对1014eV以上初级宇宙线成份的推论

拟合10¹⁴eV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10¹⁴eV以上初级宇宙线成份. 所得能谱与相互作用模型无关.     

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.     

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。     

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.     

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%.     

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.     

初能大于10~(14)eV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10~(14)eV的宇宙线粒子产生的空气簇射的时间相关性。得到初能E>2.6×10~(14)eV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。     

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.     

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.     

平均能量为2×10~(15)eV的宇宙线入射方向研究

从1982年5月到1983年1月,悉尼大学的小型宇宙线观测阵列记录了多于17,000个能量为6×10~(14)—5×10~(16)eV的宇宙线广延大气簇射事例。使用谐波分析和X~2检验法,对这些宇宙线的入射方向进行了研究,没有发现有意义的各向不同性。     

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.     

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.     

宇宙线与超新星的关联

宇宙线是存在于恒星际、星系际间的超高能粒子流,主要是由原子核(其中,主要是氢原子核,即质子)、电子等组成。1912年,维克托.赫斯(VictorHess)在一次高空气球飞行实验中首次记录到宇宙线。经过了90多年的发展,如今宇宙线观测的能量范围已能从低能区(107eV)到高能区(1021eV),直跨13个数量级,流量落差达30多个数量级,其能谱的总结构呈现为非热幂律谱特征,即流量(N)与能量(ε)的关系满足N(ε)=Aε-α,但是整体能谱曲线在1015eV和1019eV附近都有明显的折断,我们把这些折断处分别称之为“膝”和“踝”,相应的在这些不同能量段上的幂律指数α…     

太阳宇宙线耀斑中的甚高能粒子发射

对1972年8月在海拔3200m高山上利用大型云室组研究甚高能核作用的数据,进行了日计数率随时间变化的分析研究,发现在8月4日和8月7日两个大的太阳质子耀斑期间,事例计数率高出邻近期间日平均计数率的标准偏差三倍。其相应的初级宇宙线能量为10~(13)eV左右.     

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.     

超高能宇宙线的研究

本文分四个部分讨论了超高能宇宙线的现象:(1)超高能宇宙线的一些特性:原初宇宙线的能谱和成份。(2)超高能宇宙线与核的相互作用。(3)广延大气簇射的一些实验结果。(4)稀有现象。文章还评述了超高能宇宙线的几点倾向性结论。     

超高能宇宙线的研究

本文分四个部分讨论了超高能宇宙线的现象:(1)超高能宇宙线的一些特性:原初宇宙线的能谱和成份。(2)超高能宇宙线与核的相互作用。(3)广延大气簇射的一些实验结果。(4)稀有现象。文章还评述了超高能宇宙线的几点倾向性结论。     

银河宇宙线核传播的蒙特卡罗模拟

采用银河系超新星爆发中激波加速产生宇宙线的假定,用Monte Carlo方法模拟了宇宙线核在星际空间中的传播.模拟计算中采用加速器实验中测得的核碰撞截面和核散裂几率,考虑宇宙线核在星际介质中的作用和能量变化率,并采用标准漏箱模型决定宇宙线传播的扩散,最后采用力场近似处理太阳调制对宇宙线核的影响,所得到的0.5至20GeV/N的初级宇宙线硼、碳比,矾,铁比以及氧和铁的能谱与实验结果符合较好.讨论了超新星爆发的激波压缩比因子的不同取值对结果的影响.