Спостереження Юпітера виявляють просту масштабну залежність для прискорення частинок

У статті, опублікованій у журналі Nature, дослідницька команда представила уніфіковану модель, яка описує механізми прискорення заряджених частинок, що формують космічні промені. Ця модель пов'язує максимальну енергію прискорених частинок зі просторовою шкалою супершоку в середовищі. Це відкриття, отримане на основі даних з космічного апарата Juno NASA, що обертається навколо Юпітера, ставить під сумнів традиційну теорію і може пролити світло на загадкове походження космічних променів.

Всесвіт наповнений зарядженими частинками, які рухаються зі швидкістю, близькою до швидкості світла, і, як вважається, прискорюються колосальними супершоками. Ці шоки виникають на масштабах від планет до наднових зірок. Супершок — це перехід у стислому середовищі, де такі величини, як тиск, густина, температура та швидкість, змінюються різко. Шоки формуються, коли збурення поширюється швидше за локальну швидкість звуку, наприклад, коли супершвидкісний газ стикається з перешкодою. Через шок кінетична енергія, що характеризує колективний рух газу, перетворюється на теплову енергію, а в деяких випадках — на випромінювання (за умови ефективного охолодження).

Коли масивне тіло, таке як метеорит, вдаряє по поверхні Землі, раптова вивільнена енергія викликає ударну хвилю в атмосфері. Для спостерігача, що рухається разом з ударною хвилею, газ вгору (непорушений) тече до фронту шоку зі супершвидкістю, в той час як газ знизу віддаляється від нього зі субзвуковою швидкістю. З обох боків ударної хвилі газ стискається і нагрівається: газ знизу гарячіший, густіший і має вищий тиск, ніж газ вгору.

Атмосфера Землі достатньо густа, щоб частинки газу часто стикалися; тому її можна часто описувати як рідину, використовуючи рівняння гідродинаміки. Але велика частина космосу заповнена іонізованою речовиною низької густини, яку називають плазмою. У такому середовищі ударні хвилі не передаються безпосередніми зіткненнями між частинками, а через електричні та магнітні поля, які генерує сама плазма.

Ці беззіткнення ударні хвилі давно вважаються ефективними місцями прискорення частинок. У Сонячній системі зіткнення між сонячним вітром, плазмою, що рухається від Сонця, та магнітними полями планет створюють беззіткнення ударні хвилі, які називають дуговими ударними хвилями. Спостереження за прискоренням частинок в таких умовах є складними і раніше були переважно обмежені до магнітосфери Землі, але ситуація змінилася, зокрема завдяки космічному апарату Juno, який вивчає склад, атмосферу та магнітосферу Юпітера.

Дослідження Савваса Раптіса (Університет Джонса Гопкінса) та його колег тепер надають не менш важливу інформацію про фізику плазми навколо Юпітера. Автори проаналізували дані, зібрані Juno в регіоні вгору від ударної хвилі Юпітера, використовуючи вбудовані інструменти для вимірювання енергії електронів, що надходять від сонячного вітру та навколишнього середовища ударної хвилі.

Прискорення частинок у беззіткненних шоках зазвичай пов'язується з процесом дифузійного прискорення через шок, під час якого заряджені частинки отримують енергію за рахунок повторних відбиттів через фронт шоку. Рух частинок розсіюється турбулентними коливаннями магнітного поля з обох боків шоку, що дозволяє їм повертатися назад багато разів, а не втекти після одного проходження. До сьогоднішнього дня прямі спостереження, що дозволяють визначити, де у середовищі беззіткнення шоку прискорення є найбільш ефективним, залишалися обмеженими.

Аналізуючи вимірювання Juno, Раптіс та його колеги показують, що електрони можуть бути прискорені до енергій щонайменше одного мегаелектронвольта (МеВ), не через дифузійне прискорення через шок, а через короткочасні збурення плазми, які виникають у динамічному регіоні вгору від дугового шоку. Ці передшокові збурення генеруються взаємодією між відбитими частинками, коливаннями магнітного поля та потоком плазми, що надходить. Вони можуть нагрівати, розсіювати та прискорювати частинки, перш ніж ті досягнуть фронту шоку.

Астрономи показують, що максимальне прискорення електронів визначається просторовою шкалою зони перед шоком, яка збільшується з розміром ударної хвилі. Автори пропонують, що цю модель можна застосувати до інших астрономічних систем.

Аналіз астрономів вказує на те, що на планетарному масштабі розмір зони шоку вгору корелює з розміром ударної хвилі. Розмір зони прискорення частинок дозволяє розрахувати їх максимальну енергію за допомогою стандартного співвідношення (критерій Хілласа). Отже, існує тісний зв'язок між розміром зони шоку та енергією прискорених частинок. Дослідники приходять до важливого висновку, що можна передбачити максимальне прискорення, яке можуть досягти частинки в цих планетарних системах, виходячи лише з розміру системи шоку. Раптіс та його колеги роблять сміливий крок, стверджуючи, що ця модель застосовується до інших астрономічних систем, де відбуваються беззіткнення шоки, зокрема до струменів, що випромінюються молодими зірками (протозірками) та залишкам наднових. Запропонована структура дозволить об'єднати фізику прискорення через шок на масштабах, що відрізняються майже на десять порядків величини!

Поєднуючи спостереження Юпітера з історичними даними з інших планетарних середовищ, вони дійсно можуть екстраполювати цю масштабну залежність на астрономічні об'єкти, включаючи протозірковий струмінь HH 211 та залишки наднових SN 1987A і SN 1006. Застосування простору відомих параметрів для цих безвідносних ударних хвиль показує, що ці фундаментальні процеси можуть прискорювати частинки до енергій порядку десятків ТеВ, діапазону енергій, який, ймовірно, сприяє спостережуваній перерві електронів у спектрі космічних променів. Що ще важливіше, максимальні енергії, передбачені для SN 1006, узгоджуються зі спостереженнями, що безпосередньо підтверджує їх модель.

З огляду на це, наступним важливим кроком буде оцінка представленої моделі на інших астрономічних об'єктах (наприклад, різні залишки наднових, нових шоків, надгарячих Юпітерів або струменів гамма-спалахів) та визначення відносного внеску різних астрономічних прискорювачів у потік космічних променів. Ці прискорювачі включають не лише безвідносні ударні шоки (як ті, що вивчаються тут), а й такі явища, як радіаційні пояси, скупчення масивних зірок, блазари, надшвидкі вітри активних галактичних ядер і системи подвійних зірок. Ці роботи вимагатимуть глибоких симуляцій і спостережень, проведених міждисциплінарно.

Хоча це є викликом, розміри ударних хвиль, інтенсивність магнітного поля та властивості середовища, що оточує деякі протозіркові струмені та залишки наднових, можуть бути оцінені на основі прямих спостережень, що дозволить протестувати та уточнити запропоновану модель.

Планета, молода зірка та залишок наднової можуть здаватися мало пов’язаними: це дуже різні системи з широким діапазоном фізичних умов. Фасцинуюча гіпотеза Раптіса та його колег про те, що транзиторні структури плазми вгору від шоків можуть регулювати прискорення частинок у цих системах, повинна спонукати до подальшого вивчення астрофізичних середовищ, у яких прискорюються частинки, від планетарних до екстрагалактичних масштабів.