1) observational cosmology
观测宇宙学
1.
The observational cosmology and its recent progress are reviewed, including observational methods, Hubble constant, Hubble time, dark matter, dark energy, cosmic background radiation, large-scale structure, element abundance and active galactic nucleus, neutrino, gamma-ray bursts etc.
系统介绍了观测宇宙学和其最新进展,包括观测手段和哈勃常数和宇宙的年龄、宇宙的暗物质、暗能量、背景辐射、大尺度结构、元素丰度、活动星系核、中微子、γ暴等热点问题,并提出了观测宇宙学存在的问题和挑战。
2) cosmometry
宇宙测定学
3) observations-space vehicle
观测-宇宙飞行器
4) cosmic rays observation room
宇宙射线观测室
5) Universe outlook of Chinese phylosophy
中国哲学宇宙观
6) philosophical concept of human macrocosms
大宇宙哲学观念
1.
Taking the reflections on the ultimate existence and development of man in the future as its main purpose and task,and upholding and applying the dialectic interactive law of object practice ontology and subject practice ontology,the philosophical concept of human macrocosms is a philosophical concept formed with the transformation of global man into macrocosm man.
大宇宙哲学观念是以思考未来人类的终极存在和发展为根本目的和任务,是以客体实践本体论和主体实践本体论辩证互动规律的掌握和运用,由地球人转变为大宇宙人而形成的哲学思想。
补充资料：宇宙线的观测
宇宙线实际上是存在于宇宙空间的高能粒子，宇宙线的观测仪器本质上就是高能粒子探测器。与加速器的粒子束相比，宇宙线具有能量高、能域宽（从几千电子伏到 1020电子伏）、能谱陡、流强弱、能量不单一和粒子成分复杂等特点,因此要求对它的探测面积大,观测时间长。为了避开不需要的粒子背景，区别不同类型的粒子和初、次级宇宙线,选择不同能区的粒子,宇宙线的观测分为高空、高山、海平面和地下观测几种方式。宇宙线的研究大体可分为初级宇宙线（包括日地空间物理）、天体物理和高能物理研究三个方面，前二者都是在大气层顶部或大气层外进行观测，后者一般是在地面（包括高山）或地下进行观测。
高空观测 运载高空观测仪器的手段有飞机（飞行高度10～20千米）、气球（飞行高度30～50千米，见彩图）、火箭和人造卫星（远离大气层）。初级宇宙线（日地空间物理主要通过对它的研究）主要是各种原子核，研究中观测的物理量主要是它们的电荷、速度、能量及其含量丰度以及它们与靶物质的核作用过程和截面等。一般用切伦科夫计数器、闪烁计数器或固体径迹探测器测定粒子的速度和电荷，用量能器和径迹室测量粒子的能量和次级粒子的径迹。图1是一个在气球上观测初级宇宙线的例子。图中1是气体切伦科夫计数器,测量粒子能量；2和6是固体介质（1厘米厚塑料和聚四氟乙烯）切伦科夫计数器，测量粒子电荷；3～5是由有机玻璃、铁板和正比计数器组成的粒子描迹仪；7是由乳胶叠、X射线感光片和塑料径迹探测器片组成的量能器；8是闪烁计数器,与切伦科夫计数器联合做记录触发并测量次级粒子爆。整个装置观测能量范围为(2～100)×1012电子伏。
天体物理观测内容包括天体发射的射线(主要是X、γ射线)强度及其随时间的变化、能谱、射线源的位置和线度等。强度和能谱的测量,按能量的高低不同,常采用多丝正比室、半导体探测器、 闪烁计数器〔NaI（Tl）、CaI(Tl)〕、火花室和漂移室等加上金属准直器组成射线望远镜。例如图2是中国在气球上观测中子星X射线的望远镜。主晶体CaI(Tl)用于探测中子星的硬X 射线（30～300千电子伏）、NaI(Tl)晶体用于屏蔽散射和反照的γ射线本底，塑料闪烁体用于屏蔽带电粒子，两者均为主动式屏蔽，铅锡铜的井型夹层和铜片准直器用于限制视场角和作被动式屏蔽，三种闪烁体的闪烁光都用同一个光电倍增管测量，用电子学脉冲形状鉴别方法鉴别来自三种闪烁体的信号并做分别处理。测量的有用信号数字化后送到调频系统，经调制发回地面接收，解调后送微型计算机处理。
射线源的位置和线度用空间成像技术（多孔编码板成像和旋转调制成像技术）测定。
高山观测 超高能宇宙线能量每增加一个数量级宇宙线流强就降低约两个数量级，其中强子成分在大气中发生多次作用，能量降低并逐渐被吸收。为了研究超高能强作用并采集足够多的作用事例，需要到高山布置大面积探测器进行观测。有观测强子作用过程和寻找新粒子的磁谱仪和量能器，观测超高能核作用的乳胶室两大类。 中国云南高山站（海拔3200米）的大型云室磁谱仪和西藏甘巴拉山（海拔5500米）乳胶室（见彩图）就属于这两类。乳胶室由X 射线感光片与薄铅板(或铁板)交替水平叠放组成（图3）。一个超高能γ光子(或电子)进入乳胶室产生电磁级联簇射,逐渐发展到极大而后衰减,簇射粒子（光子、电子）在X射线感光片上产生黑斑。强子进入乳胶室(图4)可在室内发生核作用,所产生的π0介子衰变为2γ光子也能在X 射线感光片上形成黑斑。通过测量黑斑在不同深度处的黑度，可以定出粒子的能量。通常用薄型乳胶室测量γ簇射，用厚型室加以靶层观测高能强子核作用过程。乳胶室的工作能区为1014～1016电子伏。
海平面观测 能量为1014～1020电子伏的初级宇宙线（主要是质子和原子核）进入大气层产生广延大气簇射。其中的强子、新粒子集中在簇射轴心区，γ、e和X子可以扩展到半径几十米到几公里的面积上。因此须用大量不同类型的探测器布成阵列来观测。多数阵列在海平面，也有在高山的。一个综合性的阵列包括：①心区强子探测器，观测强子核作用级联和能量。②心区电子探测器，主要是塑料闪烁计数器或火花室等。观测簇射轴心位置、心区电子密度和空间结构，特别是观测多心结构研究核作用过程中的大横动量现象。③快时间探测器（四个以上的塑料闪烁计数器），安放在阵列中心区，测量簇射前沿结构和到达方向。④外围电子密度计数器（塑料闪烁计数器），测量簇射电子密度及其横向分布，确定簇射大小和原初粒子能量。⑤X子探测器。将塑料闪烁计数器或正比计数器放在一定吸收物下面（或地下），分布在阵列外围,测量簇射中一定能量以上的X子密度及其横向分布。⑥大气切伦科夫和荧光探测器。用光电倍增管在无月清澈夜晚对准天空观测簇射中的带电粒子激发空气分子而产生的切伦科夫光和大气荧光，可以研究单个簇射在大气层中的纵深发展，以便研究核作用机制，鉴别原初粒子类型。
此外,高能X子物理研究中，在海平面也用大型磁谱仪测出X子在磁场中的偏角，确定X子动量，从而研究高能宇宙线X子的能谱及其与物质的作用过程。
地下观测 地下观测主要是研究超高能 X子和中微子。因为宇宙线中的强子、e、γ和低能X子都被地层吸收，只有高能 X子能穿入地下。观测方法是用多层吸收体和闪烁计数器（或正比计数器、氖管描迹仪等）交替叠放组成X子望远镜或描迹仪,记录粒子的径迹和作用图像。例如图5是苏联在矿井下850米水当量深度处的闪烁计数器望远镜，分为四层,总高11米,面积16×16米2。共有3132个闪烁计数器。他们用此装置观测超高能 X束(图6)，X子与物质的作用事例，以及超高能X子的天顶角分布和中微子产生的X子、反中微子产生的e+事例等。
高空观测 运载高空观测仪器的手段有飞机（飞行高度10～20千米）、气球（飞行高度30～50千米，见彩图）、火箭和人造卫星（远离大气层）。初级宇宙线（日地空间物理主要通过对它的研究）主要是各种原子核，研究中观测的物理量主要是它们的电荷、速度、能量及其含量丰度以及它们与靶物质的核作用过程和截面等。一般用切伦科夫计数器、闪烁计数器或固体径迹探测器测定粒子的速度和电荷，用量能器和径迹室测量粒子的能量和次级粒子的径迹。图1是一个在气球上观测初级宇宙线的例子。图中1是气体切伦科夫计数器,测量粒子能量；2和6是固体介质（1厘米厚塑料和聚四氟乙烯）切伦科夫计数器，测量粒子电荷；3～5是由有机玻璃、铁板和正比计数器组成的粒子描迹仪；7是由乳胶叠、X射线感光片和塑料径迹探测器片组成的量能器；8是闪烁计数器,与切伦科夫计数器联合做记录触发并测量次级粒子爆。整个装置观测能量范围为(2～100)×1012电子伏。
天体物理观测内容包括天体发射的射线(主要是X、γ射线)强度及其随时间的变化、能谱、射线源的位置和线度等。强度和能谱的测量,按能量的高低不同,常采用多丝正比室、半导体探测器、 闪烁计数器〔NaI（Tl）、CaI(Tl)〕、火花室和漂移室等加上金属准直器组成射线望远镜。例如图2是中国在气球上观测中子星X射线的望远镜。主晶体CaI(Tl)用于探测中子星的硬X 射线（30～300千电子伏）、NaI(Tl)晶体用于屏蔽散射和反照的γ射线本底，塑料闪烁体用于屏蔽带电粒子，两者均为主动式屏蔽，铅锡铜的井型夹层和铜片准直器用于限制视场角和作被动式屏蔽，三种闪烁体的闪烁光都用同一个光电倍增管测量，用电子学脉冲形状鉴别方法鉴别来自三种闪烁体的信号并做分别处理。测量的有用信号数字化后送到调频系统，经调制发回地面接收，解调后送微型计算机处理。
射线源的位置和线度用空间成像技术（多孔编码板成像和旋转调制成像技术）测定。
高山观测 超高能宇宙线能量每增加一个数量级宇宙线流强就降低约两个数量级，其中强子成分在大气中发生多次作用，能量降低并逐渐被吸收。为了研究超高能强作用并采集足够多的作用事例，需要到高山布置大面积探测器进行观测。有观测强子作用过程和寻找新粒子的磁谱仪和量能器，观测超高能核作用的乳胶室两大类。 中国云南高山站（海拔3200米）的大型云室磁谱仪和西藏甘巴拉山（海拔5500米）乳胶室（见彩图）就属于这两类。乳胶室由X 射线感光片与薄铅板(或铁板)交替水平叠放组成（图3）。一个超高能γ光子(或电子)进入乳胶室产生电磁级联簇射,逐渐发展到极大而后衰减,簇射粒子（光子、电子）在X射线感光片上产生黑斑。强子进入乳胶室(图4)可在室内发生核作用,所产生的π0介子衰变为2γ光子也能在X 射线感光片上形成黑斑。通过测量黑斑在不同深度处的黑度，可以定出粒子的能量。通常用薄型乳胶室测量γ簇射，用厚型室加以靶层观测高能强子核作用过程。乳胶室的工作能区为1014～1016电子伏。
海平面观测 能量为1014～1020电子伏的初级宇宙线（主要是质子和原子核）进入大气层产生广延大气簇射。其中的强子、新粒子集中在簇射轴心区，γ、e和X子可以扩展到半径几十米到几公里的面积上。因此须用大量不同类型的探测器布成阵列来观测。多数阵列在海平面，也有在高山的。一个综合性的阵列包括：①心区强子探测器，观测强子核作用级联和能量。②心区电子探测器，主要是塑料闪烁计数器或火花室等。观测簇射轴心位置、心区电子密度和空间结构，特别是观测多心结构研究核作用过程中的大横动量现象。③快时间探测器（四个以上的塑料闪烁计数器），安放在阵列中心区，测量簇射前沿结构和到达方向。④外围电子密度计数器（塑料闪烁计数器），测量簇射电子密度及其横向分布，确定簇射大小和原初粒子能量。⑤X子探测器。将塑料闪烁计数器或正比计数器放在一定吸收物下面（或地下），分布在阵列外围,测量簇射中一定能量以上的X子密度及其横向分布。⑥大气切伦科夫和荧光探测器。用光电倍增管在无月清澈夜晚对准天空观测簇射中的带电粒子激发空气分子而产生的切伦科夫光和大气荧光，可以研究单个簇射在大气层中的纵深发展，以便研究核作用机制，鉴别原初粒子类型。
此外,高能X子物理研究中，在海平面也用大型磁谱仪测出X子在磁场中的偏角，确定X子动量，从而研究高能宇宙线X子的能谱及其与物质的作用过程。
地下观测 地下观测主要是研究超高能 X子和中微子。因为宇宙线中的强子、e、γ和低能X子都被地层吸收，只有高能 X子能穿入地下。观测方法是用多层吸收体和闪烁计数器（或正比计数器、氖管描迹仪等）交替叠放组成X子望远镜或描迹仪,记录粒子的径迹和作用图像。例如图5是苏联在矿井下850米水当量深度处的闪烁计数器望远镜，分为四层,总高11米,面积16×16米2。共有3132个闪烁计数器。他们用此装置观测超高能 X束(图6)，X子与物质的作用事例，以及超高能X子的天顶角分布和中微子产生的X子、反中微子产生的e+事例等。
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参考词条