●3。探测方式：宇宙线的观测有空间观测与地面观测两种， 空间观测要发射探测器上天，探测器面积不能做的很大，探 测时间受限制，对于1014V以下的宇宙射线，通量足够大，可 用面积约在平方公尺左右的粒子探测器，直接探测原始宇宙 射线。探测的能量不能很高、能量范围较窄。 地面观测可以将探测器的面积做大，张角可达2π立体角 观测时间不受限制，对于1014eV以上的宇宙射线，例如，最高 能量>1019eV的粒子，每年、每平方公里、每单位立体角才有 一个粒子，必须采用地面探测器。但是，由于大气地面的探 测只能是间接的探测，影响探测的因素多，误差大
3. 探测方式： 宇宙线的观测有空间观测与地面观测两种， 空间观测要发射探测器上天，探测器面积不能做的很大，探 测时间受限制，对于1014eV以下的宇宙射线，通量足够大，可 用面积约在平方公尺左右的粒子探测器，直接探测原始宇宙 射线。探测的能量不能很高、能量范围较窄。 地面观测可以将探测器的面积做大，张角可达2π立体角， 观测时间不受限制，对于1014eV以上的宇宙射线，例如，最高 能量>1019eV的粒子，每年、每平方公里、每单位立体角才有 一个粒子，必须采用地面探测器。但是，由于大气地面的探 测只能是间接的探测，影响探测的因素多，误差大
● 高能宇宙线粒子进入大气层，与大气层空气中的原子核 发生多次核作用，形成级联簇射，从而产生大量的次级粒子 的过程，称为广延大气簇射(Extensive Air Shower,EAS), 参见图12.2。 地面观测的是由广延大气簇射生成的次级宇宙线，然后 根据其观测结果推算出原始宇宙线的物理特性。广延大气簇 射现象是1938年由法国物理学家皮埃尔俄歇(Pierre Auger, 1899-1993)在阿尔卑斯山观测发现的
高能宇宙线粒子进入大气层，与大气层空气中的原子核 发生多次核作用，形成级联簇射，从而产生大量的次级粒子 的过程，称为广延大气簇射（Extensive Air Shower, EAS）， 参见图12.2。 地面观测的是由广延大气簇射生成的次级宇宙线，然后 根据其观测结果推算出原始宇宙线的物理特性。广延大气簇 射现象是1938年由法国物理学家皮埃尔·俄歇（Pierre Auger， 1899-1993）在阿尔卑斯山观测发现的
Cosmic Ray (p,alfa,...) Atmospheric Nucleus To EM Shower Nucleons, Ketc. 图12.2广延大气簇射（EAS) Atospheric Nucleus EM Shower To Nucleons, Ketc. u EM Shower
图12.2 广延大气簇射（EAS）
Primary particle (iron nucleus) First interaction Pion decays N YO 60 Pion-nucleus interaction N Second interaction Key Neutrino (V) o Neutron Proton Electron(e】 0 Photon (Y) Pion ( Muon (u)
4.目前世界上最大的宇宙线观测站，以皮埃尔俄歇命名的观 测站，它是2008年建成，有18个国家的约500多位科学家合作， 迄今对宇宙射线的成分和能谱取得了一系列令人瞩目的成果。 皮埃尔·俄歇宇宙线观测站坐落在阿根廷西部海拔1350米的 草原上，为了探索高于107eV的宇宙线的起源与特性，研究自然 界中这些能量最高的粒子的相互作用。 它采用两种独立的方法测定和研究高能宇宙线。一种技术是 通过与表面探测器内水槽中的水产生的切伦柯夫效应探测高能 粒子；另一种是用荧光望远镜观测地球大气高层发射的近紫外 光从而得到大气簇射发展的踪迹。因此，有两种设备，一种是 表面探测器阵，另一种是荧光望远镜组
4. 目前世界上最大的宇宙线观测站，以皮埃尔·俄歇命名的观 测站，它是2008年建成，有18个国家的约500多位科学家合作， 迄今对宇宙射线的成分和能谱取得了一系列令人瞩目的成果。 皮埃尔·俄歇宇宙线观测站坐落在阿根廷西部海拔1350米的 草原上，为了探索高于1017eV的宇宙线的起源与特性，研究自然 界中这些能量最高的粒子的相互作用。 它采用两种独立的方法测定和研究高能宇宙线。一种技术是 通过与表面探测器内水槽中的水产生的切伦柯夫效应探测高能 粒子；另一种是用荧光望远镜观测地球大气高层发射的近紫外 光从而得到大气簇射发展的踪迹。因此，有两种设备，一种是 表面探测器阵，另一种是荧光望远镜组