At first glance, the fastest way out of a spiral galaxy seems obvious. The Milky Way is wide and thin, so leaving it by moving perpendicular to the Galactic disk should be much quicker than traveling along the disk itself.
But the Galaxy is more than just what we see in stars and light. The bright disk is surrounded by a large amount of matter that does not shine, or shines very weakly, and by extended magnetic fields. This invisible environment forms a vast halo around the Galaxy. Cosmic rays move through this halo before they can truly escape into intergalactic space.
This means that the real question is not simply how thick the visible disk of stars is. Instead, we must ask how thick the Galaxy is as a whole, including this invisible region. And answering this question requires more than simple geometry.
The answer comes from cosmic rays. Cosmic rays are high-energy particles and nuclei that travel through the Galaxy almost at the speed of light. Some of them are created in powerful events such as supernova explosions. Others are produced later, when cosmic rays collide with gas between the stars. Because of Galactic magnetic fields, these particles do not move in straight lines. They wander through the Galactic halo, interacting with matter and fields, before they finally escape.
This halo defines how long cosmic rays stay inside the Galaxy and how much matter they pass through. Knowing its size is essential if we want to understand and predict the physical processes happening inside the Milky Way.
A key role is played by radioactive particles. Radioactive means that a particle is unstable and can decay after some time. If a radioactive cosmic ray spends too long inside the Galaxy, it may decay before reaching Earth. If it escapes faster, it survives. By comparing radioactive particles with similar but stable ones, scientists can estimate how long cosmic rays usually remain confined inside the Galaxy. From this, we can infer the thickness of the Galactic halo.
Here it is useful to explain one more idea. An isotope is a version of the same chemical element with the same number of protons, but a different number of neutrons. Isotopes behave almost the same chemically, but they can have very different physical properties. Some are stable, others are radioactive. This difference makes isotopes extremely useful as natural clocks.
The image was generated by an AI based on the text.
Beryllium provides a very good example. In space, beryllium is mostly produced when heavier cosmic rays, such as carbon or oxygen, collide with interstellar gas. There are two important isotopes. Beryllium 9 is stable. Beryllium 10 is radioactive and decays over about one million years. The ratio between these two isotopes works like a clock. It tells us how long cosmic rays have been traveling through the Galaxy before reaching us.
In our Galaxy this clock works in a very specific physical regime. Cosmic rays spend on the order of ten million years diffusing through the Galactic halo before they escape into intergalactic space. This residence time is much longer than the one million year lifetime of beryllium 10, so most of the radioactive isotope has enough time to decay while the stable beryllium 9 survives. In practical terms beryllium 10 has two ways to disappear, by decay and by escape from the Galaxy, while beryllium 9 only has one because it does not decay. The longer cosmic rays are confined the more beryllium 10 is lost relative to beryllium 9, and the lower their ratio becomes when we finally measure them near Earth. This is why the beryllium 10 to beryllium 9 ratio encodes the residence time of cosmic rays in our Galaxy.
Beryllium 10 also exists on Earth. It is created when cosmic rays hit our atmosphere and is used by geologists to date rocks and ice. In space, however, the same isotope helps us measure something much larger. It allows us to estimate the true vertical size of our Galaxy.
This is exactly what the AMS-02 experiment does on board the International Space Station. AMS can identify cosmic-ray elements and even separate their isotopes with very high precision. By measuring the ratio of beryllium 10 to beryllium 9, we can estimate how thick the Galactic halo is and how quickly cosmic rays can escape the Milky Way.
This measurement is important for many reasons. It helps us model how cosmic rays interact with matter inside our Galaxy and how many secondary particles are produced. Among them are positrons, which are the antimatter partners of electrons.
AMS observes more high-energy positrons than simple models predict. To understand whether this excess could be related to dark matter, we must first know the ordinary background very well. Secondary positrons form this background, and their predicted amount depends strongly on how long cosmic rays stay inside the Galaxy — and therefore on the size of the Galactic halo.
By studying a few rare radioactive nuclei in space, we learn how thick our Galaxy really is. At the same time, we improve our models of cosmic-ray physics and make the search for dark matter more reliable.
Как быстро можно покинуть нашу Галактику?
В качестве простого мысленного эксперимента представьте, что у вас есть космический корабль и вы хотите покинуть Млечный Путь. Разумеется, это не реалистичный сценарий космического полёта, а лишь способ наглядно представить устройство нашей Галактики. В каком направлении это сделать лучше всего? Полёт к галактическому центру занял бы чрезвычайно много времени, поскольку в этом направлении Галактика простирается на десятки тысяч световых лет. Полёт вдоль галактического диска к его краю тоже был бы очень долгим.
На первый взгляд кажется, что самый быстрый путь наружу — это движение перпендикулярно галактическому диску, вверх или вниз. Спиральные галактики широкие, но сравнительно тонкие, поэтому такая геометрия выглядит очевидной.
Однако Галактика — это не только звёзды, которые мы видим. Светящийся диск окружён большим объёмом вещества, которое почти не излучает свет, а также протяжёнными магнитными полями. Всё вместе это образует галактическое гало — невидимую, но очень важную часть Млечного Пути. Именно через неё должны пройти частицы, прежде чем окончательно покинуть Галактику.
Поэтому настоящий вопрос звучит так: насколько толста наша Галактика на самом деле, если учитывать не только видимый диск, но и это окружающее его гало? Ответ на него нельзя получить простой геометрией.
Ключ к решению дают космические лучи. Это высокоэнергичные частицы и атомные ядра, которые движутся по Галактике почти со скоростью света. Часть из них рождается в мощных астрофизических источниках, например при взрывах сверхновых. Другие появляются позже, когда космические лучи сталкиваются с межзвёздным газом. Из-за галактических магнитных полей они не летят по прямой, а долго блуждают в гало, прежде чем вырваться в межгалактическое пространство.
Размер этого гало определяет, как долго космические лучи остаются в Галактике и с каким количеством вещества они взаимодействуют. Это критически важно для понимания и моделирования процессов, происходящих в Млечном Пути.
Особую роль здесь играют радиоактивные частицы. Радиоактивность означает, что ядро нестабильно и распадается через определённое время. Если радиоактивная частица слишком долго находится в Галактике, она может распасться ещё до того, как достигнет Земли. Если же она покидает Галактику быстрее, распада не происходит. Сравнивая количество радиоактивных и стабильных частиц, можно оценить, сколько времени космические лучи проводят в галактическом гало, а значит — определить его толщину.
Здесь важно пояснить ещё одно понятие. Изотопы — это разновидности одного и того же химического элемента, у которых одинаковое число протонов, но разное число нейтронов. Химически они ведут себя почти одинаково, но их физические свойства могут сильно различаться. Некоторые изотопы стабильны, другие — радиоактивны. Именно поэтому изотопы можно использовать как своего рода природные часы.
Хорошим примером служит бериллий. В космосе он почти не образуется в звёздах. Основной источник бериллия — столкновения тяжёлых космических лучей, таких как углерод или кислород, с межзвёздным газом. Существуют два особенно важных изотопа бериллия. Бериллий-9 стабилен. Бериллий-10 радиоактивен и распадается примерно за миллион лет. Отношение между ними позволяет определить, сколько времени космические лучи путешествовали по Галактике.
В нашей Галактике эти «часы» работают в очень характерном физическом режиме. Космические лучи проводят в её окрестностях порядка десяти миллионов лет, медленно блуждая в галактическом гало, прежде чем покинуть его и уйти в межгалактическое пространство. Это время намного больше миллионолетнего периода полураспада бериллия-10, поэтому большая часть радиоактивного изотопа успевает распасться, в то время как стабильный бериллий-9 сохраняется. Иначе говоря, у бериллия-10 есть два пути исчезнуть из системы, распад и вылет из Галактики, тогда как у бериллия-9 только один, поскольку он не распадается. Чем дольше космические лучи удерживаются в нашей Галактике, тем больше бериллия-10 теряется по сравнению с бериллием-9, и тем ниже оказывается их отношение, когда мы измеряем его у Земли. Именно поэтому отношение бериллий-10 к бериллию-9 отражает время, которое космические лучи провели в Галактике.
Бериллий-10 встречается и на Земле. Он образуется, когда космические лучи сталкиваются с атмосферой, и используется, например, для датировки горных пород и льда. В космосе же этот же изотоп помогает измерять нечто гораздо более масштабное — истинную вертикальную толщину нашей Галактики.
Именно этим занимается эксперимент AMS-02, установленный на борту Международной космической станции. Он способен с высокой точностью измерять состав космических лучей и различать отдельные изотопы. Измеряя отношение бериллия-10 к бериллию-9, мы можем оценить толщину галактического гало и понять, насколько быстро космические лучи покидают Млечный Путь.
Это важно не только само по себе. Размер гало определяет объём взаимодействий космических лучей с веществом Галактики и количество вторичных частиц, которые при этом образуются. К таким частицам относятся позитроны — античастицы электронов.
Эксперимент AMS наблюдает избыток высокоэнергичных позитронов по сравнению с простыми моделями. Чтобы понять, связано ли это с новой физикой, например с тёмной материей, необходимо сначала очень точно рассчитать обычный фон. А этот расчёт напрямую зависит от того, как долго космические лучи удерживаются в Галактике и каков размер её гало.
Таким образом, изучая всего несколько редких радиоактивных атомных ядер в космосе, мы можем определить истинные размеры нашей Галактики, улучшить модели распространения космических лучей и сделать поиски тёмной материи более надёжными.
Main page 