宇宙线能量与质量实验CREAM-中国科学院空间应用工程与技术中心
利用西藏羊八井ARGO实验研究宇宙线与大气电场的关联
大气电场强度约为 １０２ ０ ／ ．０ Ｖ ｍ，指 向地面。各地大气 电场的实际数值取决 于当地 的条件 ，如大 ０
气 巾的尘埃 、地貌 以及季节 和时间等 。大气 电场变 化可 以提供天气变 化 、环境变化和空气污染 的重要信息 ，是一个重要 的气象参量。利用 宇宵线短时间尺度的变化 ，比如宁宙线福布什下降，
要组成结构人手研究 。我们 知道 ，协议是两个或两个 以上 的参与者 （ 亦称 主体或实体 ） 通过一
系列消息交换 步骤 以完成某个特定 目标或任务 的约定 ，这个约定既包括 埘协 议参与者交换消息 的步骤次序 （ 即协议 时序 ）的约定 ，也包括对消息组成结构 的约定 。如果这两种需要约定的部
以奋进锋芒，见万物之“光”——记中国科学院上海光学精密机械研究所研究员张辉
2023年9月 科学中国人 53以奋进锋芒，见万物之“光”——记中国科学院上海光学精密机械研究所研究员张辉 郑 心 卫婷婷 2023年4月20日，“2022中国光学十大进展”评选结果正式公布，中国科学院上海光学精密机械研究所（简称“上海光机所”）强场激光物理国家重点实验室研究员张辉领衔的研究成果赫然在列。
依托于上海超强超短激光实验装置（又名“羲和激光装置”“S U L F”) ，他们在首轮磨合实验中利用SULF-10PW激光轰击微米金属靶，在靶后法线鞘层加速机制下获得了截止能量达62.5MeV的质子束。
这一结果已达到国内领先水平，并进入国际前列。
未来通过进一步优化，团队有望获得百MeV级的高能质子束，切实推动激光质子源在聚变能源、肿瘤治疗等重要领域的应用。
当获奖的消息第一时间传回上海光机所时，张辉却恍然未知，“当时我正在羲和激光装置上开展激光打靶的相关实验”。
在他眼中，科研奖项或荣誉的取得从来都是成果的“附属品”，“只要研究成果足够值得推广，或能切实推动行业发展，赞誉自然纷至沓来。
不过即便如此，我的个人荣誉与成果落地的效用相比，分量也是微不足道的”。
因此多年来，他一直埋首在强场激光物理的研究一线，即便手下“操控”着世界上“最快的刀”“最亮的光”，甚至连太阳都难出其锋芒，他也甘当强光照射下站在“暗影”中的人。
“高能质子束的能量还有提升的空间”，惊喜过后，他很快便开启了对自己接下来职业生涯的谋篇布局。
在勠力前行中锚定理想“始于好奇，臻于志趣”，回头看，张辉成长、求学、投身科研的人生过往篇章大致可凝练为这8个字。
高中时期，理学学科的优异成绩让他萌发了一个继续研学的目标，但理学专业分支众多、覆盖面极为广泛，这时，自然科学的带头学科——研究大至宇宙，小至基本粒子等一切物质最基本运动形式和规律的物理学，以其深厚底蕴吸引着张辉的注意。
于是，高二时，已经确定人生航向的他提前参加了高考，报考了中国科学技术大学少年班。
【最新文档】科技手抄报：暗物质里藏着宇宙质量之谜-范文模板 (3页)
== 本文为word格式，下载后可方便编辑和修改！ ==科技手抄报：暗物质里藏着宇宙质量之谜在国际空间站上守望太空的阿尔法磁谱仪(AMS)，“上岗”一年多来让物理学家忙个不停。
2月20日，该项目的提出者和首席科学家丁肇中透露，AMS 首批数据的分析报告将在几周内发表，很可能将是暗物质研究的阶段性突破。
继去年宣布发现“疑似上帝粒子”之后，暗物质正成为物理学界着力攻打的前沿目标，相关消息和猜想不时见诸媒体。
那么，暗物质究竟有多“暗”，物理学家又是如何计划用科学之光去照“亮”它呢?20世纪30年代，瑞士天文学家弗里兹·茨威基(Fritz Zwicky)研究了距离我们约两亿光年的COMA星系团，他先测量了星系团中各个星系的亮度，通过已知的亮度和质量的关系，得出了可以看见的星系团质量。
接下来，他又测量了各个星系的公转速度以及它们到星系团中心的距离，通过万有引力定律计算出了星系团的总质量。
他发表了一个惊人结果：在星系团中，看得见的星系只占总质量的1/300以下，而99%以上的质量是看不见的，只能通过引力“感觉”到它们的存在。
为什么要寻找暗物质?在宇宙学中，暗物质(dark matter)又称为暗质，是指无法通过电磁波的观测进行研究，也就是不与电磁力产生作用的物质。
暗物质不发光，也不反射光，无论用什么波段的光，都找不到它们。
然而科学家却相信，暗物质是确实存在的。
这是因为质量泄露了它们的蛛丝马迹。
1933年，瑞士天文学家兹威基通过测量发现，按照引力定律，所观察的星系“质量不够”，不足以使其凝聚在一起。
此后几十年中科学家对宇宙膨胀速度的测量、星系形成过程的模拟，也表明宇宙的总质量应该远远大于已知物质的总质量。
这些现象迫使天文学家和物理学家提出，宇宙中存在“暗物质”和“暗能量”，这些暗物质并不是由现有物理标准模型中的粒子所构成的。
暗物质只参与引力作用，让恒星、星系和宇宙能成为今天我们所能看到的样子;而不参与电磁力作用，因此使用传统的手段无法探测。
中国科学院粒子天体物理重点实验室
1142中国科学院粒子天体物理重点实验室中国科学院粒子天体物理重点实验室(以下简称实验室)依托单位为中国科学院高能物理研究所，其前身为1951年中国科学院近代物理研究所成立的宇宙线研究组，后演变为原子能研究所和高能物理研究所宇宙线室。
著名物理学家张文裕、王洽昌、肖健等曾任该室主任，著名物理学家钱三强、何泽慧始终关心并置身于该室的科学研究。
经中国科学院批准，宇宙线和高能天体物理开放实验室于1997年4月成立,2003年7月更名为粒子天体物理重点实验室。
实验室在2014年和2019年的中国科学院重点实验室评估中连续两次被评为A类。
目前，张双南研究员任实验室主任，蔡荣根院士任实验室学术委员会主任。
一、目标、定位与发展策略实验室面向国际科技前沿和国家战略需求，以揭示深层次的物质结构和大尺度的物理规律为目标,重点建设粒子天体物理学交叉学科，聚焦高能天体物理、宇宙线天体物理、中微子天体物理、暗物质、粒子宇宙学等研究方向，开展全方位(地下、高山和空间)、多波段(微波、光学、X射线和丫射线)、多信使(电磁波、中微子、宇宙线)的观测和探测研究，同时根据学科需要布局实验项目，发展核心技术，致力于建设特色鲜明、国际先进和领先的粒子天体物理领域高水平的基础理论和实验研究、新探测技术研发中心及高层次人才培养基地,取得重大和突破性科学成果,引领国际粒子天体物理领域的发展。
实验室的总体定位是：瞄准重大问题开展基础研究，针对学科前沿提出重大项目，建设实验平台提升仪器性能，发展核心技术支撑长远发展。
发展策略是:“四代同室”一成果一代、研制一代、预研—代、概念一代。
二、重要任务和成果实验室凭借在实验设计、探测器研制、观测数据处理、物理解释等方面的综合优势，提岀并承担或参与了多项粒子天体物理领域的大型实验项目。
空间X/丫射线天文观测与空间粒子探测:成功研制运行中国第一颗空间X射线天文卫星“慧眼”硬X射线调制望远镜(Insight-HXMT)卫星、天宫2号唯一的天文载荷Y暴偏振仪(POLAR),POLAR-2成功入选中国空间站首批科学实验;提出且即将发射引力波电磁对应体全天监测器(GECAM)；提出并正在预研国际合作天文台级X射线卫星项目“增强型X射线时变与偏振探测卫星(eXTP)”、中国空间站规划中的大型科学载荷之一高能宇宙辐射探测设施(HERD)；成功研制暗物质粒子探测卫星(DAMPE)主要载荷之一的硅阵列探测器(STK)、电磁监测试验卫星主要载荷之一的高能粒子探测器；提出并正在研制中法合作天文卫星空间变源监视器(SVOM)4个科学仪器之一的丫射线监视器(GRM)与爱因斯坦探针(EP)二个科学仪器之一的后随观测X射线望远镜(FXT)；实质参与国际空间站大型国际合作项目阿尔法磁谱仪(AMS-02)。
质量与能量之间的转化
质量与能量之间的转化在物理学中，质量与能量被认为是两个基本的物理量。
然而，在尝试理解宇宙运行和自然法则的过程中，人们开始意识到质量与能量之间存在着紧密的联系和转化。
一、爱因斯坦的质能关系爱因斯坦提出了著名的质能关系，即E=mc²。
这个简洁而重要的方程揭示了质量与能量之间的转化关系。
方程中的E代表能量，m代表质量，c为光速。
这个方程表明，质量可以转化为能量，而能量也可以转化为质量。
这个关系的最早的实际应用出现在核能的研究中。
核能是一种巨大的能量来源，当原子核发生裂变或聚变时，会释放巨大的能量。
根据质能关系，能量的释放是由于发生的核反应引起的质量变化。
二、物质粒子的相互转化除了质能转化的情况，物质粒子之间也能相互转化。
这可以通过粒子加速器的实验来观察到。
加速器能够以极高的速度加速粒子，当粒子撞击目标时，它们的能量可以转化为新的粒子产生。
一个著名的例子是希格斯玻色子（Higgs boson）的发现。
希格斯玻色子是宇宙中质量产生的粒子之一。
通过欧洲核子研究中心（CERN）的大型强子对撞机（LHC）实验，科学家们成功地观察到了希格斯玻色子的存在。
这个实验证明，高能量碰撞可以导致粒子的生成和质量的产生。
三、质能与生物转化质量与能量转化不仅仅出现在微观世界和物理学领域，它也与生物学相关。
在生物转化中，例如食物的消化过程，质量被转化为能量以维持生物的生命活动。
我们吃进去的食物中的分子经过消化和新陈代谢过程，最终转化为能量。
这种能量被身体利用来进行各种生命活动，如运动、呼吸和思考等。
此外，在生物体中，能量也可以通过多种方式转化为质量。
例如，光能可以刺激植物进行光合作用，将二氧化碳和水转化为有机物，如葡萄糖。
这个过程中，光能被转化为化学能量，进而转化为植物体的质量。
四、思考质量与能量转化的重要性质量与能量之间的转化在我们生活中无处不在，并且对我们的理解和日常生活有着重要的影响。
通过理解质量与能量的互相转化，我们可以更好地理解宇宙的运行和自然法则。
宇宙线高能光子探测器初步研究-中国科学院高能物理研究所
高能物理学会2010年会
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几种可能的量能器设计
高能物理学会2010年会
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钨-闪烁体夹层量能器
• • • • 面积 1m×1m 30 层 ( 30 辐射长度 ) 闪烁体条 0.5×0.5×100cm 使用30, 28, 24, 21, 20, 19, 18层数据重建
– 能量重建 – 角度重建（重心拟合法） – 粒子鉴别（TMVA）
Elayer / Evis
last
3/ 2
var3 ln(EvisE ) layer /_ E var3 /layer Erec E vis last
layer1
layer1
[ln Erec _ last ] 5
var4
layer
layer E hotcell
layer layer E / N layer hotcell hotcell
• 对探测器的限制
– 探测器体积限制 – 探测器电子学道数限制
• 优化设计目的：在给定的探测器限制下给出最好 的探测器性能
高能物理学会2010年会
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探测器设计优化
• 通过蒙特卡罗模拟各种探测器 钨-闪烁体夹层电磁量能器 长条晶体堆叠电磁量能器 反符合探测器 锂玻璃中子探测器 • 需要考虑的探测器性能指标包括 接收度，能量分 辨率，角度分辨率，粒子鉴别等
– – – – 饱和效应 温度效应 单位辐射长度的重量 耗电量
高能物理学会2010年会
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粒子鉴别: TMVA
• TMVA
( Toolkit for MultiVariate Data Analysis )
:
– 一种通过机器学习方法完成事例识别的工具 –集成在 ROOT 软件里面 –机器学习方法包括增强决定树(Boost Decision Tree)、 人工神经网络等等
天文科普之揭秘宇宙线打开宇宙之门的金钥匙
天文科普之揭秘宇宙线，打开宇宙之门的金钥匙版权所有：中国科普博览/gb/special/20110830_yzx/jmyzx.ht ml#list1宇宙线是一种来自宇宙的高能粒子流，是联系宇观、微观世界和日地环境变化的天然的宝贵科学资源。
自1912年奥地利物理学家赫斯（Hess）乘坐热气球发现宇宙线以来，宇宙线研究已取得了很大成就，而我国创建的羊八井国际宇宙线观测站已成为世界一流宇宙线观测窗口。
时值第32次国际宇宙线学术大会之际，一场纪念宇宙线发现者HESS举办的公众报告，为国内的科学爱好者讲述宇宙线和高山观测，解开宇宙线的神秘面纱。
所谓宇宙射线，指的是来自于宇宙深处的高能粒子流，携带着宇宙起源、天体演化、太阳活动及地球的空间环境等科学信息，是一种宝贵的科学资源。
1912年，德国科学家韦克多·汉斯带着电离室在乘气球升空测定空气电离度的实验中，发现电离室内的电流随海拔升高而变大，从而认定这是来自地球以外的一种穿透性极强的射线所产生的，于是有人为之取名为“宇宙射线”。
宇宙射线的发现奥地利物理学家赫斯(VictorFranzHess,1883-1964)（右图）是一位气球飞行的业余爱好者。
他设计了一套装置，将密闭的电离室吊在气球下。
他乘坐气球，将高压电离室带到高空，静电计的指示经过温度补偿直接进行记录。
他一共制作了十只侦察气球，每只都装载有2～3台能同时工作的电离室。
1911年，第一只气球升至1070米高，辐射与海平面差不多。
1912年，他乘坐的气球升空达5350米。
他发现离开地面700米时，电离度有些下降（地面放射性造成的背景减少所致），800米以上似乎略有增加，而后随着气球的上升，电离持续增加。
在1400米～2500米之间显然超过海平面的值。
在海拔5000米的高空，辐射强度竟为地面的9倍。
由于白天和夜间测量结果相同，因此赫斯断定这种射线不是来源于太阳的照射，而是宇宙空间。
赫斯认为应该提出一种新的假说：“这种迄今为止尚不为人知的东西主要在高空发现……它可能是来自太空的穿透辐射。
宇宙线探测实验数据分析-IHEP
宇宙线探测实验数据分析1陈松战chensz@中科院高能物理研究所9月10-14日“粒子物理数据分析基础和前沿研讨会”@IHEP内容一、宇宙线入门宇宙线基本知识宇宙线研究的物理问题 EAS 及其探测中国宇宙线实验发展历史小结二、EAS 阵列宇宙线数据分析基础实验数据的仿真模拟 实验数据的刻度 数据的重建 成分鉴别数据质量监测（月影与标准烛光Crab ）小结2三、天体源相关数据分析几个坐标系 背景估计 天图分析显著性估计伽马/质子鉴别品质因子 流强估计能谱拟合 小结四、几个物理分析实例GRB 的寻找 全天区扫描 扩展源分析 AGN 的监测宇宙线各向异性分析 日地空间磁场的测量 小结总结一、宇宙线入门3宇宙线基本知识宇宙线研究的物理问题EAS及其探测中国宇宙线实验发展历史1.1 宇宙线基本知识41912年﹐奥地利物理学家Hess乘坐气球五千米高空发现空气电离率升高，说明由地球外辐射（宇宙线）引起。
HESS result宇宙线的发现（1912）5宇宙线全粒子能谱宇宙线的能量从109到1021eV，跨越10多个量级，呈现一个简单的幂律形式，这表明其非热谱性质。
宇宙线：主要为核子，约87%质子，12%α粒子（氦核子），少量锂﹑铍﹑硼、碳﹑氮﹑氧等原子核﹐以及电子、γ射线和中微子。
气球和卫星实验EAS实验LHC6宇宙线能谱全粒子谱几个显著特征：4x1015eV ‘膝’4x1017eV ‘第二膝’1019eV ‘踝’1020 eV ‘GZK 截断’GZK膝踝1.2 宇宙线相关的物理问题7早期在基本粒子方面成果：正电子（1933）、µ子（1937）、π介子（1947）、K介子（1948）、Λ（1951）、Ξ重子（1952）和∑（1953）等。
现在研究内容转向天体物理，主要围绕三个基本问题：起源：宇宙线起源于何处？河内or河外？超新星？AGN？GRB？加速：宇宙线是如何被加速的？传播：星系间介质作用？星际磁场作用？与EBL，CMB作用？宇宙线的起源8宇宙线的起源是所有问题的核心，被称为“世纪之谜”。
从近地点到远地点运动过程中动能、势能和机械能的变化
从近地点到远地点运动过程中动能、势能和机械能的变化1.引言1.1 概述概述近地点到远地点的运动过程中，动能、势能和机械能都会发生变化。
本文将重点讨论这些能量的变化过程，并对近地点和远地点运动过程中能量变化进行比较与分析。
在天体力学中，近地点和远地点是指物体在椭圆轨道上离中心点最近和最远的两个位置。
物体在这两个位置之间运动时，会经历动能、势能和机械能的转变。
动能是物体运动时所具有的能量，它与物体的质量和速度有关。
在近地点运动过程中，由于物体离中心点较近，其速度较快，因此动能较大。
而在远地点运动过程中，物体离中心点较远，速度较慢，因此动能较小。
由此可见，近地点和远地点之间，动能发生了明显的变化。
势能是物体由于位置而具有的能量，它与物体的质量、位置和引力场强度有关。
在近地点运动过程中，物体离中心点较近，引力场强度较大，因此势能较小。
而在远地点运动过程中，物体离中心点较远，引力场强度较小，势能较大。
因此，近地点和远地点之间，势能也发生了明显的变化。
机械能是动能和势能的总和，是物体的总能量。
在近地点运动过程中，由于动能较大、势能较小，机械能较大。
而在远地点运动过程中，由于动能较小、势能较大，机械能较小。
因此，近地点和远地点之间，机械能也发生了明显的变化。
通过比较近地点和远地点运动过程中能量的变化，我们可以得出结论：近地点运动过程中的动能和机械能较大，势能较小；而远地点运动过程中的动能和机械能较小，势能较大。
这与近地点和远地点的位置关系和引力场强度有关。
了解近地点和远地点运动过程中能量的变化，对我们深入理解天体运动、预测天体轨道以及开展相关应用具有重要意义。
通过研究天体的动能、势能和机械能变化，在航天领域中可以更好地探测、控制和利用天体运动，为航天器设计和太空任务规划提供理论依据和实际操作指导。
综上所述，本文将深入探讨近地点到远地点运动过程中动能、势能和机械能的变化，通过比较和分析不同能量之间的关系，旨在加深我们对天体运动过程的理解和运用。
捕捉高能粒子 大科学工程LHAASO探索宇宙奥秘
捕捉高能粒子大科学工程LHAASO探索宇宙奥秘今年4月27日，来自中国、美国、日本、德国、法国、意大利、俄罗斯、瑞士等国的专家、学者共同来到海拔4410米的四川省稻城县海子山，现场考察正在建设中的高海拔宇宙线观测站（LHAASO）。
令他们没有想到的是，这个主体工程于2023年6月才开头动工的观测站，首批探测器已经投入科学观测了。
LHAASO是“十二五”期间启动的国家重大科技基础设施项目。
2023年12月获得国家发改委批准立项，总投资约12亿元，系我国自主研发。
整个观测设施由电磁粒子探测器阵列、缪子探测器阵列、水切伦科夫探测器阵列、广角切伦科夫望远镜阵列等组成。
它的目标是捕获宇宙中飞来的高能粒子。
根据建设方案，LHAASO到2023年才能全部完工。
可到今年4月底，由1800个探测器组成的、灵敏面积达22500平方米的一号水切伦科夫探测器阵列，两台广角切伦科夫望远镜，180台电磁粒子探测器和80个缪子探测器已经建好，具备了初步的观测条件。
迫不及待的科学家们采纳了边建设边运行的模式开头了他们的科学探究之旅。
高能的宇宙线是来自宇宙空间的高能粒子，其能量跨度为109—1020电子伏特，主要由质子和多种元素的原子核组成，并包括少量电子和光子。
LHAASO首席科学家、项目经理，中科院高能物理所讨论员曹臻说，宇宙线充满在整个宇宙中，它携带着宇宙起源、天体演化、太阳活动及地球空间环境等多种重要的科学信息。
“自1912年宇宙线被发觉以来，讨论宇宙线及其起源便成了人类探究宇宙的一条重要途径。
在以往的有关宇宙线的讨论中，科学家发觉了很多的基本粒子，开创了粒子物理学。
并由此诞生了5位诺贝尔奖获得者。
”曹臻把宇宙线称为“银河陨石”，是传递“宇宙大大事”的信使，是发觉“宇宙加速器”的探针。
由于“陨石是我们了解地外天体的重要样本，但我们迄今没方法得到太阳系外特殊是银河系外其他天体的样本。
于是，它们放射出的宇宙线，就成了我们了解银河系的窗口”。
21CMA
项目名称：宇宙第一缕曙光探测首席科学家：武向平中国科学院国家天文台起止年限：2009.1至2013.8依托部门：中国科学院一、研究内容1）确定第一代发光天体的形成时刻和历史宇宙中第一代发光天体（如恒星）是何时诞生的？宇宙中各个地方的第一代发光天体是同时诞生的吗？我们能否真的看到来自宇宙深处第一批恒星的光芒？我们能否看到宇宙从黑暗走向光明的整个过程？这些问题的确是天文学甚至自然科学里极吸引人、同时却极富有挑战性的课题。
而要回答这些问题，我们必须借助天文观测而不是纯理论的推测。
所以，在我们的研究课题中列于首位的关键科学问题是：如何在茫茫宇宙中搜寻到第一代恒星的光芒并且确定它们的诞生时刻。
实现此目标的关键手段是运行我国已经建成的专用射电望远镜阵列21CMA，获得低频波段的宇宙信息，成功分离并除去强大的宇宙前景和背景干扰，以获得来自宇宙第一批发光天体的微弱光芒。
我们项目的大部分经费也将用于21CMA的改造、观测、数据分析直至取得重要发现。
通过1－5年的数据积累，我们期望发现宇宙中的第一代发光天体并且绘制出宇宙第一代天体的形成历史。
2）探测宇宙再电离历史第一代发光天体不管是恒星还是黑洞都将产生大量的UV或软X射线光子，使周围的中性氢发生电离。
宇宙在z＝1000前是电离的，之后变为中性，而今天宇宙中的绝大部分重子物质也是电离的。
所以，第一代发光天体是导致宇宙重子物质再次电离的主要原因。
事实上，我们借助于中性氢的21厘米线探测宇宙中的发光天体并不是靠直接接收发光天体本身的辐射，而是依赖于研究被发光天体UV或软X射线光子电离的氢重新返回基态后的精细结构。
严格来讲，我们探测的是宇宙的再电离过程。
所以，借助于21厘米射电观测，我们可以直接恢复宇宙再电离的历史。
同时，利用射电阵列的空间分辨率和频谱分辨率，我们可以确定不同红移处电离区域的大小和演化过程。
这对研究宇宙中的恒星形成和宇宙结构是十分重要的。
3）宇宙第一代发光天体是恒星还是黑洞？虽然从观测上我们可以确定宇宙的再电离过程和宇宙中第一代发光天体的形成历史，我们还必须确定宇宙中第一代发光天体的性质，即它们究竟是恒星还是黑洞。
航天质量学习心得
学习航空航天知识的体会航空与航天是人们经常接触的两个技术名词，两者虽然仅一字之差，却被称为两大技术门类，这是为什么呢？您稍加注意即可发现，航空技术主要是研制军用飞机、民用飞机及吸气发动机，航天技术主要是研制无人航天器、载人航天器、运载火箭和导弹武器，最能集中体现两者成果的是航空器和航天器。
从航空器与航天器的重大区别上即可看出两个技术领域的显著差异。
第一，飞行环境不同。
所有航空器都是在稠密大气层中飞行的，其工作高度有限。
现代飞机最大飞行高度也就是距离地面30多千米。
即使以后飞机上升高度提高，它也离不开稠密大气层。
而航天器冲出稠密大气层后，要在近于真空的宇宙空间以类似自然天体的运动规律飞行，其运行轨道的近地点高度至少也在100千米以上。
对在运行中的航天器来讲，还要研究太空飞行环境。
第二，动力装置不同。
航空器都应用吸气发动机提供推力，吸收空气中的氧气作氧化剂，本身只携带燃烧剂。
而航天器其发射和运行都应用火箭发动机提供推力，既带燃烧剂又带氧化剂。
吸气发动机离开空气就无法工作，而火箭发动机离开空气则阻力减小有效推力更大。
吸气发动机包括燃烧剂箱在内都可随飞机多次使用，而发射航天器的运载火箭都是一次性使用。
虽然航天飞机的固体助推器经过回收可以重复使用20次，其轨道器液体火箭发动机可以重复使用50次，但与航空器使用的吸气发动机比较起来，使用次数仍然是很少的。
吸气发动机所用的燃烧剂仅为航空汽油和航空煤油，而火箭发动机所用的推进剂却是多种多样的，既有液体的，也有固体的，还有固液型的。
第三，飞行速度不同。
现代飞机最快速度也就是音速的三倍多，且是军用飞机。
至于目前正在使用的客机，都是以亚音速飞行的。
而航天器为了不致坠地，都是以非常高的速度在太空运行的。
如在距地面600千米高的圆形轨道上运行的航天器，其速度是音速的22倍。
所有航天器正常运行时都处于失重状态，若长期载人会使人产生失重生理效应，并影响健康。
正因如此，航天员与飞机驾驶员比较起来，其选拔和训练要严格得多。
NASA的“周六科学实验”课
四位 航 天 员。他们 在美 国青 少年 中产
这Ｂ 寸 佩 蒂 特突 然想 到 ，何不 先 用水 面 张 力 的 对 抗 。在 空 间 的 微 重 力 环 境 里 ，
￡了巨大 的影 响 。本 文要 介 绍的 “ 周六 做 一次 实验 呢， ７他把 直 径 ５厘 米的 泡泡 水 膜在 线圈 的中 间部分 不会 因重 力而下 斗 学 实验 ”是美 航宇 局 的科学 家航 天员 棒插 入 一个烧 杯 中然后 再拉 出来 。他发 垂 。表面 张 力就成 为 了主要 作 用力 ，于 乱 蒂特 进行 的 。佩 蒂特 出生于 １ ９ ５ ５年 。 现 一 个薄 薄 的 水 膜在 泡 泡棒 上 形 成 了 。 是 水膜 就变 得 非常牢 固 。有 的水 膜保 持 ９ ７ ８年在俄勒 冈州立大学获得 化工学士 他 回忆 到 ： “ 我 从来没有亲 眼看到过这么 达 １ ２小 时之 久 ，中央部分的位移可 以达
停 止 吹气后 ，流 动立 即停止 。过 半个 小 日 寸 之后 ，他再 次观 察他 的薄 膜 ，他 发 现 那 块 颜 色 都 出 了毛 边 。 “ 这就 是 扩 散 现 象” ，他解 释到。当他再次 吹气后 ，毛 边 被 清晰 的边 界所 代替 ，对流 再次 占 了主
导地 位 他 开始 晃动 线圈 ，他看 到这 些
弓 的 工作 的 。在 空 间站 ，他 平 时有 很紧 特 的线圈直径甚至 达到 了 １ １厘米 ，水膜
壬 务 。 但 在 周 末 休 息 期 间 ，航 天 员 们 多 到 。 “ 它们可 以承受各种机械运动 。 ”
一
长 的科 学实 验工 作和 组建 国际 空间 站的 仍然很稳定 。“ 就像 是一块 橡皮 ， ”他惊 叹 注 入到 薄膜 上 。一开始 ，这四 种颜 色只 是 停留 在注 射的 地方 ，既没有 对流 也没
粒子物理学中宇宙射线与中微子的相互作用探索
粒子物理学中宇宙射线与中微子的相互作用探索宇宙射线与中微子是粒子物理学中重要的研究对象，它们的相互作用对我们理解宇宙和微观世界的性质具有重要意义。
本文将着重探讨宇宙射线与中微子的相互作用在粒子物理学中的应用和研究进展。
首先，我们来了解一下宇宙射线和中微子的基本概念。
宇宙射线是一种高能粒子束，包括了来自宇宙各处的宇宙射线粒子，通常包括质子、中子、电子等。
中微子是一种无电荷、质量极小的粒子，不受电磁力作用，几乎不与普通物质发生相互作用，极难探测到。
宇宙射线中的一部分粒子是由宇宙中的高能天体产生的，这些高能天体如超新星爆发、黑洞吸积盘等，释放出的能量可达到宇宙中最强烈的能量，因此它们是研究宇宙起源和演化的重要窗口。
宇宙射线和中微子的相互作用在粒子物理学中具有重要的物理学意义和研究价值。
首先，它们为我们研究宇宙射线的起源和加速机制提供了重要线索。
通过观测宇宙射线中的各种粒子特征，比如能谱、角度分布、时间结构等，我们可以推测宇宙射线在宇宙中的传播和产生机制，揭示高能天体物理学的一些奥秘。
此外，通过测量中微子的质量、荷电和中性电流等特征，我们可以研究中微子的振荡现象，从而窥探粒子与反粒子的对称性破缺、弱相互作用的统一理论等基本物理学问题。
在实验上，研究宇宙射线与中微子的相互作用需要建造大型的探测器和实验设备。
目前，国际上有许多大型的宇宙射线和中微子实验项目，如LHC、T2K、IceCube等。
其中，LHC （Large Hadron Collider）是世界上能量最高的粒子加速器，用于探测宇宙射线中最高能量的粒子。
T2K实验是一个中微子振荡实验，通过测量来自宇宙射线的中微子的振荡现象，考察中微子的质量差异和相互转换等性质。
IceCube实验是一个在南极的深海中建造的巨型中微子望远镜，通过探测宇宙射线中产生的中微子，研究宇宙射线的产生和传播机制。
在理论上，研究宇宙射线和中微子的相互作用需要借助于粒子物理学中的相互作用理论和场论。
中科院高海拔宇宙线观测站说明文
中科院高海拔宇宙线观测站说明文一、引言中科院高海拔宇宙线观测站，位于青海省格尔木市，海拔4300米，是我国科学院国家天文台的重要科研基地之一。
作为我国唯一的高海拔宇宙线观测站，其建设和运行对于深入研究宇宙线、宇宙射线等天文现象具有重要意义。
本文将就中科院高海拔宇宙线观测站的地理位置、设备设施、科研成果等方面进行说明。
二、地理位置中科院高海拔宇宙线观测站地处青藏高原腹地，位于青海省格尔木市曲麻莱县，地理坐标为北纬37°22′，东经95°18′。
其所处位置恰恰是世界上最为适宜观测宇宙线和宇宙射线的地带，这里的气候条件稳定，大气层少，地面磁场弱，对于科学家们的研究提供了得天独厚的条件。
三、设备设施高海拔宇宙线观测站拥有先进的天文观测设备和专业的科研设施。
其中包括大面积宇宙线阵列观测站、宇宙线粒子实验室、探测器校准实验室等。
这些设施使得科研人员可以对宇宙线进行详尽、精确的观测和研究，为宇宙线和宇宙射线的研究提供了极大的便利。
四、科研成果中科院高海拔宇宙线观测站在宇宙线和宇宙射线领域取得了丰硕的科研成果。
在宇宙线粒子实验室的研究中，科学家们探索了宇宙线在高海拔环境下的性质和行为规律，为相关领域的研究提供了重要数据和观测结果。
观测站还积极参与国际合作项目，与世界各国的科研机构开展合作研究，为我国在宇宙线和宇宙射线领域的地位树立了良好的国际形象。
五、个人观点作为一名天文爱好者，我对中科院高海拔宇宙线观测站的建设和成果充满了敬佩和期待。
高海拔观测站的建设有助于我们更加深入地了解宇宙线和宇宙射线，这对于拓展我们对于宇宙运行规律的认知有着不可估量的意义。
我期待观测站未来能够取得更多更加精彩的科研成果，为我国的天文科研事业做出更大的贡献。
六、总结中科院高海拔宇宙线观测站的建设和运行为我国天文科研领域的发展开辟了新的天地。
其地理位置、设备设施、科研成果等方面都展现出了极高的水准和科研价值。
相信随着观测站的不断发展，我国在宇宙线和宇宙射线领域的国际地位将更加突出，为世界天文研究事业作出更多更大的贡献。
中日宇宙线观测研究成果举世瞩目
中日宇宙线观测研究成果举世瞩目张春生【期刊名称】《中国科学院院刊》【年(卷),期】1998(013)004【摘要】@@ 宇宙线和超高能天体物理是当代基础科学的重要前沿学科.我国和日本在西藏进行的宇宙线合作研究,是当前我国宇宙线研究的重要组成部分.由于在高海拔的地面可以观测到更多的宇宙线高能粒子,宇宙线研究最好能在数千米高山上进行,而日本没有4 000米以上的高山.中日两国的合作研究酝酿于1978年,正式合作从1980年开始.实验基地设在拉萨附近的曲水县甘巴拉山(海拔5 500米)上,探测手段是由铅板和X光片组成的量能器,主要记录超高能宇宙线粒子在大气中产生的空气簇射的轴心附近的高能粒子束,进而研究粒子核作用特性和原初宇宙线粒子成分.中方参加合作研究的单位除高能所外,还有山东大学、郑州大学、云南大学和重庆建工学院,日方参加单位有东京大学等7所大学.该实验一直进行到1988年,获得了共1000平方米年的曝光量,居世界同类实验第二位,实验站高度居世界第一.中日学者共同撰文在国际一类杂志上发表5篇,国内杂志上发表30余篇,国际会议交流40余篇,在国际同行中有相当影响.合作研究成果获1987年中国科学院科技进步奖二等奖,1988年国家自然科学奖三等奖.【总页数】2页(P305-306)【作者】张春生【作者单位】高能物理研究所,北京,100039【正文语种】中文【中图分类】O57【相关文献】1.中日羊八井宇宙线合作实验十年 [J], 邱华盛;谭有恒2.分享研究成果深化交流与合作——记首届中日石油市场研究成果交流会 [J], 杨朝红3.中日合作羊八井宇宙线观测站的新发展 [J], 无4.高海拔宇宙线观测站科学观测启动 [J],5.宇宙线研究所参与的中日合作羊八井宇宙线实验取得重大进展 [J],因版权原因，仅展示原文概要，查看原文内容请购买。
宇宙是最终的实验室(续)——阿尔法磁谱仪2升空
宇宙是最终的实验室(续)——阿尔法磁谱仪2升空
佚名
【期刊名称】《实验室研究与探索》
【年(卷),期】2011(030)007
【摘要】阿尔法磁谱仪2( AMS - 02)体内有一颗强大的“中国心”—一块“MADE INCHINA”、内径约1.2m、重约2.6t、中心磁场强度1.09×105 A/m 的环形巨大永磁铁(图5),这是由中科院电工所、高能物理所和中国运载火箭技术研究院联手打造的.
【总页数】2页(P前插1-前插2)
【正文语种】中文
【相关文献】
1.“阿尔法磁谱仪2”升空搜寻反物质和暗物质 [J], 若然
2.“奋进”号谢幕之旅运送“阿尔法磁谱仪2”升空 [J], 无
3.意义重大的太空物理实验(续)——“阿尔法磁谱仪2”明年2月升空寻找反物质[J], 本刊编辑部
4.意义重大的太空物理实验——“阿尔法磁谱仪2”明年2月升空寻找反物质 [J], 本刊编辑部
5.宇宙是最终的实验室——阿尔法磁谱仪2升空 [J], 本刊编辑部
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BESⅢ电磁量能器宇宙线测试与刻度
BESⅢ电磁量能器宇宙线测试与刻度
韩磊;刘春秀;鲁公儒;张雷;何苗
【期刊名称】《核电子学与探测技术》
【年(卷),期】2009(029)004
【摘要】通过对北京谱仪Ⅲ(BESⅢ)电磁量能器(EMC)进行宇宙线测试来检验EMC各个探测单元的电子学系统工作是否正常,电缆连接是否正确.利用实验室测量得到的晶体相对光产额(RLY)系数对无磁场的宇宙线数据进行刻度,然后与蒙特卡洛(MC)宇宙线样本进行比较,得出每个晶体探测单元的宇宙线能量刻度常数,以此作为EMC的初始能量刻度常数.
【总页数】6页(P786-791)
【作者】韩磊;刘春秀;鲁公儒;张雷;何苗
【作者单位】中国科学院高能物理研究所,北京,100049;河南师范大学,新
乡,453007;中国科学院高能物理研究所,北京,100049;河南师范大学,新乡,453007;中国科学院高能物理研究所,北京,100049;南京大学,南京,210039;中国科学院高能物理研究所,北京,100049
【正文语种】中文
【中图分类】O572
【相关文献】
1.GEANT4在北京谱仪BES端盖量能器中的应用 [J], 夏宇;许春梅;彭伟
2.BESIII电磁量能器光子绝对能量刻度的研究 [J], 穆春光;刘春秀;马凤才;边渐鸣
3.BESⅢ漂移室宇宙线测试击中的空间位置计算 [J], 吴云华;黄光明;张炳云
4.BESⅢCsI(Ti)晶体量能器LED-光纤检测系统稳定性的研究 [J], 赵正印;韩红培
5.小间隙气体室取样型量能器单元的宇宙线测试 [J], 无
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空间科学与应用动态Utilization Trend of Manned Space Engineering宇宙线能量与质量实验CREAM——气球运载的宇宙线能量和质量（CREAM）实验在南极上空飞行六次161天，在平均高度~38.5千米，~3.9 g/cm3大气的地方，元素光谱测定Z=1-26核，覆盖宽能量范围：~1010到>1014 eV。
在气球成功基础上，计划重新配置为国际空间站暴露载荷。
ISS-CREAM装配了CREAM的热量计用于测量能量，四个精细分割硅电荷检测器层用于精确测量电荷。
最新研发了顶部和底部计数探测器（TCD和BCD）以及硼化闪烁探测器(BSD)。
TCD和BCD是基于分段探测器的闪烁体，利用簇射差异从原子核中分离电子，而BSD通过探测核产生簇射占主导的热中子，从原子核中区分电子。
利用ISS达到直接测量的最高能量，有可能使数据采集能力提升一个量级。
1.介绍在 1012 eV到1015 eV精确测量从质子到铁元素的能谱，将解决长期以来的基础科学问题：（1）宇宙线全粒子能谱中“knee”的起源是什么？（2）宇宙线能谱由单一机制产生吗？（3）超新星真的能提供大部分宇宙线吗？（4）银河系中宇宙线的历史是什么虽然空间站高级宇宙线组成实验ACCESS（Advanced Cosmic-ray Composition Experiment for the Space Station）在2001年十年研究报告中被高度重视，但在接近“knee”能量上，以所需精度测量低粒子通量的航天任务还没发射。
CREAM(Cosmic Ray Energetics And Mass)开始是一个气球运载实验，旨在拓展宇宙线直接测量至实际最高能量。
从2004到2010年，CREAM已六次成功飞越南极，分别为 CREAM-I 到 CREAM-VI，共积累~161天飞行时间，是已知单气球项目中暴露时间最长的。
在气球成功飞行基础上，载荷已计划安排到ISS上，称为ISS-CREAM，将完成ACCESS 任务的主要科学目标，包括：（1）确定观测到的质子和更重核的光谱差异，在接近“knee”更高能量上如何演化；（2）能够测量初级宇宙射线与星际介质相互作用产生次生核光谱的变化；（3）进行敏感光谱特征搜索，如质子谱弯曲；（4）以足够精度测量电子，确定是否存在近宇宙源。
2.气球运载CREAM载荷设计CREAM仪器以满足挑战性需求，从而有足够大几何因子为低通高能粒子收集统计资料，但要保持在气球飞行的限制重量以内。
CREAM实验使用互补和冗余粒子探测器，以高分辨率测定从质子到铁高能宇宙射线的电荷和能量。
热量仪（CAL）包含0.5 λint厚的石墨靶和一叠20钨板，每个50cm*50cm*35mm（1 X0)厚，紧接着是一层直径0.5mm的闪烁光纤，分为50个1cm宽的带。
碳靶引起强子相互作用，于是热量仪里产生簇射。
热量仪中的能量沉积确定了粒子能量，并提供跟踪信息，从而确定电荷探测器的哪个（些）部分用于电荷测量。
簇射跟踪是通过每个簇射轴返回电荷探测器推算出来的。
为了入射粒子相同部分的伴随后向散射粒子hits最小化，电荷探测器是分开的。
硅电荷探测器（SCD）由一组DC型硅PIN二极管组成。
通过传感器的宇宙线在废弃区域产生电离，与粒子电荷的平方成正比。
SCD构件是在5英寸、380µm厚晶片上制造的硅传感器，传感器被分成4×4矩阵，16像素。
优化2.12cm2活动区的每个像素，减少热量仪簇射后向散射的影响，同时以易控等级保持通道计数和功率。
单层SCD由26个层ladders组成，每个装有7个硅传感器组件，带有相关模拟读出电子器件，覆盖79*79 cm2。
每个元素从Z=1到Z=28都分在SCD单层，具有σ~ 0.2e分辨率和较好线性度。
科学仪器和飞行支持系统的优越表现都可归因于一个事实，开发用于100天ULDB任务。
同样载荷不能连续几年飞行，因为需要休息、回到实验室和整修时间。
因此，要建多个备份探测器，当可用时充分利用每年的飞行机会。
虽然基本测量原理保持不变，但多年来已经取得显著改进。
每次飞行配置的一些亮点总结如下：C R E A M-I:通过过渡辐射探测器T RD （Transition RadiationDetector）或电离计独立测量粒子能量。
TRD通过薄壁气管测量过渡x射线，确定了Z>3 nuclei的Lorentz因子。
可以测量质子和氦能量的TRD和热量计，在确定粒子能量时有不同系统偏差。
两种仪器使得在飞行中进行两种技术交叉定标成为可能，提供了测量宇宙线能量的强有力方法。
CREAM-II: CREAM-I的改进和后续飞行是一个双层SCD，总计4992像素。
通过电荷测量一致性获得优异的电荷分辨率。
C R E A M-I I I：其重要改进是切伦科夫Cherenkov成像仪（CherCam）优化电荷测量。
它由硅气凝胶切伦科夫散热器平面和光子探测器平面组成，带有1600个直径1 inch的光电配增器(PMT’s)阵列。
平面由10厘米环形膨胀间隙分离，从而保证大多数切伦科夫光子被收集在8个管里，围绕入射电子击中管。
由于向上运动的粒子会吸附在散热器中，CherCam将提供反向散射粒子高效识别。
利用CherCam，加上基于timing的充电检测器TCD（Timing Charge Detector）和基于像素的SCD， CREAM-III 仪器实现了几乎所有可能的技术，减少反向散射对热量计电荷测量的影响。
此外，由于对CAL读出电子进行了改进，能量阈值明显低于前两次飞行。
CREAM-IV：通过每两个混合式光电二极管(HPD’s) 提供高压动力来完成，而不是每五个HPD’s，对热量仪读出盒进行了升级。
这种改变使热量仪读出器“graceful degradation”。
另一改进是可恢复平台。
用两半CREAM-I和CREAM-II平台，运用钢琴铰链概念构建CREAM-IV平台，允许回收损坏不是很严重的平台经过Twin Otter门，并简单组装重新飞行。
CREAM-V: 为了缓解命令和数据处理模块CDM（Command and Data-handling Module）损坏或丢失的危险，对CREAM数据采集CDAQ （CREAM Data Acquisition）系统进行了改进，以适应支持仪器包SIP（Support Instrumentation Package）。
SIP通常被哥伦比亚科学气球设施CSBF（Columbia Scientific Balloon Facility）用来支持长时间气球LDB（Long Duration Balloon）载荷。
CREAM-I 到CREAM-IV仪器得到NASA 哥达德太空飞行中心（GSFC）沃洛普斯飞行设施WFF（Wallops Flight Facility）研发的CDM支持，以超长时间气球ULDB（Ultra Long Duration Balloon）飞行。
CDM正临近使用寿命，没有备用。
从仪器接口角度看，CDM和SIP主要区别是：SIP是基于串行的，而CDM是基于以太网的。
修改后的CDAQ与串行接口已成功应用于CREAM-V和CREAM-VI。
CREAM-VI：由于其令人费解的提前终止，飞行持续时间非常短，但仪器恢复是最好的，只需最低限度修复。
平台上的热量表、SCD和电子箱在没任何拆卸情况下，就可恢复为one piece。
虽然有效载荷降落在偏远地区，由于降落伞分离在撞击后被拖了~400米，但科学仪器被找回时没有受到任何损坏。
空间科学与应用动态Utilization Trend of Manned Space Engineering3.ISS-CREAM载荷CREAM气球飞行器基本仪器须重新封装为更小体积，作为日本实验舱暴露设施(JEM-EF)的仪器ISS-CREAM。
ISS-CREAM配置了CREAM量热仪，包括用于测量能量的碳靶和用于测量电荷的四层精细分割SCD 。
多层可以提供更好的电荷分辨率，并增加长期操作冗余。
这些探测器已证明具备能力；能确定从1010到1014 eV高能宇宙线的电荷和能量，在质子到铁元素范围有优良分辨率。
已开发两个新的紧凑型探测器：顶部/底部计数检测器（TCD/BCD）和硼化闪烁体探测器（BSD）。
TCD和BCD都由塑料闪烁体和400个光电二极管组成，通过电子和强子的横向和纵向簇射差异来区分二者。
TCD位于碳靶和量热仪之间，BCD位于量热仪下面，如图1所示。
还提供一个冗余宇宙线触发器。
BSD配置了硼装塑料闪烁体（硼的重量浓度为5%，自然10B丰度20%）和18个光电倍增管，位于BCD和量热仪的下面，通过检测热中子的硼俘获来测量最近（>400 ns）热中子簇射活动。
强子诱导簇射相比于电磁，往往明显伴随更多中子活动。
通过BSD热中子测量，源自TCD/BCD 的强子斥力显著提高。
该仪器已经按满足JEM-EF接口要求的结构，进行了重封装。
仪器基础设计已经成熟，并且已在近空环境中积累多年运行经验；必须足够重视ISS-CREAM电子电路的辐射影响。
一定程度上挑选和利用组件，防止由于单粒子锁SEL ( Single Event Latch-up)导致故障的可能性，确保单粒子翻转事件SEU（Single Event Upset）和单粒子瞬态脉冲SET（Single Event Transient）对数据采集的影响最小。
ISS-CREAM载荷约为一个冰箱大小（如图1），1300公斤重，包括政府提供设备，如grapple 装置和载荷接口单元P I U（P a y l o a d I n t e r f a c e Unit）。
在现有JEM-EF资源中，大约有600瓦功率和350 kbps标称数据率。
ISS-CREAM采用主动式热控系统和氟化流体回路，由JEM-EF通过标准PIU提供。
4.现状和计划2015年初，将集成有效载荷送到了N A S A G S F C，进行系统级授权。
已完成电磁干扰（E M I）测试，确保与I S S的电磁兼容性（EMC）。
继EMI/EMC和电能质量测试，包括辐射敏感和传导发射测试之后，有效载荷目前正在接受机械校验，包括振动、正弦脉冲和声学测验。
在图1 ISS-CREAM结构图（左）和组装过程实际载荷照片（右）热真空试验后，有效载荷将从NASA肯尼迪航天中心发射，由SpaceX安装到ISS JEM-EF上。
在硬件开发同时研发软件，与I S S的接口是基于以太网，如同命令和数据处理模块相对于CREAM的气球飞行。
ISS-CREAM运行将和C R E A M一样，但N A S A马歇尔太空飞行中心（MSFC）的亨茨维尔运营支持中心（HOSC）有效载荷操作集成中心（POIC）将取代NASA GSFC WFF的工程支持中心。