对10~(14)eV以上初级宇宙线成份的推论

拟合10~(14)eV以下初级宇宙线核成份能谱的实验数据,并将它们一直外推到发生拐折的能量。按“刚度切割模型”,适当选择拐折能量,使分成份能谱之和与总粒子谱相符,来推论10~(14)eV以上初级宇宙线成份。所得能谱与相互作用模型无关。     

1015eV附近初级宇宙线能谱指数的测量

本文介绍一个通过测量高能宇宙线初级粒子在广延大气簇射中发射的切伦柯夫光脉冲来确定初级宇宙线能谱的方法和装置. 给出了在能量范围2.9×10¹⁴－4.0×10¹⁵eV内,初级宇宙线积分能谱幂指数γ=1.80±0.11.     

利用单根簇射事例对初级宇宙线成份的分析

通过对高山乳胶室单根簇射事例的分析, 研究了高山上高能宇宙线中电磁成份的实验特性; 并通过Monte-Carlo模拟计算, 探讨了10¹⁴eV附近能区的初级宇宙线成份. 模拟计算给出的能谱指数和衰减长度与实验结果相符; 对垂向流强的分析表明, 10¹⁴eV附近能区的初级宇宙线中质子和原子核的含量大致符合低能区的简单外推, 质子含量不低于30%, A≥2的原子核含量不超过70%.     

能量为6×1014~5×1016eV的宇宙线能谱研究

1982年, 作者在悉尼大学对能量为6×10¹⁴~5×10¹⁶eV的高能宇宙线的能谱进行了实验研究. 实验采用了快速、高效率的电子仪器, 并用电子计算机进行控制, 实现了高度自动化. 研究结果表明, 初级宇宙线的积分能谱可表示为I=K.(E/E₀)^－γ, 式中γ的数值在能量E为3×10¹⁵eV附近由1.15±0.04改变为1.19±0.08.     

宇宙线大气簇射μ子定点密度及原初能谱“膝”的研究

用梁王山宇宙线观测站的数据研究宇宙线大气簇射μ子定点密度谱,谱呈现明显的拐折.通过MonteCarlo模拟,得到拐点对应的能量约为1.7×10¹⁵eV,拐点前后原初能谱指数差约为0.43,证实了KASCADE实验μ子定点密度谱呈现拐折的首次观测结果,又一次推证了原初宇宙线能谱膝的存在.     

怀柔EAS阵列对初级宇宙线“膝”区能谱的测定

仔细分析了近年来怀柔广延大气簇射阵列记录的65万个大气簇射事例,得到了簇射Size(即荷电总粒子数)谱和10¹⁵—5×10¹⁶eV能段的初级宇宙线微分能谱.此谱呈明显的、平滑过渡的“膝”样结构,拐点在3×10¹⁵eV附近.除了“膝”较平滑不象明野谱那样尖锐拐折而外,怀柔谱在绝对流强和“膝”的位置上都与日本明野组吻合得很好.在银河磁场刚度截止模型框架下,怀柔实验Size谱界定的宇宙线质子谱拐折能量Ec的取值范围在160到240TeV之间.     

初能大于1014eV的空气簇射的时间相关性

用空气簇射小阵在北京观测了能量大于10¹⁴eV的宇宙线粒子产生的空气簇射的时间相关性. 得到初能E>2.6×10¹⁴eV的空气簇射到达时间间隔的分布, 在t<21秒以内系统地高于指数分布, 显示可能在观测到的簇射中存在时间相关的成份.     

超高能初级宇宙线的各向异性

本文研究宇宙线粒子的各向异性度. 在无界银河点源模型下, 推导出一次谐波各向异性度的表达式, 然后用所得公式考查附近11个超新星遗迹(SNR)各自造成的各向异性度并研究合成的各向异性度随能量的变化趋势. 计算结果表明, 该模型能说明在5×10¹⁵eV以上各向异性度的E^0.5律. Compton-Getting效应将产生一附加的各向异性, 它是能量无关的并矢量迭加到点源合成的各向异性度上去. 显然, 现在测到的10¹¹—10¹⁴eV之间的各向异性是由Compton-Getting效应贡献的. 取该能段实验测得的微分谱指数γ=2.67, 得到地球相对于宇宙线背景的运动速度为~35km/s.     

银河宇宙线的统计模型

假设能量低于3×10^l8eV的宇宙线主要起源于银河系超新星爆发,用各向同性弥散传播模型详细研究了铁核的非定态空间密度分布,考虑到原初宇宙线的成份和河外宇宙线的影响,以及银河系超新星在空间和时间上的一个合理分布,该统计模型能很好解释10¹²—10²⁰eV宇宙线的观测谱.     

暗物质粒子的质量与物态

讨论一类与宇宙超大尺度结构有关的、稳定的弱作用暗物质粒子,它们很可能是处在简并态的费米子(也可能处在近高温态)和处在近高温态的玻色子,其质量均为～10^－1eV,而其化学势的绝对值均远小于10^－1eV,这个结果与超高能原初宇宙线能谱在～10¹⁵eV及～10¹⁸eV附近出现拐折的现象不相矛盾.     

利用宇宙线直接测量结果对初级宇宙线能谱参数的调整

由JACEE?,RUNJOB和SOKOL等宇宙线直接测量结果和刚度截断模型,对于10¹⁴—10¹⁶eV能区的初级宇宙线微分能谱参数进行调整.利用调整后的能谱与选取QGSJET模型的CORSIKA程序进行EAS模拟,同HD,PD谱进行对比研究.采用相同的标准对模拟数据与实验数据进行分析.结果表明,调整后的谱和HD谱的模拟结果与甘巴拉山乳胶室实验结果符合较好,而PD谱的模拟结果与实验结果偏离较大.     

宇宙线粒子声探测可能性研究

本文报道宇宙线粒子声探测可能性考察的初步结果. 实验表明天然大水域中超声频背景噪声是很复杂的, 存在着孤立的超声频脉冲声讯号. 这些脉冲声讯号可能起源于水中微气泡的声辐射. 没有发现它们与宇宙线粒子有明显关联的证据. 在海平面EAS轴干声探测的阈能大于3×10¹⁶eV. 高能宇宙线粒子在水中发展的局部级联簇射声探测的阈能大于10¹⁴eV.     

10~(15)eV附近初级宇宙线能谱指数的测量

本文介绍一个通过测量高能宇宙线初级粒子在广延大气簇射中发射的切伦柯夫光脉冲来确定初级宇宙线能谱的方法和装置.给出了在能量范围2.9×10~(14)-4.0×10~(15)eV内,初级宇宙线积分能谱幂指数γ=1.80±0.11.     

高山5500米超高能宇宙线强子的能谱

高能强子在大气中的传播对于研究初级宇宙线的能谱,超高能宇宙线与核的相互作用都是很有意义的。近几年来,我们在西藏甘巴拉山（5500米高度,大气深度是520克/厘米²）设置了乳胶室,对于宇宙线电磁成份的研究已有报道。本文对E_h^γ=3—50TeV的强子性质进行了初步的研究。测量了这个能区的垂直流强、积分能借、在Pb中的核作用平均长度及其在大气中的衰减长度。现将结果报道如下:     

在大气深度x=700克/厘米2处反质子的垂直流强

在大气深度x=700克/厘米²处,利用高能加速器数据计算了产生的反质子的垂直流强。与实验结果比较表明:直到E₀=10⁵GeV的初级宇宙线能量,pN碰撞产生反质子的规律是与高能加速器能区上pp碰撞产生反质子的规律一致的。     

能量为6×10~(14)～5×10~(16)eV的宇宙线能谱研究

1982年,作者在悉尼大学对能量为6×10~(14)～5×10~(16)eV的高能宇宙线的能谱进行了实验研究。实验采用了快速、高效率的电子仪器,并用电子计算机进行控制,实现了高度自动化,研究结果表明,初级宇宙线的积分能谱可表示为I=K·(E/(E_0))~(-γ),式中γ的数值在能量E为3×10~(15)eV附近由1.15±0.04改变为1.91±0.08。     

12C轰击12C,27Al,natCa反应中发射α粒子的测量与分析

我们测量了69.5MeV ¹²C轰击¹²C,²⁷Al,^natCa反应中出射的α粒子的能谱和角分布. 用快粒子激子模型理论计算了包含平衡和前平衡出射的α粒子成份. 在这三个反应中它们构成α产额的绝大部分, 其中前平衡发射的α粒子估计分别占11%、14%、16%. 尚有一部分来自其它反应机制的贡献.     

93MeV14N+natCa深部非弹反应的研究

用大面积位置灵敏电离室测量93MeV¹⁴N轰击^natCa产生的类弹碎片, 得到了从Li到Mg各元素质心系的能谱, 角分布和TKE-θ平面上的d³σ/dΩdEdZ等高图, 以及元素分布离散σ²和能量耗散的关系. 用简单的扩散模型对实验结果进行了分析、讨论.     

31Si核的能谱与波函数——对复合粒子表象理论的一个检验

本文用复合粒子表象理论对³¹Si核进行研究计算, 求出了³¹Si核的能谱和波函数. 能谱与壳模型能谱完全一致, 波函数与壳模型波函数严格等价, 因而有力地支持了复合粒子表象理论.     

61.8MeV12C在27Al上的深部非弹性碰撞研究

用ΔE-E望远镜技术和飞行时间技术对61.8MeV的¹²C离子轰击²⁷Al靶的反应测量了从⁶Li到¹⁶O的诸同位素能谱. 得到了质心系微分截面等高图及出射碎片角分布. 从而得到轻系统深部非弹性碰撞过程的能量全弛豫值, 并在耗散模型框架中, 通过实验的能量全弛豫值与理论值的比较, 得到了出射道的库仑能、核势能与转动能各自的贡献. 通过理论拟合角分布, 得出双核系统平均相互作用时间在1×10^－21—1.4×10^－22秒之间, 得到了出射碎片分离时的最接近距离的参数值. 通过势能面的计算, 说明了出射产物产额的变化趋势. 并从总产物角分布分解出准弹性截面及深部非弹性截面数值.