2) Cosmic Radiation
宇宙辐射
1.
Objective To study a simple method for estimating cosmic radiation effective dose rate for aircrew.
目的探讨一种可用于民航飞行人员宇宙辐射有效剂量率估算的简便算法。
2.
Objective To estimation cosmic radiation effective dose,to which the flight personnel of different types of work of airline was exposed.
[目的 ]计算某航空公司各类飞行人员飞行中受到的宇宙辐射有效剂量。
3.
Objective To explore the effects of aeronautical environmental factors on bone metabolism in civil aviation flight personnel,we investigated the biochemical markers of bone metabolism and calculated the effective dose of cosmic radiation for flight personnel, and then we analyzed the correlations between the level of bone metabolism and the effective dose of cosmic radiation.
从新疆航空公司所有飞行人员中按年龄随机抽取134名(男性,20～60岁)健康飞行人员和37名(男性,20～60岁)当地健康地面对照人员,按照年龄分成3组:20～年龄组,30～年龄组,40岁及以上年龄组,分别采用放射免疫分析法测定血清骨钙素水平,采用酶联免疫分析法测定血清骨特异性碱性磷酸酶水平;根据飞行指令数据使用美国联邦航空署开发的软件CARI-6,计算新疆航空公司飞行航线的宇宙辐射有效剂量率,由此计算飞行人员飞行过程中受到的宇宙辐射年均有效剂量和累积有效剂量,生化指标结果用组间t检验进行比较,并与辐射剂量之间进行相关分析。
4) cosmic radiation
宇宙辐射<林>
5) cosmic radiation source
宇宙辐射源
6) primary cosmic radiation
原宇宙辐射
补充资料：银河宇宙线
来自银河系的高能粒子流。能量超过 1010电子伏的宇宙线，绝大部分起源于银河系。在中、低纬度地面观测到的宇宙线，主要也是银河宇宙线及其与大气相互作用产生的次级宇宙线。
化学组成 宇宙线的主要核成分是氢和氦（见宇宙线化学）。动能在2.4×109电子伏以上的粒子中，氢和氦分别占94％和5.5％，其他元素只占0.5％。这种成分比例常称为宇宙线元素丰度。
银河宇宙线的化学组成与太阳的化学组成非常相似（见宇宙线化学）。但例外的是轻元素(Li、 Be、B)和周期表中在Fe以前的元素丰度特别高，这是银河宇宙线中的元素(C、N、O)和Fe与星际气体相互作用,发生核反应的结果。
银河宇宙线中C、N、O、Mg、Si、 Fe的同位素丰度与太阳系中的丰度是一致的。但是22Ne/20Ne是例外，其值为0.49，约为太阳系的值的4倍。22Ne是C、N、O、 He的核燃烧产物，而 20Ne像太阳系那样是碳核燃烧的产物。银河宇宙线中22Ne比较丰富,说明它的来源可能是超新星爆发的产物。
能谱 图给出宇宙线几种主要核成分的动能谱。当核子动能低于1010电子伏时,太阳调制作用十分明显（见宇宙线太阳调制）。图中不同的分支分别对应于不同的太阳活动时期。太阳调制使宇宙线的动能谱偏离幂律谱，当核子动能低于109电子伏时,会出现一较宽的峰，当强度降低至核子动能约3×107电子伏处，又重新回升。这部分低能宇宙线,有一部分是由太阳或行星际起源的，已不属于银河宇宙线。
宇宙线的高能部分起源于银河系，它的能谱可以表达为动能E的幂律谱E-r,谱指数γ是动能的函数。表中列出的一些测量结果，其中在E≥1015电子伏能谱变陡,E≥1019电子伏能谱又变坦，变化非常显著。动能大于109～1010电子伏的宇宙线粒子的积分全向通量为2～4粒子／（厘米2·秒）。现在测量到的宇宙线的能量已经高达1.5×1020电子伏，并且还没有迹象表明它会有截止的最高能量。但是这时粒子的积分方向通量已经降低到5粒子／（厘米2·球面度·世纪），观测就非常困难。这部分能量极高的粒子可能是从河外射电星系来的。
利用上述元素的丰度比可以求出银河宇宙线穿越星际介质所经历的路程。能量增高，穿越路程也有所减小。银河宇宙线的动能谱幂指数也随电荷数 Z的增大而减小。例如H、He的动能谱幂指数均为2.75～2.76，而C、N、O平均值为2.56，到 Fe族元素则降低为2.0。这些特性反映了粒子加速和传播过程与能量的关系。
射电天文探测发现的3K微波辐射背景，是相对论能量电子在银河系磁场作用下所激发的同步加速辐射。在105～2×107电子伏能量范围，所探测到的电子主要是宇宙线核成分碰撞星际气体所形成的撞击电子，也包括一部分行星（如木星）电子。在 107～109电子伏能量范围，电子受太阳调制影响，观测资料较为分散。这部分电子包括相当多的由银河宇宙线核成分与星际介质作用而产生的正负电子。其中正电子约占全部电子总数的 0.4～0.1，随能量增大而降低。这段能谱较平坦,出现坪区现象，并非完全是太阳调制所引起的。根据核乳胶的测量，在更高能量3×1010～1012电子伏,电子的微分方向动能谱可用统一的幂律谱来表示：在1012电子伏以上的能谱还有待测定。
宇宙线的高能各向异性 在E约小于1010电子伏的较低能量时，宇宙线有明显受太阳和行星际磁场控制的各向异性（见宇宙线太阳调制）。在1011～1014电子伏能量范围，宇宙线的各向异性很小，约小于0.07％，其大小和相位均不随能量而变。在能量E约大于1015电子伏，各向异性随能量而增大，其相位也发生变化。值得注意的是，恰好在此能量，宇宙线核成分的能谱也变陡（如表）。根据银河大尺度磁场可以粗略估计出质子和铁的各向异性相位，大体上与宇宙线观测相符合。
宇宙线在银河系的分布 观测表明，E≥108电子伏的γ射线的分布集中在银道面上。除了个别与船帆座以及蟹状星云等超新星遗迹有联系的峰外，γ射线在银道上的分布集中在离银心±40°经度范围。这部分能量的γ射线是宇宙线质子（E=109～1010电子伏）与星际氢相互作用的产物。根据21厘米射电辐射和紫外线观测，可以求出原子和分子氢在银道内的密度分布，从而反推出宇宙线在银河系内的分布。
长期变化 关于宇宙线强度在漫长的地质年代是否有变化的问题，通过对陨石、深海沉积物和月球样品进行分析结果表明，在过去10亿年内，宇宙线强度的系统变化不超过两倍，而在最近二、三百万年内，宇宙线强度未发生过30％以上的变化。
起源 大体上有两种学说。一种是宇宙线分离源说，认为银河宇宙线起源于超新星或其他天体。这是1934年巴德(W.Baade)和兹威基(F.Zwicky)首先提出来的,60年代又为金兹堡（В．Л．Гинзбург,又译京兹堡）和瑟罗瓦茨基（С．И．Сыроватский）加以发展。这种学说的主要困难，是如何使不同的源发射结合成统一的幂律谱。另一种是宇宙线弥散源说，这是费密(E. Fermi)在1949年首先提出来的，他认为带电粒子和具有磁场的星际气体的波动随机碰撞可以得到加速。这种学说可以很好地解释银河宇宙线的幂律谱，但是波动能量的来源问题没有得到解决。最近的研究则倾向于把这两种学说结合起来，即超新星爆发的遗迹的湍流和激波对粒子的费密加速。
参考书目
G.Setti,G.Spada and A.W.Wolfendale,Origin ofCosmic Rays,D.Reidel Publ.Co.,Dordrecht,1981.
化学组成 宇宙线的主要核成分是氢和氦（见宇宙线化学）。动能在2.4×109电子伏以上的粒子中，氢和氦分别占94％和5.5％，其他元素只占0.5％。这种成分比例常称为宇宙线元素丰度。
银河宇宙线的化学组成与太阳的化学组成非常相似（见宇宙线化学）。但例外的是轻元素(Li、 Be、B)和周期表中在Fe以前的元素丰度特别高，这是银河宇宙线中的元素(C、N、O)和Fe与星际气体相互作用,发生核反应的结果。
银河宇宙线中C、N、O、Mg、Si、 Fe的同位素丰度与太阳系中的丰度是一致的。但是22Ne/20Ne是例外，其值为0.49，约为太阳系的值的4倍。22Ne是C、N、O、 He的核燃烧产物，而 20Ne像太阳系那样是碳核燃烧的产物。银河宇宙线中22Ne比较丰富,说明它的来源可能是超新星爆发的产物。
能谱 图给出宇宙线几种主要核成分的动能谱。当核子动能低于1010电子伏时,太阳调制作用十分明显（见宇宙线太阳调制）。图中不同的分支分别对应于不同的太阳活动时期。太阳调制使宇宙线的动能谱偏离幂律谱，当核子动能低于109电子伏时,会出现一较宽的峰，当强度降低至核子动能约3×107电子伏处，又重新回升。这部分低能宇宙线,有一部分是由太阳或行星际起源的，已不属于银河宇宙线。
宇宙线的高能部分起源于银河系，它的能谱可以表达为动能E的幂律谱E-r,谱指数γ是动能的函数。表中列出的一些测量结果，其中在E≥1015电子伏能谱变陡,E≥1019电子伏能谱又变坦，变化非常显著。动能大于109～1010电子伏的宇宙线粒子的积分全向通量为2～4粒子／（厘米2·秒）。现在测量到的宇宙线的能量已经高达1.5×1020电子伏，并且还没有迹象表明它会有截止的最高能量。但是这时粒子的积分方向通量已经降低到5粒子／（厘米2·球面度·世纪），观测就非常困难。这部分能量极高的粒子可能是从河外射电星系来的。
利用上述元素的丰度比可以求出银河宇宙线穿越星际介质所经历的路程。能量增高，穿越路程也有所减小。银河宇宙线的动能谱幂指数也随电荷数 Z的增大而减小。例如H、He的动能谱幂指数均为2.75～2.76，而C、N、O平均值为2.56，到 Fe族元素则降低为2.0。这些特性反映了粒子加速和传播过程与能量的关系。
射电天文探测发现的3K微波辐射背景，是相对论能量电子在银河系磁场作用下所激发的同步加速辐射。在105～2×107电子伏能量范围，所探测到的电子主要是宇宙线核成分碰撞星际气体所形成的撞击电子，也包括一部分行星（如木星）电子。在 107～109电子伏能量范围，电子受太阳调制影响，观测资料较为分散。这部分电子包括相当多的由银河宇宙线核成分与星际介质作用而产生的正负电子。其中正电子约占全部电子总数的 0.4～0.1，随能量增大而降低。这段能谱较平坦,出现坪区现象，并非完全是太阳调制所引起的。根据核乳胶的测量，在更高能量3×1010～1012电子伏,电子的微分方向动能谱可用统一的幂律谱来表示：在1012电子伏以上的能谱还有待测定。
宇宙线的高能各向异性 在E约小于1010电子伏的较低能量时，宇宙线有明显受太阳和行星际磁场控制的各向异性（见宇宙线太阳调制）。在1011～1014电子伏能量范围，宇宙线的各向异性很小，约小于0.07％，其大小和相位均不随能量而变。在能量E约大于1015电子伏，各向异性随能量而增大，其相位也发生变化。值得注意的是，恰好在此能量，宇宙线核成分的能谱也变陡（如表）。根据银河大尺度磁场可以粗略估计出质子和铁的各向异性相位，大体上与宇宙线观测相符合。
宇宙线在银河系的分布 观测表明，E≥108电子伏的γ射线的分布集中在银道面上。除了个别与船帆座以及蟹状星云等超新星遗迹有联系的峰外，γ射线在银道上的分布集中在离银心±40°经度范围。这部分能量的γ射线是宇宙线质子（E=109～1010电子伏）与星际氢相互作用的产物。根据21厘米射电辐射和紫外线观测，可以求出原子和分子氢在银道内的密度分布，从而反推出宇宙线在银河系内的分布。
长期变化 关于宇宙线强度在漫长的地质年代是否有变化的问题，通过对陨石、深海沉积物和月球样品进行分析结果表明，在过去10亿年内，宇宙线强度的系统变化不超过两倍，而在最近二、三百万年内，宇宙线强度未发生过30％以上的变化。
起源 大体上有两种学说。一种是宇宙线分离源说，认为银河宇宙线起源于超新星或其他天体。这是1934年巴德(W.Baade)和兹威基(F.Zwicky)首先提出来的,60年代又为金兹堡（В．Л．Гинзбург,又译京兹堡）和瑟罗瓦茨基（С．И．Сыроватский）加以发展。这种学说的主要困难，是如何使不同的源发射结合成统一的幂律谱。另一种是宇宙线弥散源说，这是费密(E. Fermi)在1949年首先提出来的，他认为带电粒子和具有磁场的星际气体的波动随机碰撞可以得到加速。这种学说可以很好地解释银河宇宙线的幂律谱，但是波动能量的来源问题没有得到解决。最近的研究则倾向于把这两种学说结合起来，即超新星爆发的遗迹的湍流和激波对粒子的费密加速。
参考书目
G.Setti,G.Spada and A.W.Wolfendale,Origin ofCosmic Rays,D.Reidel Publ.Co.,Dordrecht,1981.
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