Диссертация (1155099)

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла

Федеральное государственное автономное образовательное учреждениевысшего профессионального образования”Российский университет дружбы народов”Факультет физико-математических и естественных наукКафедра прикладной физики----------------------------------------------------------------------------------------------На правах рукописиМкртичян Гоар Сергеевна(Россия)ДИНАМИКА ТРАЕКТОРИЙ НА ФАЗОВОЙ ПЛОСКОСТИ ПРИУЛЬТРАРЕЛЯТИВИТСТСКОМ СЕРФОТРОННОМ УСКОРЕНИИЗАРЯЖЕННЫХ ЧАСТИЦ ЭЛЕКТРОМАГНИТНЫМИ ВОЛНАМИ ВКОСМИЧЕСКОЙ ПЛАЗМЕСпециальность 01.04.02 – Теоретическая физикаДИССЕРТАЦИЯна соискание ученой степеникандидата физико-математических наукНаучный руководитель:доктор физико-математических наукЕрохин Н.С.Москва, 20161ОГЛАВЛЕНИЕВВЕДЕНИЕ………………………………………………………………………..…4Глава 1. Основные уравнения модели серфотронного ускорения частицэлектромагнитной волной в магнитоактивной плазме и характеристикиускоренных зарядов ……………………………………………………………….12Раздел 1.1.

Модель серфотронного ускорения быстрых заряженных частицмонохроматическойэлектромагнитнойволнойвплазме,интегралыдвижения, асимптотики энергии, компонент импульса и скорости присильном ускорении ………………………………………………………………… 13Раздел 1.2.Результаты численных расчетов серфотронного ускоренияэлектронов электромагнитной волной, структура фазовой плоскости принерелятивистской начальной энергии частиц………………………………..….

17Раздел 1.3. Модель серфотронного ускорения электронов пространственнолокализованным пакетом электромагнитных волн при слаборелятивистскихначальныхэнергияхчастиц.Результатычисленныхрасчетовприультрарелятивистском ускорении захваченных частиц ……….………….. 20Раздел 1.4. Основные результаты главы 1. …………………………………...… 25Глава 2. Численное исследование ультрарелятивистского серфотронногоускорения при умеренных начальных энергиях заряженных частиц……….

27Раздел 2.1. Численные расчеты серфотронного ускорения электронов электромагнитной волной при умеренных начальных энергиях частиц. Динамикатраекторий на фазовой плоскости ………………………………………………27Раздел 2.2. Численные расчеты серфотронного ускорения электроновпространственно локализованным пакетом электромагнитных волн приумеренных начальных энергиях частиц. Динамика траекторий на фазовойплоскости ………………………………………………………………..……...... 332Раздел2.3.Оценкихарактерныхэнергийускоренныхчастицприсерфотронном ускорении в космической плазме гелиосферы . ………………42Раздел 2.4. Основные результаты главы 2……………………………………..

44Глава 3. Анализ динамики структуры фазовой плоскости при захвате частицэлектромагнитными волнами и последующем серфотронном ускорении дляультрарелятивистских начальных энергий зарядов ……………………... 46Раздел 3.1. Численные расчеты серфотронного ускорения электронов монохроматической электромагнитной волной при ультрарелятивистских начальных энергиях частиц. Динамика траекторий на фазовой плоскости …..…46Раздел 3.2. Численные расчеты серфотронного ускорения пространственнолокали-зованным пакетом электромагнитных волн при ультрарелятивистских начальных энергиях частиц.

Динамика траекторий частицы нафазовой плоскости ………………………………………………………………..49Раздел 3.3. Оптимальные условия реализации серфотронного ускорения заряженных частиц электромагнитными волнами в космической плазме ……....62Раздел 3.4. Основные результаты главы 3. ………………………………………64Заключение……………………………………………………………………………66Публикации автора по теме диссертации ………………………………………..69ЛИТЕРАТУРА ………………………………………………………………......... 713ВВЕДЕНИЕАктуальность проблемыАктуальность данного исследования связана, в частности, с возможнымиприложениями в физике космических лучей и околоземного пространства. Земляпостояннобомбардируетсязаряженнымичастицами,приходящимиизмежзвёздного пространства. Обычно заряженные частицы с кинетическойэнергией Е свыше 100 Мэв называют космическими лучами (КЛ), а с меньшейэнергией, порядка (1100) Мэв – субкосмическими лучами. Иногда интенсивностьКЛ резко возрастает за счёт потоков частиц, порождаемых вспышками на Солнце.КЛ напоминают сильно разреженный релятивистский газ, частицы которогопрактически не взаимодействуют друг с другом, но испытывают редкиестолкновения с веществом межзвёздной и межпланетной сред, а также воздействиекосмических магнитных полей.

В составе КЛ преобладают протоны, имеютсятакже электроны, позитроны, ядра гелия и атомных ядер, например, 1Н, 3Li, 4Be,10B, 56Fe и 60Co.В окрестности Земли плотность потока КЛ составляет величину порядка J ~(0.20.3) частиц/см2секстерадиан. Несмотря на то, что объемная концентрациячастиц КЛ довольно мала N ~ 10-10 /см3, космические лучи обладают значительнойплотностью энергии W = 1,5 эВ / см3, которая сравнима с плотностью энергиигалактического магнитного поля и плотностью энергии турбулентных движениймежзвездного газа. Поэтому КЛ необходимо учитывать при анализе динамикипроцессов в космической среде . Полная энергия КЛ для всей Галактики порядка1055 эрг, а с учетом галактического радиогало она составляет ~ 1056 эрг.Характерное время жизни частиц в КЛ с учетом гало толщиной ~ 4 кпк (1 парсек 3.081013 км) порядка 108 лет.

Из сказанного выше следует, что источник генерацииКЛ в Галактике обадает мощностью не менее (1040  1041) эрг/сек., что скорее всегообеспечено сверхновыми, пульсарами и взрывами галактического ядра. Однако,галактическое ядро не может быть источником регистрируемых в окрестностиСолнца КЛ-электронов с энергиями E > (1  10) Гэв поскольку, согласно оценкам,4они на пути в солнечную систему теряют свою энергию за счет синхротронных икомптоновских потерь. Характерное время тормозных потерь энергии электронамиКЛ порядка е = 3107 лет, что значительно меньше времени их движения вгалактическом газовом диске [1].Какпоказалиисследования,развитиевкосмическойплазменеустойчивостей, формирование турбулентности, генерация волн приводят кэффективному рассеянию и перемешиванию КЛ. Поэтому, даже первоначальносильно анизотропное распределение КЛ по направлениям импульсов частиц(особенно в окрестности источников их генерации) достаточно быстро релаксируетв Галактике и межгалактическом пространстве к изотропному распределению, аих анизотропия становится весьма малой.

Таким образом, наблюдаемое почтиизотропное распределение КЛ по направлениям их прихода обусловленоперемешиваниемКЛвтурбулентноймежзвезднойсреде,включающейстохастические магнитные поля.Следует отметить, что диаметр галактического газового диска порядка 2R ~1023 см, его толщина порядка 61020 см, а магнитное поле в среднем имеет величинуH0 ~ 510-6 Гс. За время пребывания КЛ в Галактике они проходят толщу вещества10 г / см2 для энергии порядка 1 Гэв на нуклон. По существующим в настоящеевремя представлениям космические лучи самых высоких энергий должны бытьвнегалактического происхождения и, соответственно, онидолжны иметьравномерное распределение по Вселенной. В качестве основных механизмовгенерации КЛ обычно рассматриваются ускорение Ферми первого рода примногократном пересечении фронта ударной волны релятивистскими частицами истохастическое ускорение зарядов случайными МГД-волнами.Одним из механизмов генерации релятивистских частиц в космическойплазме является формирование потоков ультрарелятивистских заряженных частиц,когда они резонансно взаимодействуют с электромагнитными волнами - серфингзарядов на электромагнитных волнах.

Реализация механизма серфотронногоускорения заряженных частиц в магнитоактивной космической плазме происходитпри следующих главных условиях:5фазовая скоростьэлектромагнитной волны должна быть меньшескорости света в вакууме (при выполнении этого условия возможен черенковскийрезонанс волна-частица);амплитуда волны должна быть больше некоторого пороговогозначения (при выполнении этого условия и при наличии внешнего магнитногополя возникает эффективный потенциал, который удерживает частицу вускоряющей фазе поля электромагнитной волны);во время захватаскорость заряда в направлении распространенияволны должна быть близка к фазовой скорости волны.Исследование механизмов формирования потоков ультрарелятивистскихчастиц входит в число актуальных задач современной астрофизики и представляетинтерес для проблемы генерации космических лучей.

Характеристики

Тип файла PDF

PDF-формат наиболее широко используется для просмотра любого типа файлов на любом устройстве. В него можно сохранить документ, таблицы, презентацию, текст, чертежи, вычисления, графики и всё остальное, что можно показать на экране любого устройства. Именно его лучше всего использовать для печати.

Например, если Вам нужно распечатать чертёж из автокада, Вы сохраните чертёж на флешку, но будет ли автокад в пункте печати? А если будет, то нужная версия с нужными библиотеками? Именно для этого и нужен формат PDF - в нём точно будет показано верно вне зависимости от того, в какой программе создали PDF-файл и есть ли нужная программа для его просмотра.

Список файлов диссертации