“宙线”查询结果
简介成分(元素成分同位素成分)能谱各向异性度简介在地球大气层外，尚未与大气发生相互作用的高能粒子流（宇宙线）。其中包括在源区产生的粒子流及其在空间传播过程中的次级产物。迄今，已在初级宇宙线中发现了元素周期表上直到锕系的几乎所有的元素。粒子的能量从103eV一直持续到1020eV以上。初级宇宙线携带着有关产生源、银河和日地空间的物质特征和物理过程的信息。因此它的信息对于天体物理学、高能物理学乃至环境 详情>>
简介吸收强子成分光子电子成分μ子成分地下宇宙线中微子成分次级宇宙线强度的时间变化简介次级宇宙线是由初级宇宙线与大气作用产生的各种射线。初级宇宙线的粒子进入大气后逐渐被吸收，它们与大气中原子核作用产生的强子构成次级宇宙线的强子成分；产生的π0或η介子,又衰变为γ光子,γ光子在大气中电磁级联簇射，构成次级宇宙线的电子光子成分；π±或K±介子衰变产生次级宇宙线的μ子成分。这些粒子统称为次级宇宙线。人们在 详情>>
地下宇宙线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。共有3132个闪烁计数器。他们用此装置观测超高能X 详情>>
高空观测宇宙线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 详情>>
高山观测宇宙线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 详情>>
国际宇宙线大会（ICRC）是由IUPAP下属的宇宙线委员会(C4)指导举办的每两年一次的国际系列会议，是国际宇宙线界最主要的国际会议。国际宇宙线大会的议题广泛，涵盖宇宙线高能物理、宇宙线天体物理、太阳和日地空间高能物理等，研究的问题涉及宇宙线的起源、粒子物理、宇宙学等前沿学科的实验和理论解释，研究的宇宙线粒子的能量跨度从太阳宇宙线（~109电子伏特）直到极高能区（1021电子伏特），能量跨度达到1 详情>>
海平面观测宇宙线:能量为10～10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 详情>>
简介宇宙线超高能相互作用简介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 详情>>
太阳活动产生的高能粒子流，又称太阳高能粒子。太阳活动主要是耀斑活动。太阳宇宙线的主要成分是质子和电子，也包括少量其他核成分。近年来的观测已证实，有的耀斑也辐射中子。太阳宇宙线并不是孤立的，它是收到星系的引力作用，激发出的内在的粒子运动，从而产生的光、磁等看的见的与看不见的射线。质子耀斑太阳质子核成分与同位素太阳电子加速传播效应方向性质子耀斑太阳活动激烈时，在磁场结构复杂的活动区中，磁场梯度很强的多 详情>>
参见：羊八井观测站 详情>>
银河宇宙线，指来自银河系的高能粒子，这些粒子在进入地球磁场控制的区域之前称为初始宇宙线。通常初始宇宙线的强度变化很小，只在太阳活动非常剧烈的时候，太阳风暴经过的区域银河宇宙线的强度才会出现大幅度的下降。概述化学组成在银河系的分布长期变化起源能谱概述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 详情>>
参见：宇宙射线 详情>>
宇宙线进入地球大气层后，由于与大气的相互作用，宇宙线的强度随高度发生变化。在50公里以上，宇宙线强度几乎保持不变，这表明50公里以上的大气对宇宙线强度影响不大。这部分粒子包括初级宇宙线和它与大气相互作用反射出来的“反照粒子”。在50公里以下，地球大气对宇宙线的影响增强，产生出大量次级粒子。随着大气密度的增加，次级粒子越来越多，宇宙线强度很快增大，至19公里附近形成极大值。随后，由于大气对粒子的吸收 详情>>
概念宇宙线组成宇宙成因核素(宇宙物质轨道效应暴露年龄)概念空间化学的分支学科。它研究宇宙线的化学组成、通量、能谱及其时空分布，以及宇宙线与陨石等靶核物质相互作用引起的核反应机制和核反应产物（宇宙成因核素）的特性。宇宙线组成宇宙线是来自宇宙空间的各种高能粒子流。通常称地球大气层外的宇宙线为初级宇宙线。宇宙线的主要成分是质子(氢原子核),其次是α粒子（氦原子核）,还有少量其他较重元素的原子核,以及电子 详情>>
研究宇宙线的性质的一门物理学分支学科。宇宙线是来自宇宙深处的高能射线。进入大气层之前的宇宙线称为〖htk〗初级宇宙线〖ht〗，它们进入大气层，与大气层原子核相互作用产生的各种粒子称为〖htk〗次级宇宙线〖ht〗。宇宙线物理简介电离度变化电磁级联簇射开创新纪元中国的研究研究重点宇宙线物理简介宇宙线物理的研究主要集中在天体物理、高能物理和日地空间物理三个方面。①天体物理方面的研究，包括宇宙线的起源、加 详情>>
将天体演化和物质结构两大前沿学科联系起来的边缘学科。大致可分为：1．宇宙线天体物理：利用宇宙线进行天文观测，研究天体和宇宙空间的状态、组成和演化规律，以及宇宙线的起源、加速、传播和演变。2．宇宙线高能物理：利用宇宙线进行高能物理实验，研究基本粒子的结构和相互作用及相互转化规律。3．宇宙线空间物理和地球物理：研究宇宙线与行星际空间、磁层、电离层、大气层和地磁场的相互作用及变化规律。这3个分支各有侧重 详情>>
宇宙线重核效应(简介研究意义)研究内容(宇宙线重核的组成宇宙线重核的传播和演变)宇宙线重核效应简介宇宙线重核粒子在传播过程中的各种物理过程，以及与星际介质氢、氦等的相互作用。宇宙线重核是指宇宙线中原子序数Z>2的核粒子。1948年弗赖尔(P.S.Freier)等人在高空飞行的气球上，用云雾室和依尔福核乳胶照相发现了原子序数达到40，动能达到5×10电子伏的宇宙线重核粒子。这表明轰击地球的宇宙 详情>>
简介吸收强子成分光子电子成分μ子成分地下宇宙线中微子成分次级宇宙线强度的时间变化简介次级宇宙线是由初级宇宙线与大气作用产生的各种射线。初级宇宙线的粒子进入大气后逐渐被吸收，它们与大气中原子核作用产生的强子构成次级宇宙线的强子成分；产生的π0或η介子,又衰变为γ光子,γ光子在大气中电磁级联簇射，构成次级宇宙线的电子光子成分；π±或K±介子衰变产生次级宇宙线的μ子成分。这些粒子统称为次级宇宙线。人们在 详情>>
地下宇宙线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。共有3132个闪烁计数器。他们用此装置观测超高能X 详情>>
高空观测宇宙线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 详情>>
高山观测宇宙线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 详情>>
国际宇宙线大会（ICRC）是由IUPAP下属的宇宙线委员会(C4)指导举办的每两年一次的国际系列会议，是国际宇宙线界最主要的国际会议。国际宇宙线大会的议题广泛，涵盖宇宙线高能物理、宇宙线天体物理、太阳和日地空间高能物理等，研究的问题涉及宇宙线的起源、粒子物理、宇宙学等前沿学科的实验和理论解释，研究的宇宙线粒子的能量跨度从太阳宇宙线（~109电子伏特）直到极高能区（1021电子伏特），能量跨度达到1 详情>>
海平面观测宇宙线:能量为10～10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 详情>>
简介宇宙线超高能相互作用简介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 详情>>
太阳活动产生的高能粒子流，又称太阳高能粒子。太阳活动主要是耀斑活动。太阳宇宙线的主要成分是质子和电子，也包括少量其他核成分。近年来的观测已证实，有的耀斑也辐射中子。太阳宇宙线并不是孤立的，它是收到星系的引力作用，激发出的内在的粒子运动，从而产生的光、磁等看的见的与看不见的射线。质子耀斑太阳质子核成分与同位素太阳电子加速传播效应方向性质子耀斑太阳活动激烈时，在磁场结构复杂的活动区中，磁场梯度很强的多 详情>>
参见：羊八井观测站 详情>>
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银河宇宙线，指来自银河系的高能粒子，这些粒子在进入地球磁场控制的区域之前称为初始宇宙线。通常初始宇宙线的强度变化很小，只在太阳活动非常剧烈的时候，太阳风暴经过的区域银河宇宙线的强度才会出现大幅度的下降。概述化学组成在银河系的分布长期变化起源能谱概述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 详情>>
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宇宙线进入地球大气层后，由于与大气的相互作用，宇宙线的强度随高度发生变化。在50公里以上，宇宙线强度几乎保持不变，这表明50公里以上的大气对宇宙线强度影响不大。这部分粒子包括初级宇宙线和它与大气相互作用反射出来的“反照粒子”。在50公里以下，地球大气对宇宙线的影响增强，产生出大量次级粒子。随着大气密度的增加，次级粒子越来越多，宇宙线强度很快增大，至19公里附近形成极大值。随后，由于大气对粒子的吸收 详情>>
概念宇宙线组成宇宙成因核素(宇宙物质轨道效应暴露年龄)概念空间化学的分支学科。它研究宇宙线的化学组成、通量、能谱及其时空分布，以及宇宙线与陨石等靶核物质相互作用引起的核反应机制和核反应产物（宇宙成因核素）的特性。宇宙线组成宇宙线是来自宇宙空间的各种高能粒子流。通常称地球大气层外的宇宙线为初级宇宙线。宇宙线的主要成分是质子(氢原子核),其次是α粒子（氦原子核）,还有少量其他较重元素的原子核,以及电子 详情>>
研究宇宙线的性质的一门物理学分支学科。宇宙线是来自宇宙深处的高能射线。进入大气层之前的宇宙线称为〖htk〗初级宇宙线〖ht〗，它们进入大气层，与大气层原子核相互作用产生的各种粒子称为〖htk〗次级宇宙线〖ht〗。宇宙线物理简介电离度变化电磁级联簇射开创新纪元中国的研究研究重点宇宙线物理简介宇宙线物理的研究主要集中在天体物理、高能物理和日地空间物理三个方面。①天体物理方面的研究，包括宇宙线的起源、加 详情>>
将天体演化和物质结构两大前沿学科联系起来的边缘学科。大致可分为：1．宇宙线天体物理：利用宇宙线进行天文观测，研究天体和宇宙空间的状态、组成和演化规律，以及宇宙线的起源、加速、传播和演变。2．宇宙线高能物理：利用宇宙线进行高能物理实验，研究基本粒子的结构和相互作用及相互转化规律。3．宇宙线空间物理和地球物理：研究宇宙线与行星际空间、磁层、电离层、大气层和地磁场的相互作用及变化规律。这3个分支各有侧重 详情>>
宇宙线重核效应(简介研究意义)研究内容(宇宙线重核的组成宇宙线重核的传播和演变)宇宙线重核效应简介宇宙线重核粒子在传播过程中的各种物理过程，以及与星际介质氢、氦等的相互作用。宇宙线重核是指宇宙线中原子序数Z>2的核粒子。1948年弗赖尔(P.S.Freier)等人在高空飞行的气球上，用云雾室和依尔福核乳胶照相发现了原子序数达到40，动能达到5×10电子伏的宇宙线重核粒子。这表明轰击地球的宇宙 详情>>