацией крупномасштабных магнитных полей - своеобразных магнитных облаков в окрестности места взрыва и ударной волной, расширяющейся с высокой скоростью в межзвездном пространстве плазменной оболочкой (см. рис.6.2). Именно с этим явлением, в первую очередь, и связан процесс ускорения частиц во Вселенной.

6.1. Космический ускоритель - Пэватрон

    Впервые идею ускорения космических лучей в результате множественных отражений от движущихся магнитных облаков выдвинул Э. Ферми в 1949 г. Вкратце этот механизм ускорения можно представить себе следующим образом.
    Космические частицы, блуждая во Вселенной, сталкиваются с магнитными облаками в межзвездной среде. Можно показать, что при многократных, случайных столкновениях энергия частиц будет увеличиваться. Причем энергетический спектр частиц будет степенным, что согласуется с результатами экспериментальных исследований космических лучей. Это - механизм ускорения Ферми первого порядка.
   Наиболее эффективно ускорение космических лучей происходит не на ранней фазе взрыва сверхновой, а на последующих, более поздних, по мере расширения газовой оболочки. Такой процесс ускорения в замкнутом объеме расширяющейся оболочки продолжается до тех пор, пока магнитное поле внутри не сравняется с внешним, межзвездным магнитным полем. После этого начинается процесс 'утечки' космических лучей из замкнутого объема оболочки сверхновой в галактическое пространство. Возникает диффузия частиц на магнитных неоднородностях межзвездной среды, обусловленной существованием здесь дрейфующих плазменных облаков. Частицы 'забывают' о своем происхождении и распределение направлений их скоростей в пространстве становится изотропным, т.е. они распространяются без выделенного вектора направления движения. Электроны, преимущественно высокоэнергичные, в процессе распространения теряют энергию вследствие генерации синхротронного излучения, а ядра - в результате ядерных столкновений. Это означает, что с течением времени, по мере распространения частиц в межзвездной среде, их химический состав и энергетические распределения изменяются. Следовательно, состав и энергетические спектры космических лучей, наблюдаемые нами в районе Земли, должны отличаться от спектров, характерных для источника - сверхновой, на ранней фазе ее развития.
   А тем временем все новые и новые сверхновые звезды взрываются во Вселенной, пополняя 'свежими' частицами межзвездное пространство. Так качественно выглядит процесс генерации космических лучей в галактиках.
    Однако этот механизм слишком медленный, т.е. частицы набирают энергию за достаточно длительное время. Оценки показывают, что за несколько миллионов лет их энергия увеличиться не более, чем в несколько раз.

Рис. 6.1. Остатки взрыва сверхновой звезды SN 1987. На рисунке показана качественная картина механизма ускорения частиц Ферми I рода на ударной волне - внешней оболочке сверхновой, распространяющейся в Магеллановом облаке. Снимок получен рентгеновским телескопом на спутнике 'Chandra'.

    Версия более эффективного ускорительного механизма типа Ферми была предложена в 70-х годах Г. Крымским и другими исследователями. В рамках этого механизма частицы дополнительно ускоряются за счет взаимодействия с сильной ударной волной, распространяющейся в среде межзвездного газа (рис. 6.1).
   К каким количественным оценкам приводит нас процесс ускорения частиц вблизи фронта ударной волны сверхновой? Представим себе частицы с энергией Е₁, которые движутся из области изотропного распределения через фронт волны в ее внутреннюю область. В результате взаимодействия частиц с ударными волнами сверхновой они увеличивают кинетическую энергию. Некоторые частицы остаются за волной, не испытывая ускорения, но другая часть их, ускоренная до величины Е₂, пересекает ударную волну в обратном направлении. В результате одного цикла происходит приращение энергии Е частицы на величину:

где U₁ - cкорость ударного фронта, U₂ - cкорость газа за фронтом, причем (U₂ < U₁) и с - скорость света. Затем частицы, оказавшиеся перед волной, захватываются ею. Возникает новый цикл ускорения. Многократное повторение этого процесса может привести к значительному увеличению энергии частицы.
    Подробный анализ такого механизма приводит к следующей формуле, демонстрирующей верхний достижимый предел ускорения частиц: E_max = BLZ, где В - напряженность магнитного поля, L - радиус траектории (ларморовский радиус) протона в магнитном поле, Z - зарядовое число ядра.
   Для межзвездного магнитного поля В3^.10^-6 Гс формула дает оценку Е_maxZ^.10¹⁴ эВ. Таким образом, согласно этой модели протоны космических лучей могут быть ускорены до энергий не выше 0.1 ПэВ.
    Однако, здесь заложена некоторая неопределенность, связанная с отсутствием надежных сведений о величине В. Возможно, значение В несколько превышает принятое сейчас в ряде моделей значение В3^.10^-6 Гс.
   В этом случае Е_max будет больше, чем приведенная выше оценка.
        Есть одна трудность в основе предложенных механизмов ускорения типа Ферми. В них рассматривается модель распространения ударной волны в межзвездной среде, уже содержащей частицы высоких энергий. Другими словами, теоретиками задается некий 'предускоренный' спектр частиц, или 'спектр инжекции', происхождение которого, вообще говоря, - неясно.

Рис. 6.2. Экспериментальные энергетические спектры всех частиц (различные значки) и модельные расчеты ускорения различных компонент (H, He и Fe) космических лучей в остатках сверхновой. Каждая компонента испытывает излом, соответствующий максимальным возможностям космического Пэватрона в соответствии с законом EmaxZ.1014 эВ, т.е., чем тяжелее частицы, тем при больших энергиях должно наблюдаться 'колено' для конкретного типа частиц. Спектр частиц при больших энергиях ('новая компонента') может быть объяснен существованием во Вселенной ускорительного механизма более мощного, чем взрыв сверхновой.

    Другое важное следствие данной модели состоит в том, что энергетические спектры ядерных компонент в районе Е_max должны испытывать так называемый 'скейлинг' - с увеличением заряда ядра Z или его массы сама величина Е_max в размерности полной энергии должна быть разной для различных ядер. С увеличением Z E_max увеличивается. Эти выводы качественно демонстрируются на рис. 6.2, где показан экспериментальный энергетический спектр 'всех частиц' и модельные представления энергетических распределений отдельных компонент космических лучей.
    Что это означает для физики космических лучей? Мощность сверхновых звезд ограничивает возможность ускорения частиц областью энергетического спектра в районе 'колена' (~3 ПэВ). Но из экспериментальных данных следует, что спектр 'всех частиц' продолжается вплоть до ЗэВ-ных энергий. Следует принять во внимание следующее соображение. В реальности происходит процесс взаимодействия частиц с ударными волнами от многих сверхновых звезд, распространяющихся в галактиках. Поэтому Е_max может еще больше возрасти. Теоретические оценки показывают, что в условиях взаимодействия космических лучей с конгломератом ударных волн Е_max может достигать величины ~10 - 100 ПэВ/нукл.
    Экспериментальным доказательством ускорения частиц на фронте ударной волной от вспышки сверхновой является, пожалуй, замечательная фотография остатков сверхновой SN 1987, полученная рентгеновским спектрометром на спутнике 'Chandra' (см. рис.6.1). На этом снимке яркие области представляют собой нетепловое рентгеновское излучение. Это - синхротронная эмиссия - излучение, вызванное взаимодействием электронов с окружающим магнитным полем на фронте ударной волны. Магнитные поля искривляют траектории движения частиц и они излучают радиацию. Энергия синхротронной радиации зависит от напряженности магнитного поля в районе ударной волны. Поэтому, наблюдаемое свечение в рентгене остатков сверхновых действительно демонстрирует ускорение частиц на фронте разлетающейся ударной волны.
    Итак, основными кандидатами на роль ускорителей космических лучей во Вселенной выступают сверхновые звезды. Их взрывы действительно создают условия для ускорения частиц - галактических космических лучей до ПэВ-ных энергий, т.е. это своего рода - Галактический Пэватрон.
    Но сверхновые, как впрочем, и другие объекты Вселенной - разные. Разные прежде всего по таким характеристикам как энергия взрыва, светимость, скорость разлета оболочки, ее состав и др. Так, взрыв сверхновой наблюдавшийся в 1997 г. (звезда СН1997СУ), по своей энергии (~3^.10⁵² эрг) в десятки раз превосходил среднее значение, характерное для сверхновых. В последние годы открыты, по крайней мере, 3 сверхновых, обладающие огромными скоростями разлета своих оболочек, достигающих >30000 км/сек. Они получили название гиперновых, т.е. звезд со сверхмощной энергетикой взрыва. Вполне возможно, это - отдельный класс звезд, отличающийся от 'обычных' сверхновых. Очевидно, что от энергии взрыва в первую очередь зависит максимальная энергия космических лучей (доля энергии остатка сверхновой, 'передаваемая' космическим лучам, может достигать десятков процентов).
    Поэтому, если принять гипотезу рождения космических лучей в результате множественных взрывов сверхновых и гиперновых, можно ожидать зависимости формы результирующего энергетического спектра частиц от статистического распределения взрывов звезд различного типа. В связи с этим интересно заметить, что оценки приводят к заключению, что всего лишь несколько процентов гиперновых при средней частоте их взрывов, не превышающей одного в 10 тысяч лет, могут обеспечить наблюдаемый поток космических лучей.

Рис.6.3. Сталкивающиеся галактики NGC 4038/9. Можно предположить, что здесь существуют гораздо более мощные ударные волны, чем в остатках сверхновых.

    Есть еще один наблюдательный факт - временная корреляция взрывов сверхновых, связанная с тем, что существуют повышенные концентрации таких звезд в их скоплениях. Происходящий в таких скоплениях взрыв одной сверхновой порождает взрывы близлежащих звезд-соседей. Срабатывает своеобразный триггер, вызывающий 'вселенскую' лавину взрывов. При этом в межзвездной среде распространяется 'суперпузырь' остатков гибнущих звезд:
    Такие 'суперпузыри' могут разгонять космические частицы до энергий, значительно превосходящих энергию 'колена' или, другими словами, традиционного Пэватрона - одиночной сверхновой со средней энергией взрыва. К тому же и магнитное поле в окрестности 'суперпузыря' может превышать параметры, характерные для средней межзвездной величины. Некоторые исследователи склонны полагать, что в этих областях поле достигает величин 30-45 мкГс, вместо 3 мкГс, принятых для 'обычного' межзвездного поля.
   Еще более мощные ускорители, чем сверхновые, можно искать и за пределами нашей Галактики...
    Во Вселенной, вне пределов нашей Галактики, существуют объекты, где можно ожидать более мощные, чем сопровождающие взрывы сверхновых, ударные волны, например, - в сталкивающихся галактиках (рис.6.3). Хотя такие событии происходят во Вселенной очень редко - возможно один раз в сотни миллионов лет, тем не менее в этих областях можно ожидать ускорения частиц до энергий, превышающих возможности ударных волн от сверхновых. Однако пока мы не располагаем экспериментальными доказательствами такого процесса.
    Теперь вернемся вновь к составу космических лучей.

6.2. Превращения звездного вещества или немного о возрасте космических странников

    Частицы космических лучей имеют релятивистские энергии: они преодолевают просторы Вселенной со скоростями, близкими к скорости света. Рождаясь в источнике, космические лучи 'наследуют' тот состав вещества, из которого состоит сам источник. Поэтому, изучая космические лучи, можно судить о химическом составе тех звезд, которые их образуют. Однако, не все так просто.
    Космические лучи, распространяясь во Вселенной, пронизывают довольно большое количество вещества - межзвездной пыли, ионизированных облаков и др. Встречая на своем пути другие частицы, они могут вступить в ядерные взаимодействия с ними. Результат - рождение новых частиц. Поэтому, очевидно, что состав частиц космических лучей, которые долетают до Земли, может отличаться от того, который образовался в источнике. Это и наблюдается в экспериментах у Земли.
    В составе космических лучей мы наблюдаем явный избыток таких элементов, как Li, Be, B, Sc, Ti и ряд других. Особенно много, по сравнению с естественной распространенностью элементов во Вселенной, легких - Li, Bе и В. Их вообще не следовало бы ожидать в космических лучах, т.к. они должны были 'исчезнуть' при рождении - выгореть в результате термоядерных реакций уже при температурах в несколько миллионов градусов. Расчетное относительное содержание этих элементов по отношению к водороду всего 10^-13. В табл. 4.1 приводится состав (относительно кислорода) элементов в ГКЛ и средней их распространенностью во Вселенной. Как это видно, расчеты явно не согласуются с реальной распространенностью этих элементов. Они на 2-3 порядка больше.
    Модель, которая может объяснить это различие, заключается в следующем. В отличие от других ядер эти частицы не образуются в результате нуклеосинтеза при горении звезд. Их источник - ядерные реакции, превращающие более тяжелые ядра в Li, Be, B. Это происходит при взаимодействии ГКЛ - протонов, гелия или же углерода, кислорода и азота с веществом межзвездной среды. В ядерной физике эти реакции хорошо известны - это реакции скалывания.
    Однако, в связи с образованием вторичных частиц в составе космических лучей в процессе их распространения, которыми по сути и являются Li, Be и В, возникает проблема. Она заключается в том, что того количества вещества, с которым должны были бы взаимодействовать первичные частицы из источника с тем, чтобы создать вторичные, просто нет в нашей Галактике. Полная масса всего вещества сквозь всю Галактику в несколько тысяч раз меньше, чем это необходимо для эффективного образования новых частиц.
    Ответ заключается в том, что космические лучи, едва появившись на свет, начинают блуждать, запутываться в Галактике. Это им довольно легко сделать, т.к. повсюду в Галактике встречаются неоднородности магнитного поля, заставляющие частицы изменять свои первоначальные траектории, т.е. рассеиваться. Движение частиц приобретает характер диффузии. Модель этого процесса довольно хорошо разработана, что позволяет сравнить ее результаты с экспериментом.
    Как указывалось выше, минимальная толщина вещества, необходимая для рождения вторичной компоненты космических лучей составляет ~5 г/см². Исходя из этой величины можно вычислить длину пути а, затем, зная скорость частицы, определить время ее жизни. Однако вещество в Галактике распределено неравномерно: его плотность в диске значительно превышает плотность в гало (рис.1.4). Получается некоторый разброс расчетных времен жизни или возраста космических лучей: от сотни миллионов до трех миллионов лет. Именно такое время - миллионы лет наши странники проводят в Галактике, прежде чем мы их сумеем зарегистрировать на Земли или вблизи нее. Поэтому нет ничего удивительного в том, что космические лучи 'забывают' о своем месте происхождения во Вселенной: их направление прихода к Земле не совпадает с направлением на источник их происхождения. Поток космических лучей становится изотропным, т.е. приход их с разных направлений равновероятен.

6.3. О чем говорят результаты экспериментов?

    Что пытаются найти и доказать в своих экспериментах физики? Безусловно, найти доказательства обсуждаемым моделям происхождения космических частиц или: опровергнуть их, или найти подходы к созданию новых.
    Галактический Пэватрон - космический ускоритель, разгоняющий частицы в результате взрывов сверхновых, является, пожалуй, наиболее популярным в настоящее время среди физиков. Давайте посмотрим, насколько эксперименты подтверждают эту модель.
    В предыдущих главах мы видели, что для изучения космических лучей применяются различные методики. Их можно разделить на 2 класса: это - метод ШАЛ, работающий в области сверхвысоких и ультравысоких энергий (за ПэВ-ной областью энергий), и прямые измерения частиц меньших энергий на аэростатах и спутниках с использованием детекторов, в основе которых лежит калориметрический метод. Оба эти метода перекрывают гигантский диапазон энергий - от сотен МэВ и фактически до предельных, ультравысоких - 10²⁰-10²¹ эВ.
    О чем свидетельствуют эксперименты, основанные на методе ШАЛ?
    В районе 'колена' спектры всех частиц по данным ШАЛ довольно хорошо согласуются друг с другом, демонстрируя переход от пологого спектра с 2.7 к более крутому (3.2). Достаточно ли этого для сопоставления с теоретическими моделями? - Нет.
    Согласно теории, ожидается существование верхнего предела энергии ускоренных частиц, причем, чем тяжелее частица, тем больше Е_max (т.к. Е_maxZ). Поэтому необходимы экспериментальные данные - энергетические спектры частиц по крайней мере от водорода (протонов) до железа, чтобы доказать справедливость гипотезы ускорения частиц в остатках сверхновых. Качественно это демонстрируется результатами расчетов на рис. 6.4, где изображены спектры отдельных видов ядер в районе 'колена'.
    А что нам дает эксперимент?
    В области за 'коленом', используя метод ШАЛ, энергетические распределения частиц различных масс можно получить только на основе моделирования процессов развития ливней в атмосфере. Нельзя сейчас утверждать, что разработанные модели адекватно описывают все реально существующие физические процессы ливня частиц. В моделях существуют неопределенности, приводящие к неоднозначности конечных результатов. Поэтому нет ничего неожиданного в том, что при попытках выделить спектры частиц с разными Z, их формы могут отличаться.
    На рис. 6.4 можно видеть зависимость от энергии Е 'средней массы' частиц ln А (ln A - расчетная величина, применяемая для оценки химического состава частиц: чем она больше, тем больше в потоке тяжелых частиц (для удобства представления она вычисляется в натуральных логарифмах). Обратите внимание на область за 'коленом': данные ШАЛ имеют здесь неоднозначный характер: нельзя сделать окончательного вывода о том, какова зависимость <ln А> от энергии. Вспомним (см. вновь рис. 6.2), что модели приводят к выводу об 'утяжелении' состава космических лучей в районе 'колена', т.е. <ln А> должен расти с ростом энергии.
    А какова ситуация с экспериментальными данными до 'колена', т.е. там, где работают только 'прямые' методы измерений космических лучей?
    Взгляните на рис. 6.5: здесь, наряду со спектром 'всех частиц', приведены спектры двух компонент - протонов (Н) и железа (Fe), полученных 'прямыми' методами в результате измерений космического излучения калориметрами и детекторами различного типа. Вблизи 'колена' данные рассеяны. Почему? Мала статистика событий, т.е. число частиц, зарегистрированных детекторами, недостаточно для достоверных выводов. Это следствие как малой длительности проведения экспериментов - экспозиции на аэростатах и спутниках, так и недостаточной площади (светосилы) самих детекторов для надежной регистрации частиц в области ТэВ-ных энергий и выше.

Рис. 6.4. Энергетическая зависимость 'средней массы' частиц космических лучей - характеристики массового состава частиц. Много данных (верхняя часть) свидетельствуют об 'утяжелении' состава ГКЛ с ростом энергии, но есть и результаты, противоречащие этому.

Рис. 6.5. Экспериментальные спектры протонов (Н) и железа (Fe) до 'колена' не вносят определенности о форме спектра в районе 'колена' из-за недостаточной статистики. Требуется проведение экспериментов в области энергий, близких к 'колену' с помощью установок большeй площади.

    Каковы перспективы дальнейших исследований в области 'колена'? Безусловно, кардинально решить проблему мог бы запуск в космос прибора большого, с достаточной светосилой, для измерений вплоть до ~10 ПэВ всех основных компонентов космического излучения. Проблема в том, что такой прибор должен весить не менее 10 тонн.

Рис. 6.6. Один из проектов большой установки для изучения космических лучей в районе 'колена' на борту Международной космической станции. Ее вес - несколько тонн.

    И проекты такие есть. Наиболее подходящая космическая платформа для проведения таких экспериментов - Международная космическая станция, где можно установить прибор столь большой массы. Будем надеяться, что такой проект осуществится (рис. 6.6).
    Теперь обратим внимание на самый 'край' энергетического спектра - его 'ступню'. Здесь экспериментальных данных не так уж много. И это, конечно, связано с чрезвычайно низким потоком космических лучей в этой области.
    Из известных спектров космических лучей, следует (см. рис. 4.4) , что количество частиц при энергии 10¹⁸ эВ это всего 1 частица/км²стер^.год. Для более яркого сопоставления приведем следующие цифры. Каждую секунду около 200 частиц космических лучей с энергией несколько миллионов эВ (10⁶ эВ = 1 МэВ) падают на квадратный метр поверхности. При больших энергиях, как мы видели (рис. 4.4), их поток резко снижается и при энергии в 10¹⁸ эВ = 1 ЕэВ достигает земли всего 1 частица в неделю на квадратный километр. А при самых больших энергиях, около 10¹⁹ эВ, - 1 частица на квадратный километр в 100 лет. Отсюда - необходимость создания гигантских установок для их регистрации. Только 3 установки работают в настоящее время в области энергий >10¹⁷ эВ. Среди них - самая крупная - 'Pierre Auger' в Аргентине.
    Чтобы представить себе масштабы этой установки, приведем несколько цифр: 1600 детекторов на расстоянии 1.5 км друг от друга расположены на площади около 3000 км², образуя шестиугольник с максимальным расстоянием между вершинами около 70 км. Это больше, чем Москва, Париж и многие другие города мира.
    Сопоставим основные характеристики действующих в настоящее время самых крупных установок ШАЛ (таблица 6.1).

Таблица 6.1. Количество ливней с E>5^.10¹⁹ эВ по измерениям на разных наземных установках ШАЛ

   Из этой таблицы видно, что 'Pierre Auger' действительно обладает уникальными возможностями для работы в области ультравысоких энергий космических лучей: ожидаемое количество событий - частиц космических лучей при энергиях E > 5^.10¹⁹ эВ за годовую экспозицию ожидается около 300. Эта установка только начала эксплуатироваться и пройдет несколько лет, прежде чем мы получим результат в этой области энергий космических лучей. Какой?
   Посмотрим на имеющиеся в нашем распоряжении результаты.
    Впервые ливень в атмосфере, вызванный частицей с энергией 1 ЗэВ =10²⁰ эВ, был зарегистрирован на установке Volcano Ranch в Нью-Мексико, США, в 1960 г. Именно тогда, более чем 40 лет назад стало ясно, что в природе существуют частицы столь гигантских энергий. Затем аналогичный ливень с энергией первичной частицы 10²⁰ эВ был зарегистрирован на Якутской установке в 1989 г. Он даже получил собственное имя 'Ариан' - в честь одного из создателей этой установки - Ариана Кузьмина. А самая большая энергия частицы, зарегистрированная в космических лучах, - 3,2^.10²⁰ эВ. Это произошло в ноябре 1991 г. на установке HiRes в США. Через три года, в 1994, частица с энергией 2^.10²⁰ эВ была зарегистрирована на установке AGASA в Японии.

Рис. 6.7. Экспериментальные данные по энергетическим спектрам космических лучей при ультравысоких энергиях не могут пока свидетельствовать ни в пользу существования 'обрезания' спектра космических лучей, ни о его продолжении в сторону больших энергий.

    Статистика событий в этой области энергий набирается очень медленными темпами - уж слишком мал поток космических лучей в этой области энергий. На рис. 6.7 показаны спектры частиц, полученные в последнее время на установках AGASA и в Якутске. Здесь мы видим расхождение в результатах - данные Якутска демонстрируют загиб спектра (хотя статистика здесь еще недостаточна), а данные AGASA - рост потоков.
    Конечно, есть сторонники тех или иных результатов, но все же следует констатировать, что в экспериментальном плане вопрос о форме спектра в этой области энергий остается открытым.
    А что нам говорит теория? Теория приводит нас к выводу, что таких частиц вообще не должно быть!

 6.4. Электроны в космических лучах

    В отличие от ядер, электронов очень мало, не более ~1% от полного потока космических лучей. Тем не менее, этот компонент космического излучения очень интересен. Дело в том, что электроны подвержены очень эффективным потерям энергии в процессе их путешествия во Вселенной. Это и ионизация, и тормозное, и синхротронные типы излучений, а также комптоновское рассеяние. Именно из-за своих потерь электроны чрезвычайно чувствительны к магнитному полю и межзвездной материи. Эти поля ограничивают возможность распространения электронов на далекие расстояния от источников. Ограничения связаны с синхротронными потерями и обратным комптоновским рассеянием: при больших энергиях спектр электронов претерпевает изменения - поток частиц должен исчезать. Ожидается, что это обрезание - 'колено' в спектре электронов, будет наблюдаться при энергиях порядка ТэВ, т.е. значительно меньших, чем для ядерного компонента ( если обрезание, конечно, существует).

Рис.6.8. Энергетические спектры электронов, измеренные в разных экспериментах. Сплошная линия - расчет спектров от далеких источников электронов, расположенных на расстояниях более чем 1 килопарсек (кпк). Видна тенденция к существованию 'колена' при энергии ~1 ТэВ, но статистика не позволяет сделать окончательного вывода. В правой части показаны модельные расчеты спектров от 'ближних' источников Vela (на разных расстояниях) и Monogem.

    Взглянем на экспериментальные спектры электронов (см. рис.6.8). Мы не можем категорично утверждать, что спектр электронов действительно обрезан при энергиях более ~1 ТэВ - статистика мала в этой области. Но 'тенденция' формы спектра к обрезанию наблюдается. И для окончательного вывода нужны новые эксперименты в космосе. Они готовятся. Наиболее крупный среди них - японский эксперимент CALET планируемый к запуску на Международную космическую станцию.
    Представим себе, однако, что когда будут опубликованы новые результаты по электронам высоких энергий, более 1 ТэВ, окажется, что они существуют - обрезания спектра нет. Что это будет означать? Этот факт с определенностью нам укажет, что на близких от нас расстояниях действительно существуют источники, генерирующие такие электроны. Наиболее очевидные источники - опять-таки сверхновые, но расположенные на расстояниях порядка 300 парсек от нашей Солнечной системы. Это - недалеко. Очевидно, что таких сверхновых - кандидатов в источники электронов должно быть очень мало. Оценки показывают частоту их появления - не более 2-5 за последние 300 тысяч лет!
    Почти все они в нижеприведенной таблице 6.2. Здесь приведены расстояния до этих звезд и рассчитанная максимальная энергия генерируемых электронов.

Таблица 6.2. Звезды - кандидаты в источники электронов космических лучей высоких энергий

    Наряду с экспериментальными данными на рис.6.8 показаны модельные расчеты спектров электронов от сверхновых звезд Vela и Monogem. Они действительно, могут 'поднять' электронный спектр с 'колена' - не дать дать ему 'загнуться' при Е~1 ТэВ. Так это или нет - покажут только будущие эксперименты.