1) cosmic-ray star
宇宙线星裂
2) interstellar propagation of cosmic rays
宇宙线星际传播
3) interplanetary intensities of cosmic rays
宇宙线行星际强度
4) Cosmic ray
宇宙射线
1.
The impact of cosmic rays on the earth surfacemineral crystal and it s geological effect;
宇宙射线对地表矿物晶格及地质作用的影响
2.
Study on the cosmic ray s damage to the mineral crystal lattice of the earth s surface and its geological effect;
宇宙射线对地表矿物晶格的损伤及其地质作用的研究
5) cosmic ray
宇宙线
1.
Research on cosmic ray test technology of MRPC;
MRPC宇宙线测试技术研究
2.
Study on time variation of 1-10Tev cosmic ray using wavelets analysis;
小波分析在1-10TeV宇宙线时间变化研究中的应用
3.
detection of meteorological effect of 1-10TeV cosmic ray Application of wavelet analysis in;
小波分析在1-10TeV宇宙线气象效应研究中的应用
6) cosmic rays
宇宙线
1.
Strangelets could be one of the components of cosmic rays, especially of ultra-high energy cosmic rays.
已经有若干实验结果表明宇宙线中可能含有奇异滴成分。
2.
Recent advances in this area are reviewed, but due to length limits only selected topics are covered, including dark matter and relic particles, neutrino astronomy, γ astronomy, cosmic rays, cosmic microwave background and inflation, and the early universe.
限于篇幅 ,选择讨论的内容涉及暗物质与残骸粒子、中微子天文学、γ射线天文学、宇宙线、宇宙微波背景与暴胀、早期宇宙
3.
Because of the very steep energy spectrum ofcosmic rays,if only 10%cosmic ray pat.
近年来，在太阳大耀班期间，由地面中子记录装置及地下不同深度μ子记录器记录到宇宙线粒子的短期增长（ＧＬＥ）现象，其能量范围已达几百ＧｅＶ，甚至可达ＴｅＶ能区。
补充资料：超高能宇宙线
高能与超高能宇宙线并没有严格的分界限或统一的定义,通常把整个广延大气簇射(EAS)能区或者把近代最强大的加速器还达不到的能区称为超高能区。目前二者给出的超高能区下界都是 1014eV左右。一种较为流行的看法是：超高能宇宙线主要是由各种裸核及少量光子和中微子组成。在1014～1016eV能区，元素成分逐渐由质子优势变到铁核优势；它们主要起源于银河系内，脉冲星、超新星等均可能是它们的产生源。在高于1016eV后,成分由重核优势往质子优势转变；1018eV以后,几乎都是质子而且很像是来自银河系外。
超高能宇宙线中有着直到2×1020eV的粒子，但其流强随能量升高而急剧降低，因此对其探测需用大型地面设备进行。按照研究的对象和所用的设备，可分为μ谱、高山乳胶室和广延大气簇射研究三类。它们的有效工作能区连同初级宇宙线能谱一起，示意如图1。
宇宙线超高能相互作用 超高能宇宙线进入大气层后将与空气原子核发生核作用，产生核裂片和大量的次级粒子（主要是π、K介子和核子），并以广延大气簇射的形式向地面"传播"。依靠较为熟知的知识（指加速器能区的粒子碰撞、衰变和电磁级联簇射知识）对此传播过程的描述，能利用地面的实验观测量倒推首次核作用的规律，如作用截面、非弹性度、平均多重数、次粒子动量和横动量（见多重产生）分布，以及它们的能量依赖性和某些新粒子新过程等。这在20世纪80年代前还是人类研究 1014eV以上能区粒子相互作用的惟一途径。沿此途径发现了大横动量现象，核子－反核子对产额增大，费因曼标度无关性在快度分布的中心区破坏等规律。但由于作为入射粒子的超高能初级宇宙线的质量成分并不清楚，对描述超高能作用机制的模型尚有多种选择。其主要制约是：若初级宇宙线中重核占绝大多数，基于费因曼标度无关性的模型成立(至少在"碎裂区"成立)，若宇宙线成分为通常的混合成分或质子优势的成分，则将有利于唯象的火球模型或高多重数模型。
??谱研究 从海平面或地下的??子主要是宇宙线在大气中的核作用次粒子π、K介子的衰变产物。因此，地面??能谱(E)与π、K介子的产生谱N(E)直接相关：,
对π和K介子, B为不同的常量。通过对海平面和地下的??谱观测，可以获得其第一代核作用以及初级宇宙线的某些信息。
用设在海平面的大型磁谱仪,已准确地得到了109～1013eV的??谱。标度无关性的计算能说明垂直??谱,但对水平??谱的预期流强过大,不能满意地说明实验的天顶角依赖关系。
用设置在深地下的量能器或乳胶室测?? 子引起的高能簇射，或用??探测器在不同深度的地下测定??子流强随地下深度的变化曲线，可以推出一段能量更高的海平面??谱。
由于初级宇宙线粒子绝大多数带正电荷，导致次粒子中的正??子多于负??子,即??子正超。磁谱仪能分辨粒子的电荷符号，测出??子的电荷比,即正??子对负??子的流强比R＝I(??+)/I(??-),它是初级宇宙线中中子相对含量的函数。直到近1013eV,R 值已被测得，基本保持在1.24左右或随能量稍有增加。
随着加速器进入1014eV能区,继续上述工作的必要性降低，深地下稀有事例像所谓??子束或多重??子现象受到关注。平行的??子束可能是广延大气簇射中的高能??子；当地产生的多重 ??子事件则可能联系于重粒子的产生和衰变,或联系于核作用中??子的直接产生或通过中间玻色子等的快产生过程。
高山乳胶室研究 乳胶室是由吸收体(铅板或铁板)和感光材料 (X射线感光片)交替叠置而成的被动式无源探测器。高能宇宙线在室上方大气里或室体内的核作用新产生的π0介子衰变出的γ光子，将会在室内发展成为电磁级联簇射，而在某些X 射线感光片上感生小斑点。大于1012eV的γ光子产生的簇射在X射线感光片上造成的黑斑肉眼可见。测量各层片子上相应黑斑的黑度及其相对位置，可定出那个γ射线的能量和方向。对许多近平行的γ射线进行分组（退级联处理），能在某种程度上对核作用图像进行重建。乳胶室所记录的实际是广延大气簇射近轴心区的一些现象，为要研究尽可能高的能区，必须在尽可能高的高山去放置总面积尽可能大的乳胶室。故称高山乳胶室。
含有靶（轻物质如沥青）甚至次粒子扩展空间的乳胶室，可以记录在室内产生的高能核作用，得到较直接明确的图像。但由于室厚，一般建在屋内，不可能有很大的总面积，工作能区一般在1012～1014eV。
用大面积的普通乳胶室记录γ族，可研究1014～1016eV的超高能核作用。γ族是在室上方大气中发生的同一核作用派生出的 γ射线群。感光片的高的空间分辨本领和产生点到室间的长距离（一般有百米以上），使得在超高能作用中以极窄的锥角发射的粒子在室内的簇射有可能被分开。大的γ族一般来自能进入大气深层的质子引起的广延大气簇射（产生高度低）。相对于标度无关性模型的预言，目前的实验给出了偏低的事例频度和更大的族内多重数；这可能意味着标度无关性的破坏或者要求初级宇宙线由很重的核组成。不过，强子和光子的相关分析却与标度无关性模型不矛盾。另一方面，族成员的实验横向扩展又明显窄于纯重核初级宇宙线假定下的预期。因此，γ族数据虽不一定需要高多重数模型，但有些关联分布却需火球模型来解释。此外，约10％的大γ族室双团结构。其事例率和彼此分开的程度之大是许多流行的模型所难以解释的，需要引入大横动量喷注产生的概念。
高山乳胶室也记录到一些特殊型事例。例如，在恰卡尔塔亚山记录到的多重子型（或少π介子）事例,在帕米尔记录到的穿透力特强的强子束事例，在中国甘巴拉山记录到的同时有几个大横动量(2～10GeV/с)粒子的低空事例等。可见超高能作用特征的多样性。
广延大气簇射研究 超高能宇宙线自近真空的空间来到地球大气层后，必然有机会与它行进途中的空气原子核相碰撞产生大量的形形色色的次级粒子,它自己(若为重核则碎裂成许多核子,其中一个)成为激发重子带着约一半的原有能量继续前进，相继与空气原子核发生核作用（一般有十次以上）。这就形成了大气簇射及其核级联的轴干。每次核作用中产生的核子、π±介子等强作用粒子，又在它们各自的行程中遭致核碰撞。这一代代的核作用的总和被称为核级联，是大气簇射发展的骨干和动力，造就了强子成分。核作用中产生的π0介子立即衰变为光子对，并通过电子对产生和轫致辐射过程发展成电磁簇射。于是伴随着核级联出现了规模宏大的电磁级联簇射,造就了空气簇射的主体,电子－光子成分。在核级联的后期, 由于能量的降低，π、K介子的衰变几率增加，产生出大量的??子和中微子。??子寿命长且除了电离碰撞外几乎没有别的能损渠道，能不衰减地到达地面。此外,这众多的电子、??子等带电粒子在空气中以超过光在空气中的相速度(即с/n，n为空气的折射率)的速度前进,将向着地面发射大量的切伦科夫辐射光,它们同时也激发空气原子导致大气荧光的各向同性发射。一般说,大气簇射中电子约占90％,强子约占 0.1％,??子约占10％,而实际上,这些成分都各有自己的发生、发展和衰亡过程，它们的绝对数量和相对比例是随着不同的纵向发展状态而变化的，而且在根本上受着入射宇宙线的质量和核作用机制的制约。这些消长中的粒子，组成一个扁盘状的庞大的粒子群(总粒子数在104～1011间)伴着一个盘状蓝色光团以光速自天而降，散落在几十米到若干公里区域的地面，所以称为广延大气簇射。其形成和发展的过程，如图2所示。
在地面上，利用可以符合触发、自动记录的分布在相应大的面积内的粒子探测器群的取样记录，可以在相当程度上克服初级宇宙线能谱的陡下降带来的困难，高效率地探测超高能宇宙射线。这样的设备系统叫做大气簇射阵列。最常用的阵列探测器是大面积塑料或液体闪烁计数器、正比计数器、火花室、电离室、水切伦科夫计数器等。自动控制、快电子学、计算机在线数据采集及光纤传输等现代技术都被用于阵列的工作和管理。一个基础阵列能测定大气簇射的到达方向、轴心位置、总带电粒子数、"年龄参数"乃至粒子在观测面的横向分布和到达时间分布。有的复合型阵列能测定几种簇射成分的横向分布、相对含量、能谱或大气切伦科夫辐射光或荧光脉冲的某些特征。人们根据这些观测量去研究大气簇射粒子的空间结构和时间分布、粒子谱和各种成分间的相互关系，从而萃取有关初级宇宙线和超高能作用的信息。
广延空气簇射研究是人类获取超高能宇宙线天文的主要或惟一手段。 它提供了的初级宇宙线能谱，揭示出能谱的"膝"、"踝" 结构和在>5×1019eV尚未出现能谱截止等重要问题。它提供了>1014eV的初级宇宙线的到达方向非各向同性资料和极高能宇宙线的天球分布图像；同时对初级宇宙线的成分进行了广泛的研究。
用具有优良角度分辨的小型阵列。可以寻找发射＞1014eV光子的银河系内的超高能 γ源。近年来陆续有关于蟹状星云、天鹅座X-3和船帆座X-1的报道。其中天鹅座X-3按已知的周期发射超高能 γ射线的现象自1983年发现以来，已为其他两单位观察所证实。一些双星或脉冲星，能有自X 射线波段到揥1016eV能区的广谱光子发射，给高能天体物理和宇宙线起源研究提出了重要课题。
60年代兴起的对大气簇射多芯结构的观测，导致了超高能区大横动量现象的发现。现在认为，多芯结构联系于超高能作用中大横动量喷注的产生。已报道了许多横动量pt>10GeV/с的事例,最大的达50GeV/с。pt的平均值也显著随能量而增长。大横动量pt分布大大平缓于早先加速器实验的exp(-6pt)型,而和新近欧洲核子中心正反质子对撞机实验一起，与量子色动力学基础上的夸克碎裂模型的预期一致。
对EAS高能强子的"带电－中性比"的测量,导致70年代初发现核子－反核子对在超高能作用中的产额增长。超高能作用中重子产额可能增大的问题，仍在研讨中。
大量观测显示出大气簇射现象中有些是难以用熟知的行为来解释的:μ子的相对含量过高,大气切伦科夫光脉冲太快太窄，纵向发展太快（特别是早期阶段）。这些，给将标度无关性模型外推到此能区的努力带来了困难，预示着一些新机制新过程可能在这里出现除非初级宇宙线全都是很重的核。
广延大气簇射研究在分清某些核作用规律和初级宇宙线成分的不同宏观表现上遇到了困难。实验还须向精的方向发展，以求结论的单义性；大加速器的即将到达1015eV,对这种努力会有所帮助。将来的研究将会更侧重超高能宇宙线天文和更高能区的探索方面。这需要灵活利用中小型阵列的有效工作，还需要大大扩大现有的大阵列或发展新的方法和技术,以有效地改善＞1019eV的事例量，把人类的眼界扩展到更高的新能区。
超高能宇宙线中有着直到2×1020eV的粒子，但其流强随能量升高而急剧降低，因此对其探测需用大型地面设备进行。按照研究的对象和所用的设备，可分为μ谱、高山乳胶室和广延大气簇射研究三类。它们的有效工作能区连同初级宇宙线能谱一起，示意如图1。
宇宙线超高能相互作用 超高能宇宙线进入大气层后将与空气原子核发生核作用，产生核裂片和大量的次级粒子（主要是π、K介子和核子），并以广延大气簇射的形式向地面"传播"。依靠较为熟知的知识（指加速器能区的粒子碰撞、衰变和电磁级联簇射知识）对此传播过程的描述，能利用地面的实验观测量倒推首次核作用的规律，如作用截面、非弹性度、平均多重数、次粒子动量和横动量（见多重产生）分布，以及它们的能量依赖性和某些新粒子新过程等。这在20世纪80年代前还是人类研究 1014eV以上能区粒子相互作用的惟一途径。沿此途径发现了大横动量现象，核子－反核子对产额增大，费因曼标度无关性在快度分布的中心区破坏等规律。但由于作为入射粒子的超高能初级宇宙线的质量成分并不清楚，对描述超高能作用机制的模型尚有多种选择。其主要制约是：若初级宇宙线中重核占绝大多数，基于费因曼标度无关性的模型成立(至少在"碎裂区"成立)，若宇宙线成分为通常的混合成分或质子优势的成分，则将有利于唯象的火球模型或高多重数模型。
??谱研究 从海平面或地下的??子主要是宇宙线在大气中的核作用次粒子π、K介子的衰变产物。因此，地面??能谱(E)与π、K介子的产生谱N(E)直接相关：,
对π和K介子, B为不同的常量。通过对海平面和地下的??谱观测，可以获得其第一代核作用以及初级宇宙线的某些信息。
用设在海平面的大型磁谱仪,已准确地得到了109～1013eV的??谱。标度无关性的计算能说明垂直??谱,但对水平??谱的预期流强过大,不能满意地说明实验的天顶角依赖关系。
用设置在深地下的量能器或乳胶室测?? 子引起的高能簇射，或用??探测器在不同深度的地下测定??子流强随地下深度的变化曲线，可以推出一段能量更高的海平面??谱。
由于初级宇宙线粒子绝大多数带正电荷，导致次粒子中的正??子多于负??子,即??子正超。磁谱仪能分辨粒子的电荷符号，测出??子的电荷比,即正??子对负??子的流强比R＝I(??+)/I(??-),它是初级宇宙线中中子相对含量的函数。直到近1013eV,R 值已被测得，基本保持在1.24左右或随能量稍有增加。
随着加速器进入1014eV能区,继续上述工作的必要性降低，深地下稀有事例像所谓??子束或多重??子现象受到关注。平行的??子束可能是广延大气簇射中的高能??子；当地产生的多重 ??子事件则可能联系于重粒子的产生和衰变,或联系于核作用中??子的直接产生或通过中间玻色子等的快产生过程。
高山乳胶室研究 乳胶室是由吸收体(铅板或铁板)和感光材料 (X射线感光片)交替叠置而成的被动式无源探测器。高能宇宙线在室上方大气里或室体内的核作用新产生的π0介子衰变出的γ光子，将会在室内发展成为电磁级联簇射，而在某些X 射线感光片上感生小斑点。大于1012eV的γ光子产生的簇射在X射线感光片上造成的黑斑肉眼可见。测量各层片子上相应黑斑的黑度及其相对位置，可定出那个γ射线的能量和方向。对许多近平行的γ射线进行分组（退级联处理），能在某种程度上对核作用图像进行重建。乳胶室所记录的实际是广延大气簇射近轴心区的一些现象，为要研究尽可能高的能区，必须在尽可能高的高山去放置总面积尽可能大的乳胶室。故称高山乳胶室。
含有靶（轻物质如沥青）甚至次粒子扩展空间的乳胶室，可以记录在室内产生的高能核作用，得到较直接明确的图像。但由于室厚，一般建在屋内，不可能有很大的总面积，工作能区一般在1012～1014eV。
用大面积的普通乳胶室记录γ族，可研究1014～1016eV的超高能核作用。γ族是在室上方大气中发生的同一核作用派生出的 γ射线群。感光片的高的空间分辨本领和产生点到室间的长距离（一般有百米以上），使得在超高能作用中以极窄的锥角发射的粒子在室内的簇射有可能被分开。大的γ族一般来自能进入大气深层的质子引起的广延大气簇射（产生高度低）。相对于标度无关性模型的预言，目前的实验给出了偏低的事例频度和更大的族内多重数；这可能意味着标度无关性的破坏或者要求初级宇宙线由很重的核组成。不过，强子和光子的相关分析却与标度无关性模型不矛盾。另一方面，族成员的实验横向扩展又明显窄于纯重核初级宇宙线假定下的预期。因此，γ族数据虽不一定需要高多重数模型，但有些关联分布却需火球模型来解释。此外，约10％的大γ族室双团结构。其事例率和彼此分开的程度之大是许多流行的模型所难以解释的，需要引入大横动量喷注产生的概念。
高山乳胶室也记录到一些特殊型事例。例如，在恰卡尔塔亚山记录到的多重子型（或少π介子）事例,在帕米尔记录到的穿透力特强的强子束事例，在中国甘巴拉山记录到的同时有几个大横动量(2～10GeV/с)粒子的低空事例等。可见超高能作用特征的多样性。
广延大气簇射研究 超高能宇宙线自近真空的空间来到地球大气层后，必然有机会与它行进途中的空气原子核相碰撞产生大量的形形色色的次级粒子,它自己(若为重核则碎裂成许多核子,其中一个)成为激发重子带着约一半的原有能量继续前进，相继与空气原子核发生核作用（一般有十次以上）。这就形成了大气簇射及其核级联的轴干。每次核作用中产生的核子、π±介子等强作用粒子，又在它们各自的行程中遭致核碰撞。这一代代的核作用的总和被称为核级联，是大气簇射发展的骨干和动力，造就了强子成分。核作用中产生的π0介子立即衰变为光子对，并通过电子对产生和轫致辐射过程发展成电磁簇射。于是伴随着核级联出现了规模宏大的电磁级联簇射,造就了空气簇射的主体,电子－光子成分。在核级联的后期, 由于能量的降低，π、K介子的衰变几率增加，产生出大量的??子和中微子。??子寿命长且除了电离碰撞外几乎没有别的能损渠道，能不衰减地到达地面。此外,这众多的电子、??子等带电粒子在空气中以超过光在空气中的相速度(即с/n，n为空气的折射率)的速度前进,将向着地面发射大量的切伦科夫辐射光,它们同时也激发空气原子导致大气荧光的各向同性发射。一般说,大气簇射中电子约占90％,强子约占 0.1％,??子约占10％,而实际上,这些成分都各有自己的发生、发展和衰亡过程，它们的绝对数量和相对比例是随着不同的纵向发展状态而变化的，而且在根本上受着入射宇宙线的质量和核作用机制的制约。这些消长中的粒子，组成一个扁盘状的庞大的粒子群(总粒子数在104～1011间)伴着一个盘状蓝色光团以光速自天而降，散落在几十米到若干公里区域的地面，所以称为广延大气簇射。其形成和发展的过程，如图2所示。
在地面上，利用可以符合触发、自动记录的分布在相应大的面积内的粒子探测器群的取样记录，可以在相当程度上克服初级宇宙线能谱的陡下降带来的困难，高效率地探测超高能宇宙射线。这样的设备系统叫做大气簇射阵列。最常用的阵列探测器是大面积塑料或液体闪烁计数器、正比计数器、火花室、电离室、水切伦科夫计数器等。自动控制、快电子学、计算机在线数据采集及光纤传输等现代技术都被用于阵列的工作和管理。一个基础阵列能测定大气簇射的到达方向、轴心位置、总带电粒子数、"年龄参数"乃至粒子在观测面的横向分布和到达时间分布。有的复合型阵列能测定几种簇射成分的横向分布、相对含量、能谱或大气切伦科夫辐射光或荧光脉冲的某些特征。人们根据这些观测量去研究大气簇射粒子的空间结构和时间分布、粒子谱和各种成分间的相互关系，从而萃取有关初级宇宙线和超高能作用的信息。
广延空气簇射研究是人类获取超高能宇宙线天文的主要或惟一手段。 它提供了的初级宇宙线能谱，揭示出能谱的"膝"、"踝" 结构和在>5×1019eV尚未出现能谱截止等重要问题。它提供了>1014eV的初级宇宙线的到达方向非各向同性资料和极高能宇宙线的天球分布图像；同时对初级宇宙线的成分进行了广泛的研究。
用具有优良角度分辨的小型阵列。可以寻找发射＞1014eV光子的银河系内的超高能 γ源。近年来陆续有关于蟹状星云、天鹅座X-3和船帆座X-1的报道。其中天鹅座X-3按已知的周期发射超高能 γ射线的现象自1983年发现以来，已为其他两单位观察所证实。一些双星或脉冲星，能有自X 射线波段到揥1016eV能区的广谱光子发射，给高能天体物理和宇宙线起源研究提出了重要课题。
60年代兴起的对大气簇射多芯结构的观测，导致了超高能区大横动量现象的发现。现在认为，多芯结构联系于超高能作用中大横动量喷注的产生。已报道了许多横动量pt>10GeV/с的事例,最大的达50GeV/с。pt的平均值也显著随能量而增长。大横动量pt分布大大平缓于早先加速器实验的exp(-6pt)型,而和新近欧洲核子中心正反质子对撞机实验一起，与量子色动力学基础上的夸克碎裂模型的预期一致。
对EAS高能强子的"带电－中性比"的测量,导致70年代初发现核子－反核子对在超高能作用中的产额增长。超高能作用中重子产额可能增大的问题，仍在研讨中。
大量观测显示出大气簇射现象中有些是难以用熟知的行为来解释的:μ子的相对含量过高,大气切伦科夫光脉冲太快太窄，纵向发展太快（特别是早期阶段）。这些，给将标度无关性模型外推到此能区的努力带来了困难，预示着一些新机制新过程可能在这里出现除非初级宇宙线全都是很重的核。
广延大气簇射研究在分清某些核作用规律和初级宇宙线成分的不同宏观表现上遇到了困难。实验还须向精的方向发展，以求结论的单义性；大加速器的即将到达1015eV,对这种努力会有所帮助。将来的研究将会更侧重超高能宇宙线天文和更高能区的探索方面。这需要灵活利用中小型阵列的有效工作，还需要大大扩大现有的大阵列或发展新的方法和技术,以有效地改善＞1019eV的事例量，把人类的眼界扩展到更高的新能区。
说明：补充资料仅用于学习参考，请勿用于其它任何用途。
参考词条