4、宇宙线的可能起源AGN,top-down??pulsars, galactic windSNRS5anklekneeSAkeno 1km2C25.5WTibetAORunjoba25ProtonSaterite3*0760米 JACEE24.524OAGASAAHaverahPark23.5☆Yakutsk米Stereo Flys Eye23141711121315161819202log(ENERGYineV)
宇宙线物理+（高能）天体物理 4、宇宙线的可能起源 SNRs pulsars, galactic wind AGN, top-down ?? knee ankle
对高能宇宙线的观测和其起源的现状做一综述。特别强调伽玛射线天文的作用
对高能宇宙线的观测和其起源的 现状做一综述。特别强调伽玛射 线天文的作用
二、高能宇宙线的观测一系列不同的技术已经使得宇审线观测的能量范围达到了109-1020eV。1、宇宙线的直接测量P0.1He..taa/ese10~2在能量小于1014eV的情4?.210~3况下，用气球和太空实验可7+++MFe10以直接探测宇宙线10--观测到的特征：10~610~7A.主要成分是质子，此外约10~810%helium和更小的较重元LLmlLLl10-9LL素的混合。10210610710103104105Kinetie energy (MeV/nucleon)
一系列不同的技术已经使得宇宙线观测的能量范 围达到了109-1020eV。 二、高能宇宙线的观测 在能量小于1014eV的情 况下，用气球和太空实验可 以直接探测宇宙线。 1、宇宙线的直接测量 观测到的特征： A. 主要成分是质子，此外约 10% helium和更小的较重元 素的混合
B.GCR与太阳系元素丰度的比较：具有质子和中子的（奇偶效应）。偶数的较紧束缚的核更为丰富主要差别是Li-Be-B group （Z = 3 - 5）和Sc-Ti-V-Cr-Mn (Z=21 - 25)group在宇宙线中比太阳系中的丰富得多。10--O-.-SolarSystem(Lodders)福10°一GCR（ACE/CRIS）解释：元素 Li-0b0oeBe-B group作为在银河系中宇宙线相互作用的次级被产生。0101010°51015202530AtomicNumber (Z)
B. GCR与太阳系元素丰度的比较：具有质子和中子的 偶数的较紧束缚的核更为丰富（奇偶效应）。 主要差别是Li-Be-B group (Z = 3 − 5)和Sc-TiV-Cr-Mn (Z = 21 − 25) group在宇宙线中比太阳系中 的丰富得多。 解释：元素 LiBe-B group作为 在银河系中宇宙 线相互作用的次 级被产生
particlesC.大于几个GeV的谱为幂律I(E)~1.8E-αcm?s st GeV在几个GeV到100TeV能区，α ～ 2.7。在约1015ev（“knee”），谱从α～ 2.7变陡到α～ 3. 0。Mt.Norikara1990D.不同元素的幂律的指数α中010EAS-TOP1996口oaEAS-TOP2003的小差别是可见的：重元素的AAkeno19861Adelaide1983相对贡献随能量增加10HKASCADE(thisanalysistotE.在能量E<1015eV处关于10Fe3的大部分实验探测或限制处于范围10-4<<10-31065.556.577.5logprimaryenergy[GeV]
C. 大于几个GeV的谱为幂律 在几个GeV到100TeV能区，α ≈ 2.7。在约1015 eV (“knee”)，谱从α ≈ 2.7变陡到α ≈ 3.0。 D.不同元素的幂律的指数α中 的小差别是可见的：重元素的 相对贡献随能量增加。 E. 在能量E <1015 eV处关于 δ的大部分实验探测或限制 处于范围10−4< δ<10−3