宇宙线起源中物理学前沿问题

宇宙线是由奥地利物理学家赫斯在1912年高空气球实验中发现的.此后,人们在宇宙线的研究中发现了众多的基本粒子及其相互作用规律,中微子振荡的最早发现也来自太阳中微子和大气中微子实验.迄今为止,人们所知道的最高能量的粒子也来自于宇宙线的观测.宇宙线的起源、加速和传播是一个世纪科学问题,从中诞生了高能伽玛天文学、高能中微子天文学和极高能宇宙线天文学.目前,人们已经发现了为数众多的电子加速源,但作为宇宙线成分中最为主要的核子,其起源问题依然没有解决.精确测量宇宙线核子的成分和能谱,观测和研究高能伽玛射线、高能中微子及极高能宇宙线的产生地点和相关机制,有助于解决宇宙线的起源问题.此外,这些研究也是间接探测暗物质粒子,研究宇宙演化和新物理学规律的重要手段.     

超高能宇宙线从何而来?

宇宙线是来自外太空的唯一物质样本,携带着粒子物理、高能天体物理、宇宙物质组成及其演化的丰富信息.已知的宇宙线粒子最高能量约为3×10~(20) eV."宇宙线是如何被加速的?""其起源天体是什么?""在这样的高能情况下,已知的物理学规律是否还能适用?"等这些都是有待解决的重大科学问题.为此人们通过多种实验手段在空间和地上开展宇宙线的多信使研究.在过去的几十年里,宇宙线、伽马射线和中微子观测取得了丰富的成果:(1)宇宙线能谱、成分和各向异性的测量精度达到了史无前例的水平,极高能宇宙线的偶极各向异性表明这些粒子来自银河系之外;(2)空间实验发现了3000多个GeV伽马源,地面实验发现了近200个TeV源,它们大多为高能电子源,有几个已被认证为强子源;(3)冰立方实验发现了近百个高能中微子,它们的各向同性分布暗示着河外起源.这些新结果为解决宇宙线的起源问题和发展相关的粒子加速理论奠定了基础.新一代更高灵敏度的实验装置的建设和运行正在开启宇宙线粒子天体物理研究的新篇章.     

据COS-B数据证实PSR1055-52为一颗新的γ射线脉冲星

美国CGRO卫星(Compton Gamma RayObservatory)最近又发现了一颗γ射线脉冲星PSR1055-52.我们利用文献[1]的方法对包含PSR1055-52方向的COS-B卫星观测数据Obs.5进行了分析.据射电观测值外推到COS-B观测时刻,得到该时刻频率f和频率变率(?)的预测值f_0和(?)_0,在此预测值(f_0,(?)_0)附近(±(?)_0△T,     

帶电粒子加速器的种类特性和用途

一总论 (一) 加速器应用的一般介紹 “帶电粒子加速器”是用人工方法使带电粒子受电磁场作用而加速达高能量的裝置,一般簡称为“加速器”,其用途很广: 1.首先在原子核物理领域,常要求从加速器中得到高能粒子作为核彈去轟击各种原子核。主要进行的工作有以下三方面: (1) 核反应工作; (2) 核結構問题的研究; (3) 核力問題的研究。通常作为核彈的粒子有五种:a(氦核_2He~4),d(重氫核_1H~2)、p(氫核_1H~1)、中子(_0n~1)和光子(γ)。后兩种核彈不帶电,虽不能直接由加速器获得,但可以通过帶电粒子的核反应間接地得到。例如氘核与氘核作用放出中子,电子射綫遇到其他物質則放出γ射     

LHAASO在宇宙线物理中的里程碑意义

高海拔宇宙线观测站(Large High Altitude Air Shower Observatory, LHAASO)是110年来人类研究宇宙线最大的实验装置之一,核心的科学问题是寻找宇宙线的起源,不但要探测超高能(ultra-high energy, UHE)伽马射线源,还要精确测量地球附近带电宇宙线的成分和能量分布,系统地研究宇宙线的加速与传播.其首批科学发现就开创了UHE伽马天文学领域,展现出银河系丰富多彩的宇宙线加速源的候选天体,奠定了发现宇宙线起源的良好基础,指明了随后探索宇宙线加速机制、传播效应等精确研究的方向,同时也对现有的理论和模型提供了精确检验的机会与挑战. LHAASO的发现,对其后宇宙线、伽马天文、中微子天文等方面的未来实验研究提出了明确的要求.本文综述了我国大科学装置LHAASO及其科学发现意义,介绍了其在宇宙线研究中的历史作用,并对未来的发展做出了展望.     

自然信息

γ射线源是一类新天体吗? 由于探测上的困难,γ射线天文学的进展受到了限制。非太阳γ射线天文的成就是在本世纪七十年代以来才取得的。观测γ射线的“小型天文卫星-B”(SAS—B)和宇宙线观测卫星“宇宙号-B”(COS-B)已发现了一些γ射线源。     

Ge(Li)探测器γ射线探测效率的新表达式

一、引言 在γ谱学的研究和应用中,常需知道γ探测器对不同能量(E_γ)的γ射线的探测效率(ε_γ~0)或相对探测效率(ε_γ,例如以~(152)Eu的1408.08keVγ的ε_γ=1.00％为相对标准)。刘     

地下宇宙线的观测和研究

一、地下宇宙线的特点近一、二十年来,虽然高能加速器有了很大的发展,但是,宇宙线的观测和研究仍然受到广泛的重视。在高能物理方面,加速器迄今达到的能量(10~(11)～10~(12)eV)仍远远低于宇宙线中已观测到的超高能粒子的能量(10~(20)～10~(21)eV);在空间物理和天体物理方面,宇宙线的研究则具有不可能为加速器所替代的特点。宇宙线的穿透能力和到达情况是多种多样的。例如:γ射线容易被大气强烈吸收,而中微子则能穿透     

相关模型中的Edgeworth展开与随机加权逼近

考虑如下线性相关模型Y=X’β e, (1)其中X=(x_1,…,x_p)’是R~p上的随机向量,Y是R~1上的随机变量,β=(β_1,…,β_p)’是R~p中未知参数向量,e是R~1上的随机误差变量.这里,只有(X’,Y)’是可观测的.我们假定(A.1)E(e\X)(?)0,E(e~2\X)(?)σ~2,0<σ<∞,0相似文献   

半相依回归方程的一种优于BLUE的估计

一、引言 考虑半相依回归方程Y_i=X_iβ_i+ε_i(i=1,2),其中Y_i是n×1的随机观测向量,X_i是n×p_i阶列满秩矩阵,β_i是p_i×1的未知回归系数,ε_i是n×1的随机误差向量,且满足E(ε_i)=0,cov(ε_i,ε_j)=σ_(ij)I (i,j=1,2),其中σ_(12)≠0,I是n阶单位阵,Σ=(σ_(ij))是2×2阶正定阵。这样的方程可以写为如下线性模型:     

部分线性模型中M型回归样条估计的一些新结果

考虑下列部分线性模型Y_1-X′_1β_0+g_0(T_1)+e_i,1≤i≤n,其中(T_1,X_1,Y_1),…,(T_n,X′_n,Y_n)是随机向量(T,X′,Y)的 i.i.d.样本,X∈R~d,T∈[0,1],β_0为未知参数向量,g_0是一光滑未知函数.这个模型在文献[1]中首次被提出,文献中研究过β_0和 g_0(t)的估计,例如,基于惩罚函数法的平滑样条估计;基于核方法的估计;用分段多项式来逼近 g_0,基于最小二乘法的估计.由于上述估计不稳健,文献[8]用分段多     

太阳中子事件的观测特征与中子能谱的计算

太阳中子事件是与耀斑活动相关的偶发性即刻粒子事件, 主要表现为地面宇宙线探测装置的计数瞬时突增. 太阳中子携带着爆发源区的物理信息: 耀斑大气的元素组成、大气高度、磁场的会聚程度以及磁流体湍动等. 相对于其他带电粒子, 中子能够不受太阳磁场和行星际磁场的束缚而直达地面. 目前, 对太阳中子事件的理论研究, 主要是通过蒙特卡罗模拟, 考虑太阳耀斑环中磁场的螺旋角散射作用和磁镜效应, 计算耀斑磁环模型里各向异性中子的产生与太阳大气高度、时间、角度和能量间的关系, 计算逃逸中子的角分布和能谱, 以及逃逸到地球附近中子的能谱. 观测方面, 主要是结合地面中子监测器记录的超出时间与空间探测到的g射线核谱线发射峰值的时间差, 利用飞行时间方法(Time of Flight Method), 考虑中子监测器的探测效率和中子在地球大气中的衰减因素, 反演日面处的中子能谱. 本文依据已确定的10例太阳中子事件, 评述基本的观测特征, 介绍相应的观测仪器, 探讨太阳中子能谱计算的两种方法(观测法和模型法), 比较不同方法获得的计算结果; 并依托羊八井太阳宇宙线探测装置(中子监测器、太阳中子望远镜), 报道对太阳中子的初步交叉探测特征(1998年11月28日GLE事件和2005年1月20日GLE事件), 指出目前亟待解决的问题.     

宇宙线研究进展

宇宙线物理是研究宇宙线的产生、在星际空间的加速、传播及其与物质相互作用的科学。它与高能物理、空间物理、天体物理和地球物理都有密切的联系。宇宙线的观测和研究是人们探索大自然的重要手段之一。重庆建筑工程学院物理研究室,是1978—1985年全国自然科学学科规划项目——地下宇宙线的观测和研究的负责单位。他们还参加了中日合作的、世界最高的高山乳胶室——西藏甘巴拉山乳胶室的研究工作。他们的科研成果和论文多次在国内外有关会议上发表,其成员也多次受到国际宇宙线会议的邀请。这里刊载的两篇文章,第一篇介绍了宇宙线研究的概况和进展——作者刘中和副教授是中国空间科学学会理事,高能物理学会宇宙线专业组成员。第二篇介绍了乳胶在宇宙线研究中的应用,这是当前国际宇宙线研究中比较活跃的课题。作者李光炬同志参加过甘巴拉山乳胶室的建室等研究工作。     

半参数EV模型的参数估计理论

其中(X,T)为取值于R~p×R~1上的可观测随机向量,T的支撑集为有界闭集,不妨设为[0,1],x为p维不可观测随机向量,β为ρ×1未知参数向量,g是定义于[0,1]上的未知函数.(ε,u~r)~r为p+1维随机误差向量,E(ε,u~r)~r=0,Cov(ε,u~r)~r=σ~2I_(p+1),σ~2>0未知,且(ε,u~r)~r与(X,T)独立.模型(1)属于一类半参数的EV(Erorr-in-Varibles)模型,它表明变量Y关于(x,T)的回归函数E(Y|(X,T))呈偏线性的形式,且变量x不能直接观测到,所能观测到的是受了误差变量μ干扰的变量X.这类模型有着广泛的应用背景,如在经济、林业、建筑、生物、遥感等领     

超核的奇异相似谱

近年来,通过在核上的奇异交换反应(κ~-,π~-),已经发现了一些超核谱如_△~9Be,_Σ~9Be和_△~(12)C,_Σ~(12)C等.分析无反冲奇异交换反应(κ~-,π~-)的实验激发谱,人们可以发现     

部分线性模型参数分量的M估计的渐近正态性

Engle等人提出了下列部分线性模型Y_i=X_i~tβ_0 g_0(T_i) u_i,1≤i≤n其中(T_1,X_1~t,Y_1),…,(T_n,X_n~t,Y_n)是随机向量(T,X~t,Y)的i.i.d.样本,U_i为随机误差,U_1,…,U_n与(T_1,X_1~t),…,(T_n,X_n~t)相互独立,X∈R~d,T∈[0,1],β_0为未知参数向量,g_n是一光滑未知函数.文献中,有许多学者讨论了关于这个模型的估计问题,包括惩罚函数法、基于分段多项式逼近的最小二乘法和基于核函数近似的最小二乘法.由于上述方法得到的估计不稳健,本文用分段多项式逼近g_0讨论较稳健的M估计.记g_n(t)=(?)(t)~ta为一分段m阶多项式,其段数为M_n,其中(?)(t)是一函数向量,β_0和     

苯乙烯增长自由基ESR谱与其活性端微区环境研究

按Freed方法可得到阻尼振荡模型下构象角呈连续分布时β质子对线宽的贡献(1)式,式中B为常数,γ_e为电子的旋磁比,(1)β为阻力系数,ω_0为振荡固有频率,I为转     

宇宙线粒子的时间相关

1973年宇宙γ射线暴的发现,引起人们猜想:对于宇宙线荷电粒子,是否也存在类似的高能爆发现象?近年来,已开始出现寻找宇宙线粒子暴的实验。例如,寻找关于γ暴起源的尘粒模型所预期的地面μ子暴,寻找超高能区(10~(13)～10~(14)eV)γ射线暴在空气中引起的次级粒子暴。这些实验都是研究在宇宙线粒子计数的泊松分布背景上是否存在异常的高计数事例,它们的结果都是否定的。这些实验都采用不加选择地测量粒子计数分布的办法,因而比较稀少的爆     

原子核的分子现象

为了了解原子核的结构和性质,长期以来人们用电子、质子、中子和α粒子(氦原子核)等轻粒子去轰击各种原子核,通过对观测数据的分析逐渐认识到,许多原子核的结构类似于原子的球形壳层结构(核壳层模型),而另一些原子核的结构则具有明显的整体形变(核集体模型),近年来,由于重离子加速器在技术     

不分明道路与不分明连通性

本文研究不分明拓扑学中的连通性,提出了不分明道路、不分明道路连通集等概念,并且得到了若干结果。定义1 设ι=[0,1],8_ι表示ι上的欧氏子空间拓扑,由(ι,8_ι)引导出的不分明拓扑空间记作(ι,(?)_ι)。又设(X,τ)是不分明拓扑空间。若α:(ι,(?)_ι)→(X,τ)是不分明连续映射,E是(ι,(?)_ι)中连通集,并且E(0)>0,E(1)>0,则α(E)称作(X,τ)中一条不分明道路。X上不分明点(α(0))_(E(0))