高能原初Cosmic-Ray核的组成

活动星系核喷流的动力学光度和成分

Kinetic Luminosity and Composition of Active Galactic Nuclei Jets

提出了一种判别活动星系核秒差距尺度喷流物质含量的新方法。通过约束动力学光度的喷流从所观察到的核心大小在一个单一的很长的基线干涉频率，我们可以推断的电子密度的无线电发射组件的组成的函数。将此密度与从同步辐射自吸收理论获得的密度进行比较，我们可以确定其组成。我们将这一过程应用于3C~345喷流中的5个分量，发现在21个历元中，有11个历元可能是对等离子体主导的，条件是整个喷流的体洛伦兹因子小于15。我们还研究了3C~279喷流的成分，证明了其两个成分在多普勒因子小于10的情况下，在四个历元中的三个历元中可能是以对等离子体为主的，这与观测结果是一致的。结论不依赖于辐射粒子的截止能量下限。

利用时间分布的不对称性暗示主要成分

Hinting at primary composition using asymmetries in time distributions

在皮埃尔·俄歇天文台的非垂直阵雨中发现了时间结构和信号大小方位不对称的证据。以前已经表明，时间分布的不对称性提供了一个新的可能性，确定的质量组成。新的研究表明，上升时间和下降时间分布中的不对称参数与秒（θ）的相关性显示出明显的峰值。峰的位置X_asymax和在X_asymax处的不对称性的大小都对初级质量组成敏感，并且对能量具有小的依赖性。本文研究了新观测量对主种的区分能力。

用雅库茨克复体EAS阵列数据计算超高能区初级宇宙射线的平均质量成分

Average mass composition of primary cosmic rays in the superhigh energy region by Yakutsk complex EAS array data

本文在QGSJET模型和初级宇宙射线质量组成的框架内，分析了10^15-10^19eV能区EAS的横向和纵向发展特征。发现在E（0）≥ 5 × 10^15eV时，初级宇宙射线的平均质量成分开始发生变化，表现为<ln A>随能量的增加而增加。在<ln A>E（0）~（5-50）× 10^16eV处观察到最大值。这是证实了许多紧凑的EAS阵列的数据，并不矛盾的宇宙射线在我们的银河系传播的异常扩散模型。在超高能区（&gt;=10^18eV），该值<ln A>开始减小，即质量组成变轻，由质子和He、C原子核组成。这并不与我们先前对质量组成的估计相矛盾，并指出超高能区宇宙射线的元星系成分的作用越来越大。

膝关节以上Cosmic ray的主要质量组成：电子横向分布的推论

Cosmic ray primary mass composition above the knee: deduction from lateral distribution of electrons

在标度理论框架下，分析了簇射涨落对闪烁计数器测量的固定尺寸EAS中电子横向分布形状的影响。根据KASCADE阵列的实验条件，计算了电子均方半径的修正因子。详细讨论了通过分析EAS电子的横向分布来改善初级质量鉴别的可能性。

用雅库茨克数据研究EAS和$10^{17} - 3 \cdot 10^{19}$ eV能区初级粒子质量组成的特征

Characteristics of EAS and Primary Particle Mass Composition in the Energy Region of $10^{17} - 3 \cdot 10^{19}$ eV by Yakutsk Data

在工作中的雅库茨克复杂的EAS阵列的数据和计算的情况下，不同的化学元素的原生核的比较。用QGSJET模型的计算结果解释了实验数据。

从大气叶栅纵向剖面确定主要cosmic ray质量成分的方法之间的比较

Comparison between methods for the determination of the primary cosmic ray mass composition from the longitudinal profile of atmospheric cascades

从大气层级联的纵向发展确定初级宇宙线的质量组成仍然是一个有争议的问题。在这项工作中，我们讨论了几种数据分析方法，并表明，如果包含在纵向剖面的全部信息被利用，可靠的结果可能会得到。在所提出的方法FCC（“级联曲线拟合”），MTA（“多参数拓扑分析”）和NNA（“神经网络分析”）与共轭梯度优化算法给出了最好的精度。

JACEE系列气球飞行中100 TeV以上核的能谱和元素组成

Energy Spectra and Elemental Composition of Nuclei above 100 TeV from a Series of JACEE Balloon Flights

日本-美国合作乳胶实验（JACEE）最近进行了一系列南极绕极气球飞行（JACEE-10 ~ JACEE-13），以研究宇宙射线的高能元素组成和能谱。这些实验的总暴露因子为663 m**2-hr，约为JACEE-1至JACEE-8累积暴露的两倍。南极飞行的初步结果已列入JACEE累积谱。

雅库茨克资料在能量5 ~ 10^{17}~ 3 ~ 10^{19} ev范围内X_（max）和初级粒子质量组成的起伏

Fluctuations of Xmax and Primary Particle Mass Composition in the Range of Energy 5 10^{17} - 3 10^{19} ev by Yakutsk Data

本文分析了在固定能量为$5 \times10^{17}$、$1\times10^{18}$和$5\times10^{18}$ eV时，用雅库茨克EAS阵列获得的$\Xmax$的实验分布。最新版本的QGSJET模型被用作我们的分析工具。在此模型框架内，选择了最适合于$\Xmax$实验数据的初级粒子质量组成。

初级宇宙辐射质量成分对Eas能量估算的影响

Influence of Primary Cosmic Radiation Mass Composition on the Estimation of Eas Energy

在雅库茨克EAS阵列E_em是通过使用EAS切伦科夫光通量和带电粒子通量的测量来确定的。从计算可知，这些特性取决于一种初级粒子，因此，E_em的估计取决于初级粒子质量。文中给出了E_em/E_0比值与能量的关系，并将实验数据与QGSJET模型的计算结果进行了比较。对初级质子和铁核进行了计算。在实验误差范围内，E_em/E_0比值的平均计算值与实验数据一致，与初级宇宙辐射的混合质量组成并不矛盾。

来自星系团吸积激波的作为重核的超高能宇宙射线

Ultrahigh energy cosmic rays as heavy nuclei from cluster accretion shocks

大规模的星系团周围的吸积冲击，一般预计在宇宙结构形成的冷暗物质的情况下，被证明是合理的来源，所观察到的高能宇宙射线（UHECR）通过加速重核的混合物，包括铁族元素。目前的观察可以解释，如果在注入的较重的核源成分是从简单的期望吸积气体有所增强。通过UHECR光谱、成分和各向异性的特征，特别是平均质量成分随能量从$10^{19}$到$10^{20}$ eV的快速增加，所提出的图像应可由当前和即将到来的设施在不久的将来进行明确的测试。

雅库茨克实验的最新结果：EAS的发展、10^15-10^19 eV能区的能谱和初级粒子质量组成

Recent results from Yakutsk experiment: development of EAS, energy spectrum and primary particle mass composition in the energy region of 10^15-10^19 eV

分析了雅库茨克台阵1993年现代化后的实验数据。从雅库茨克复杂阵列记录的带电粒子通量和EAS切伦科夫光中发现EAS纵向和径向发展的特征。本文给出了切连科夫光的能谱，并对聚合酶链式反应的质量组成作了估计。

根据广泛的空气簇射电磁和TeV μ子数据，

The primary cosmic ray composition between 10**15 and 10**16 eV from Extensive Air Showers electromagnetic and TeV muon data

宇宙射线的主要成分在能量范围10**15和10**16 eV之间，即，通过EAS-TOP空气簇射阵列（2005ma.s.l.，10**5 m**2采集区）和MACRO地下探测器（963 m a.s.l.，3100米最小岩石覆盖层，920 m**2有效面积）。使用的观测量是由EAS-TOP测量的空气簇射大小（Ne）和由MACRO记录的μ子数（Nmu）。这两个探测器平均相隔1200米的岩石，并位于各自的天顶角约30度。μ子到达宏观深度的表面能量阈值约为1.3 TeV。这种μ子是在簇射发展的早期阶段产生的，其运动区域与通常的Nmu-Ne研究相关的区域截然不同。该测量导致初级成分在初级光谱的拐点处变得更重，该拐点本身由初级轻成分（p，He）的光谱的陡化引起。结果证实了从表面的低能μ子（通常在GeV能量范围内）的观察报告，表明结论不依赖于生产区的运动学。因此，强子相互作用模型（CORSIKA/QGSJET）提供了一致的组合物的结果，从相关的数据产生的secondaries超过中心的快度区域。这种演变的膝盖区域的组成支持的“标准”银河系加速/传播模型，这意味着刚性依赖的不同组件的休息，因此休息发生在较低的能量在光谱的轻核。

用Tunka EAS Cherenkov阵列测量初级能谱和质量组成

Primary Energy Spectrum and Mass Composition Determined with the Tunka EAS Cherenkov Array

报告介绍了通卡天线阵300小时运行的新结果。基于CORSIKA蒙特卡罗模拟和实验QUEST，对切伦科夫光横向分布函数（LDF）进行了改进参数化，并用于EAS参数的重建。得到了膝区的修正能谱。通过对切伦科夫光脉冲的半高宽和LDF陡度的分析，得到了EAS最大值的平均深度。估计膝关节周围的平均质量组成。

阵雨起伏和初级成分对阵雨纵向发展研究的影响

Influence of shower fluctuations and primary composition on studies of the shower longitudinal development

我们研究了簇射波动的影响，以及可能存在的不同的核物种在初级宇宙射线谱，对实验测定的簇射能量和质子空气非弹性截面从研究的纵向发展的大气簇射荧光实验。我们调查的潜在的轨道长度积分和簇射的大小在最大的簇射能量的估计。我们发现，在很高的能量（~10^19-10^20 eV）的总能量分配的误差主要是由强子相互作用模型的依赖，是5%的数量级。在较低的能量（~10^17-10^18 eV），由于对初级宇宙线成分的有限了解，能量测定的不确定性更为重要。簇射最大值的深度分布作为质子-空气截面的一种度量进行了讨论。在一个可能的实验测量引入的内在簇射波动，强子相互作用的模型，和未知的混合物的宇宙辐射的初级核的截面Understanding的数值评估。

ARGO-YBJ条带尺寸谱对能量范围10 - 500 TeV的主要cosmic ray组合物的不同模型的灵敏度

Sensitivity of the ARGO-YBJ strip size spectrum to different models of the primary cosmic ray composition in the energy range 10 - 500 TeV

目前正在羊八井宇宙线实验室（海拔4300米）建造ARGO-YBJ实验。探测器将覆盖74 × 78 m^2，单层电阻板计数器（RPC）由部分仪表化的保护环包围。来自每个RPC的信号用6cm宽和62 cm长的80个读出条拾取。这些条允许人们计数小尺寸空气簇射的颗粒数量。在本文中，我们讨论的数字响应的探测器的簇射与核心位于一个小的基准区域内的地毯。结果使我们能够评估的敏感性的条带尺寸谱测量区分不同型号的初级宇宙线组成的能量范围10 - 500 TeV。

活动星系核喷流的组成：3C 345和3C 279喷流中的等离子体对优势

Composition of active galactic nuclei jets: pair-plasma dominance in the 3C 345 and 3C 279 jets

我们研究了类星体3C 345和3C 279的秒差距尺度喷流是由一个正常的（质子-电子）等离子体还是一对（电子-正电子）等离子体主导的。我们首先提出了一种新的方法来计算的锥形射流的动力学光度，通过使用在一个单一的很长的基线干涉测量频率观察到的核心大小。推导出的动力学光度给出了作为组成的函数的各个无线电发射组件的电子密度。接下来，我们通过使用同步加速器自吸收理论独立地约束电子密度。比较这两种密度，我们就能区分成分.然后，我们应用这个程序的5个组件中的3C 345射流，并发现他们是对等离子体占主导地位的14个时期的总19个时期，在该时期的周转频率的报告，只要批量洛伦兹因子是小于15整个射流。我们还研究了3C 279喷流的成分，并证明了它的两个组成部分可能是对等离子体占主导地位的所有四个时期，只要他们的多普勒因子小于10，这是与观测一致。结论不依赖于辐射粒子的截止能量下限。

在两类源模型框架下“膝”周围初级宇宙射线的能谱和质量组成

Energy spectrum and mass composition of primary cosmic rays around the `knee' in the framework of the model with two types of sources

在所提出的模型的框架内，两种类型的源的宇宙线谱的实验数据的分析导致的结论，即粒子生成谱指数$p\sim 2.85$源给出的主要贡献的能量范围内的所有粒子谱$10^5-10^7$ GeV。“膝”周围光谱的“精细结构”可能是由于附近超新星型源的存在而产生的，如果这种源的能量输出为$\sim2\cdot10^{48}$ erg/source，则加速粒子的能量可达$\sim3\cdot 10^4 Z$ GeV。

来自超高能核传播的宇宙成因中微子

Cosmogenic Neutrinos from the propagation of Ultra High Energy Nuclei

我们计算了超高能核在宇宙学距离上传播产生的中微子通量。传播考虑到与宇宙背景辐射的相互作用，包括CMB和最新的估计更高的能量（红外线，光学和紫外线）背景。我们假设超高能宇宙射线（UHECR）在源处的成分与在低能量下观察到的成分相同。这一假设很好地符合目前的数据在最高的能量。我们比较了宇宙成因的中微子流量从混合成分的来源，纯质子源。我们发现，在混合成分的情况下，中微子流量有一个高的能量峰，主要是由于中微子产生的CMB光子，类似的形状和振幅的质子的情况。在低能量下，两种组合物的情况下有显着的中微子通量与峰值约1014.5 eV，由于较高的能量背景。混合成分的情况下，诱导一个较高的中微子通量在能量低于1013 eV，由于中子衰变组件，向下延伸到低能量。在超高能量下的扩散中微子通量的检测可以强烈地约束UHECR的源分布，而在较低能量下的通量可以用来约束VHE和UHE宇宙射线的约束，如果结合从宇宙线实验的成分分析。

一种确定踝部Cosmic Ray初级成分的新数值方法

A New Numerical Technique to Determine Primary Cosmic Ray Composition in the Ankle Region

在本文中，我们介绍了一种新的多参数技术，试图同时解决的问题的组成确定和强子相互作用的不确定性。采用模拟现实世界的探测器在其计划的操作条件下，并忽略系统学，我们可以评估，目前的技术应该能够确定的组成的二元混合物的p和Fe的统计置信度的百分之几，在某种程度上，是独立的假设强子相互作用模型。此外，结合实际数据的工具开发和介绍这里应该给在该地区目前使用的各种强子相互作用模型的可靠性的指示。我们的研究中心在脚踝的区域，那里的组成进行了关键的天体物理信息，并使用两个主要参数：在600米处的介子的数量从簇射轴和簇射最大的深度从计划的介子计数器和AMIGA和HEAT俄歇增强的高海拔荧光望远镜的混合操作获得。

来自星系团吸积激波的作为重核的超高能宇宙射线

Ultrahigh energy cosmic rays as heavy nuclei from cluster accretion shocks

大规模的星系团周围的吸积冲击，一般预计在宇宙结构形成的层次方案，被证明是潜在的来源，所观察到的高能宇宙射线（UHECR）的加速混合物的重核，包括铁族元素。目前的观察可以解释，如果在注入的较重的核源成分是从简单的期望吸积气体有所增强。建议的图片应测试当前和即将在不久的将来通过在UHECR频谱，成分和各向异性的特征设施。还简要讨论了相关的X射线和伽马射线签名。

基于大气切伦科夫光技术的查卡尔塔亚观测级初级宇宙射线能量估算和质量成分确定方法

A Method for energy estimation and mass composition determination of primary cosmic rays at Chacaltaya observation level based on atmospheric Cerenkov light technique

提出了一种基于大范围大气簇射（EAS）分析中大气切伦科夫光通量估算初级宇宙线辐射能量和质量组成的新方法。用CORSIKA 5.62程序模拟了10 TeV - 10 PeV能量范围内，在Chacaltaya观测能级（536 g/cm ~ 2）下，由初级质子和铁核引发的EAS中的切伦科夫光通量.本文给出了簇射中切伦科夫光横向分布的一个适当的近似模型。使用所提出的模型和基于高斯-牛顿法的超定非线性方程组的解，比较了两种不同的阵列探测器布置。模拟检测器组的检测器响应。研究了确定能量和簇射轴的精度，并提出了相应的选择准则。一个近似与非线性拟合得到的建议模型函数参数的能量依赖性进行了研究。模型参数作为一次能量的函数的近似进行。考虑到所提出的方法和模型的性质，这允许区分质子原色和铁原色。模拟了探测器组的探测器响应，并计算了能量确定的准确度。此外，还研究了簇射轴的确定精度，提出了簇射轴位置的估计准则。

根据EAS电磁和μ子数据计算膝关节周围的Cosmic Ray成分

Cosmic Ray composition around the knee from EAS electromagnetic and muon data

我们报告的分析的NE-Nmuon符合事件收集的MACRO/EAS-TOP合作在格兰萨索实验室。结果表明，在初级光谱的拐点附近（在能量区域10**15-10**16 eV中），初级成分变得更重。结果与EAS-TOP单独在表面的测量结果非常一致，EAS-TOP检测到能量为Emuon > 1 GeV的μ子，并使用相同的（QGSJET）相互作用模型。

小合并系统NGC 3341中的偏移Seyfert 2核

An Offset Seyfert 2 Nucleus in the Minor Merger System NGC 3341

我们提出了在扰动盘星系NGC 3341中发现的三重发射线核，基于斯隆数字巡天的档案数据和凯克天文台的新观测。这个星系包含两个偏移的核，在它的盘内或投影到它的盘上，投影距离它的主核为5.1和8.4 kpc，径向速度与主核的距离小于200 km/s。这些看起来要么是矮椭圆星系，要么是低质量螺旋星系的凸起，它们的圆盘在合并成主星系时已经被剥离。内偏距核的光谱为Seyfert 2型，恒星速度色散为70+/-7 km/s。外偏置核有非常弱的发射线，符合LINER分类，而主核的发射线光谱接近LINER/HII复合系统和HII核之间的边界;两者都可能包含吸积的大质量黑洞，但光学分类本身是模糊的。在NGC 3341中探测到一个偏置的活动核，这有力地表明，在较小的合并过程中，矮次级星系的核和主星系的核都可以触发黑洞吸积事件。

10 ^{15}-10 ^{17} eV能区初级宇宙辐射核成分的变化

Change of primary cosmic radiation nuclear composition in the energy range 10^{15} - 10^{17} eV

在10 ^{15}-10 ^{17} eV量级的初级能量范围内，研究了广延空气簇射（EAS）强子成分能流E_h（N_e）与EAS中粒子数N_e的关系.本工作的目的是在几个独立的实验中检查在这些能量下E_h（N_e）/N_e行为的不规则性的存在。调查进行了使用大型统计材料在不同配置的实验装置，并在不同的触发条件下获得。在Ne> 2 * 10 ^6的区域内，E_h（N_e）/N_e行为存在不规则性。这些不规则性具有尖锐的深度特征，并且无论所用的实验材料和选择条件如何，都位于相同的N_e值附近。因此，在最近的研究阶段，在N_e> 2 * 10 ^6的范围内，E_h（N_e）/N_e行为的这些不规则性的存在可以被认为是可靠的。这一事实支持了我们早先关于在10 ^{15}-10 ^{17} eV初级能量区存在初级宇宙辐射核谱截止效应的结论。

用皮埃尔俄歇天文台的表面探测器测量的成分敏感参数

Composition-sensitive parameters measured with the surface detector of the Pierre Auger Observatory

理解超高能宇宙射线起源的关键一步是它们的质量组成。初级光子和中微子从原子核产生明显不同的簇射，而不同核种类的簇射不容易区分。为了最大限度地提高皮埃尔俄歇天文台的分辨力，理想情况下，所有对质量敏感的观测值都应该结合起来，但是荧光探测器10%的占空比限制了在最高能量下直接测量簇射最大值的使用。因此，我们调查的质量敏感的可观测量与表面探测器单独访问。这些是切伦科夫站的信号上升时间，簇射阵面的曲率，μ子电磁比，和方位角信号不对称。上升时间和曲率主要取决于大气中簇射发展的深度，因此也取决于初级能量和质量。簇射的μ子含量取决于初级能量和核子的数量，而簇射核的不对称性是由于几何效应和衰减，这取决于初级质量。这些变量的质量灵敏度的证明，并讨论了它们的应用组成的研究。

超高能cosmic-ray组合物的逐事件研究

Towards event-by-event studies of the ultrahigh-energy cosmic-ray composition

本文提出了一种提高超高能宇宙射线初级成分研究精度的方法。该方法的两个主要组成部分是（1）比较单个阵雨的观测参数和模拟参数，而不对到达方向进行平均;（2）通过物理观测值而不是重建的主要参数逐事件选择模拟阵雨。算法的详细描述，并说明了几个例子。

cosmic ray谱对最高能量下质量组成的影响

Implications of the cosmic ray spectrum for the mass composition at the highest energies

高于$\sim 5 10^{19}$ eV的宇宙射线通量的显著衰减表明，观测到的高能谱是由所谓的GZK效应形成的。超高能宇宙射线与周围辐射场的这种相互作用也影响它们的组成。本文综述了光解相互作用对不同核素的影响，并分析了次级质子产生作为能量函数的现象。我们表明，UHECR光谱本身并不限制宇宙射线的组成在其河外源。而传播的组合物（即，在地球上观测到的）不可能含有大量的中等质量核（比如说在He和Si之间），无论源成分如何，虽然当质子能够在源处达到高于$10^{20}$ eV的能量时，它是极大地质子主导的，但是我们表明，传播的成分可以由最高能量的Fe和亚Fe核主导，如果源极强烈地富集Fe核（一种相当不可能的情况），或者如果加速的质子在源极处具有几个$10^{19}$ eV的最大能量。我们还表明，在后一种情况下，预期的流量以上$3 10^{20}$ eV是非常减少的情况下，质子占主导地位，在这个能量范围内，无论是在源和地球。

能量大于10 ^18 eV的宇宙射线质量成分的一种新推断方法

A new approach to inferring the mass composition of cosmic rays at energies above 10^18 eV

我们描述了一种新的方法来建立在高能量的质量组成。通过测量垂直和倾斜的簇射率，它有可能区分轻核和重核。我们将该方法应用于10^18 eV以上的Haverah Park数据，表明在夸克胶子弦喷流模型正确描述高能相互作用的假设下，倾斜簇射测量有利于能量高于10^19 eV的光成分。使用关于宇宙射线光谱的各种假设也可以得到同样的结论。在某种程度上，精确的光谱测量将有可能通过即将进行的实验，如俄歇天文台，该方法将进一步限制超高能宇宙射线的组成数据。

河外cosmic-ray源组成和踝的解释

Extragalactic cosmic-ray source composition and the interpretation of the ankle

我们认为随机传播的高能质子和原子核的宇宙微波和红外背景下，使用修订的光核截面和以下的主要和次要的核在全二维核图。我们证实了先前的结果表明，高能量的数据可以与一个纯质子河外宇宙线（EGCR）的成分，如果源谱是$\propto E^{-2.6}$。在这种情况下，宇宙射线（CR）谱中的踝关节可以被解释为与传播相关的成对产生下降。我们表明，当较重的核包括在源的组成类似于银河宇宙射线（GCR），对生产下降是不存在的，除非质子分数高于85%。在混合成分的情况下，脚踝恢复过去的解释，从GCR过渡到EGCR和最高能量的数据可以解释一个更硬的源谱$\propto E^{-2.2}$ - $E^{-2.3}$，让人想起相对论冲击加速预测，并在低能量和整体的情况下与GCR数据良好的一致性。虽然预期的宇宙成因中微子通量在高能量下是非常相似的纯质子和混合成分的假设，两个中微子预测非常不同的伸长率从$10^{17.5}$到$10^{20}$ eV。

荷电cosmic ray核扩散系数和加速度谱的直接测量

Diffusion coefficient and acceleration spectrum from direct measurements of charged cosmic ray nuclei

讨论了几种用于直接测量能量为$\gsim$ 100 GeV/n的带电宇宙线核的实验配置的势能。在一个稳定的CRs的两区传播模型内，我们计算了不同扩散和加速方案下的轻初级和次级核通量。我们表明，新的探测器利用长和超长持续时间的气球飞行可以确定的扩散系数功率指数$δ$通过测量的硼碳比的不确定性约为10- 15%，如果系统误差是足够低的。只有天基或卫星探测器才能够以非常高的精度确定$δ$，即使在存在重要系统误差的情况下也是如此，这要归功于更高的能量范围和曝光中不太严格的限制。我们表明，没有不确定性以外的其他$δ$影响的加速斜率$α$的测定，使措施的轻原核，如碳，进行相同的实验，将提供有价值的信息的加速机制。

太阳光子对cosmic ray核衰变的影响

On the disintegration of cosmic ray nuclei by solar photons

我们详细讨论了观测宇宙线核碎片与太阳光子碰撞产生的同时平行的空气簇射对的可能性。我们考虑具有不同宇宙射线成分的场景，探索现有和计划中的探测器的预测速率，并寻找从信号特征中提取初始成分信息的方法。特别是，我们发现，荧光探测器，如HiRes或望远镜阵列，由于其低阈值（$\sim 10^{17}$ eV）和大面积（$\sim 10^4 km^2$），可以观察到几个事件，每年如果宇宙射线在这些能量确实是重核。利用包含两个淋浴的平面的角取向，以进一步限制宇宙线的组成的可能性进行了讨论。

乳胶室观测“膝盖”以外初级宇宙射线的组成

Composition of Primary Cosmic Rays Beyond the ``Knee''from Emulsion Chamber Observations

我们表明，最简单的假设粒子生产的动力学，使我们能够了解强子和光子的流量在山区的高度，以及个别事件的结构。分析需要在光谱中“膝盖”以上的初级宇宙射线的重核成分，其平均质量数为$<A> = 7.3 \pm 0.9$。

超高能cosmic ray核的星系际传播

The intergalactic propagation of ultra-high energy cosmic ray nuclei

我们研究了来自宇宙学远源的超高能宇宙线核（A = 1-56）在宇宙辐射背景中的传播。各种模型的注入成分和光谱和宇宙红外背景的研究使用更新的光衰变截面。关于超高能宇宙射线的光谱和成分的观测数据与所有注入的初级宇宙射线都是铁核（或重核和轻核的混合物）的模型相一致。

大气切伦科夫成像技术在研究TeV以上能区初级宇宙辐射质量组成中的潜力

On the Potential of the Imaging Atmospheric Cherenkov Technique for Study of the Mass Composition of Primary Cosmic Radiation in the Energy Region above 30 TeV

我们提出了一种新的方法，使用成像大气切伦科夫望远镜阵列来研究从30 TeV/核到“膝盖”区域（即高达几PeV/核）能量区域的宇宙线（CR）质量组成（IACT）的特殊架构。该阵列由具有相对较小的镜面尺寸（约10平方米）的望远镜组成，这些望远镜彼此相隔很远（约500米），并配备有具有适度像素尺寸（0.3-0.5度）和足够大视角（6-7度）的多通道相机。与传统的IACT系统（如HEGRA，HESS或VERITAS）相比，这里考虑的IACT阵列可以提供非常大的检测区域（几平方公里或更大）。同时，它允许精确测量CR引起的空气簇射的能量（能量分辨率范围在25-35%之间）和有效分离由不同核产生的空气簇射。特别地，可以以15-20%的这种簇射的检测效率将属于指定用于选择的核组的空气簇射富集到高达~90%的纯度。

从扩展空气簇射中的切伦科夫光和粒子密度测量重建宇宙射线能量和确定其成分的新方法

A New Method to Reconstruct the Energy and Determine the Composition of Cosmic Rays from the Measurement of Cherenkov Light and Particle Densities in Extended Air Showers

利用地面测量的高能宇宙射线在大气中引发的簇射电磁部分，对能量大于300 TeV的初级粒子的能量和质量进行了Monte-Carlo研究。用两个探测器阵列测量切伦科夫光和粒子密度，如在HEGRA实验中实现的簇射性质被重建和解释，以确定能量和能量每核子的初级粒子。

亚恒星天体中的闪烁核：一种新的暗物质特征？

Spallation nuclei in substellar objects: a new dark-matter signature?

虽然暗物质占银河系引力质量的80%，但它的组成尚不清楚。一种假设是，暗物质由称为WIMP的大质量粒子组成。WIMP预计会在恒星的核心中积累并共同湮灭，但这种积累的唯一标志被认为是难以观察到的高能中微子。在这里，我们提出了一个全新的可观察签名。在极低质量恒星、褐矮星或行星质量天体的核心，WIMP共湮灭会通过溅射反应改变恒星的化学成分。这些恒星非常靠近银河系中心，它们可能会获得极高的锂、铍和硼丰度，即使是那些具有无法探测到的WIMP-核子截面的模型也是如此。这些丰度在某些恒星系统和现象中应该是可测量的。

AGASA数据与CORSIKA模拟的比较

Comparison of AGASA data with CORSIKA simulation

通过与CORSIKA（Cosmic Ray Simulation for KASCADE）模拟结果的比较，对AGASA（Akeno Giant Air Shower Array）数据进行了解释。AGASA观测到的电磁分量和低能μ子的一般特征可以被CORSIKA很好地再现。带电粒子的横向分布的形式同意与实验之间的几百米和2000米的核心，无论研究的强子相互作用模型和主要成分（质子或铁）。正如实验所示，它不依赖于10^17.5和10^20 eV之间的初级能量。如果我们考虑到与实验中类似的条件来评估在离核心600 m处由5 cm厚的散射器测量的粒子密度（S_0（600），后缀0表示垂直入射簇射），从S_0（600）到初级能量的转换关系表示为E [eV] = 2.15 x 10^17 x S_0（600）^1.015，在所使用的模型和组成之间的10%不确定性内，这表明目前的AGASA转换因子是下限。μ子横向分布的形式虽然与离堆芯1000 m范围内的实验符合较好，但其绝对值随强子相互作用模型和原初成分的不同而变化。实验中的rho_mu（600）（离堆芯600 m处μ子密度大于1GeV）与S_0（600）关系的斜率比任何强子模型和原初成分模拟中的斜率都要平坦。由于实验斜率在10^15 eV到10^19 eV之间是恒定的，因此我们需要在很宽的一次能量范围内研究这种关系，以推断化学成分随能量的变化…

通过EAS尺寸谱检验主要模型预测

Test of primary model predictions by EAS size spectra

高统计精度的实验KASCADE和ANI允许获得近似的初级能谱和元素组成的“膝盖”区域。所得结果指出了QGSJET相互作用模型和100PeV能量以下初级宇宙线起源的二分量模型的正确性。

从大气簇射中的切伦科夫光密度和粒子密度重建宇宙射线能量和确定其成分的新方法

A New Method to Reconstruct the Energy and Determine the Composition of Cosmic Rays from the Measurement of Cherenkov Light and Particle Densities in Extensive Air Showers

利用地面测量的大气簇射电磁部分，对能量大于300 TeV的宇宙射线的能量和质量进行了Monte-Carlo研究。用两个探测器阵列测量空气切伦科夫光和在HEGRA实验中实现的粒子密度确定的簇射性质被处理以确定初级粒子的能量，而不需要关于其质量的任何假设。在确定能量的同时，从相同的可观测量粗略地重建初级粒子的质量。

从EAS中切伦科夫光的时间结构估计谱膝以下的Cosmic ray组分

Cosmic ray composition estimation below the knee of the spectrum from the time structure of Cherenkov light in EAS

蒙特卡罗模拟表明，在大范围空气簇射核心附近测量的切伦科夫光子脉冲轮廓对级联的次级μ子/电子比很敏感。切伦科夫脉冲可以很容易地测量与一个单一的大面积反射镜所看到的光电倍增管对着一个小视场（~1度）。即使是这样一个简单的实验，暴露于EAS从一系列的核心位置和到达方向，强烈的统计差异被证明存在之间的脉冲参数分布的初级质子和较重的初级粒子。通过改变观测的天顶角，可以研究一次能量的范围。在本文中，从模拟的能量范围为20 TeV至400 TeV的原色的结果，虽然在原则上的技术可以扩展到包括膝盖的频谱。在该能量范围的下端，结果可以与成分的直接测量结果进行比较，而在上端的测量结果可以增强现有地面实验的结果。

Cosmic-Ray Nuclei, Antiprotons and Gamma-rays in the Galaxy: a New Diffusion Model

We model the transport of cosmic ray nuclei in the Galaxy by means of a new numerical code. Differently from previous numerical models we account for a generic spatial distribution of the diffusion coefficient. We found that in the case of radially uniform diffusion, the main secondary/primary ratios (B/C, N/O and sub-Fe/Fe) and the modulated antiproton spectrum match consistently the available observations. Convection and re-acceleration do not seem to be required in the energy range we consider: $1 < E < 10^3$ GeV/nucleon. We generalize these results accounting for radial dependence of the d…

用反质子抑制cosmic ray的传播。“新鲜”核成分的证据？

Challenging cosmic ray propagation with antiprotons. Evidence for a "fresh" nuclei component?

最近的宇宙线（CR）反质子通量的测量已被证明是挑战现有的CR传播模型。结果表明，设计用于匹配次级核与初级核比率的再加速模型（例如，硼/碳）产生太少的反质子。匹配二次与一次核的比率和反质子通量需要人工打破扩散系数和一次注入光谱，这表明需要其他方法。在本文中，我们讨论一种可能性，以克服这些困难。使用测得的反质子通量和B/C比固定的扩散系数，我们表明，在日光层中测得的主要核的光谱可能包含一个新鲜的本地“未处理”的组件在低能量可能与本地气泡，从而降低测得的次级到主要核的比例。最近几百万年来太阳附近SN活动的独立证据支持了这一观点。该模型再现反质子，B/C比，元素丰度Ni（Z<=28）。计算的Be和B的同位素分布与CR数据完全一致。CR中的3种“放射性时钟”同位素10 Be、26 Al、36 Cl的丰度都是一致的，并根据ACE航天器获得的最精确数据指示晕的大小为zh ~ 4kpc。

早期宇宙相变过程中原初星系核的形成

The Formation of Primary Galactic Nuclei during Phase Transitions in the Early Universe

提出了一种描述原星系形成的新机制，它是基于暴胀阶段的二级相变和暴胀结束时畴壁的形成。封闭的畴壁的存在，其尺寸在其形成的瞬间明显超过宇宙学视界，并且在后暴胀时期（当壁的尺寸变得与宇宙学视界相当时）壁坍塌，这导致了大质量黑洞团的形成，它们可以作为未来星系的核。得到的黑洞质量分布与现有的实验数据并不矛盾。M ~ 100太阳质量（$M_{\odot}$）及以上的黑洞数量与可见宇宙中的Galerkin数量相当。该方法的发展为热宇宙模型中的星系形成提供了一个新的基本假设。

轻核对中微子驱动的超新星外流的影响

Influence of light nuclei on neutrino-driven supernova outflows

我们研究的组成外层的质子中子星，并表明，轻核存在大量的。主要成分是核子、氘核、氚子和α粒子; 3 He的含量较少。这种成分可以在实验室实验中用新的富含中子的放射性核束进行研究，这些核束可以重现类似的密度和温度。包括相应的中微子相互作用后，我们表明，轻核有一个小的影响，发射的电子中微子的平均能量，但显着的反中微子的平均能量。在爆炸后的早期阶段，电子反中微子的平均能量略有增加，而在质子中子星冷却的后期，它减少了约1 MeV。中微子驱动的超新星外流的核合成这些变化的后果进行了讨论。

原生cosmic ray核引起的大气级联发展中的“吊索效应”

'Sling effect' in the development of atmospheric cascades induced by primary cosmic ray nuclei

当一个抛射体原子核的碎片在与目标原子核的外围碰撞后被发射出来，并以高自旋旋转时，就会出现“吊索效应”。旋转的碎片有一个变形的形状，看起来像一个扁椭圆体。由于核物质的虚拟不可压缩性，以及在横向于抛射体核的输入动量的平面中的自旋的极化，与具有球形形状的非自旋碎片相比，这样的椭球体具有减小的平均相互作用截面。Pestrian的几何参数表明，即使在固定的碰撞参量下，这种椭球形核也应该具有附加的横截面波动，该参数取决于椭球体的轴与连接射弹和靶核的中心的矢量之间的取向角。参与相互作用的抛射体核中的“受伤核子”的数量与相互作用截面密切相关。所有这些效应导致碎片的非指数衰减，并增加碎片向下穿透吸收体中比正常情况下更大深度的可能性。如果吊索效应出现在初级宇宙线核与大气中原子核的相互作用中，则诱导的大气级联将具有较慢的衰减，从而有助于减少在大气下半部观察到的关于广泛空气簇射的现有实验数据的解释中的一些重要的不一致。本文给出了吊索效应的数值估计。

用Super-Kamiokande-I探测器观测10个TeV原Cosmic Ray核通量的各向异性

Observation of the Anisotropy of 10 TeV Primary Cosmic Ray Nuclei Flux with the Super-Kamiokande-I Detector

利用Super-Kamiokande-I探测器探测到的向下穿透的μ介子，测量了中等能量为10 TeV的初级宇宙线核到达方向的相对恒星变化。各向异性图在赤经轴上的投影具有$(6.64 \pm 0.98 {stat.} \pm 0.55 {syst.}) \times 10^{-4}$的第一谐波振幅和在$(33.2^\circ \pm 8.2^\circ {stat.} \pm 5.1^\circ {syst.})$赤经处的最大相位。赤道坐标中的天空地图显示了金牛座的多余区域和处女座的赤字区域。过量区域以$(α_T, δ_T) = (75^\circ \pm 7^\circ, -5^\circ \pm 9^\circ)$为中心，具有半开度角$χ_T = (39 \pm 7)^\circ$ ;过量通量比各向同性预期值高（$0.104 \pm 0.020$）%。缺损区域的相应参数为$(α_V, δ_V) = (205^\circ \pm 7^\circ, 5^\circ \pm 10^\circ)$、$χ_V = (54 \pm 7)^\circ$和$(-0.094 \pm 0.014)$ %。数据不允许我们排除各向异性的纯偶极子形式（允许在13%的置信水平）;它们更好地描述了上述的过剩和赤字锥。我们探讨的假设下，真正的各向异性是不是扭曲太多的分析过滤器，使它很好地描述了所观察到的过剩和赤…

超高能cosmic ray核能谱的解析计算I. CMB辐射的情况

Analytic calculations of the spectra of ultra-high energy cosmic ray nuclei. I. The case of CMB radiation

本文系统地研究了超高能核扩散谱的各种解析计算方法。在星系际空间中传播的核，由于与宇宙微波背景和河外背景光的相互作用，会发生光致衰变，降低其洛伦兹因子。我们计算了原子质量数$A$和洛伦兹因子$Γ$随红移$z$的后向时间演化轨迹。比较了三种光谱计算方法：{ \it（i）}轨迹法、{ \it（ii）}动力学方程结合轨迹法和{ \it（iii）}耦合动力学方程法。我们相信，这三种方法至少穷尽了问题的任何解析解的主要可能性。在最直接的方法{ \it（i）}中，仅使用轨迹计算来将观测到的核通量与初级（加速）核$A_0$的产生率联系起来。在第二种方法{ \it（ii）}中，借助于动力学方程计算了初级核、次级核和质子的通量（空间密度），而轨道仅用于确定这些核的产生率。第三种方法{ \it（iii）}包括求解完整的耦合动力学方程组，从初级核$A_0$开始，然后对于$A_0-1$等，直到感兴趣的$A$。前一个方程的解给出了下一个方程的生成率。所有方法的计算的一个重要元素是系统地使用洛伦兹因子而不是能量。这里考虑原子核只与宇宙微波背景相互作用的情况，这种情况特别适合于理解物理结果。

单个磁化源产生的超高能Cosmic Ray核

Ultra-High Energy Cosmic Ray Nuclei from Individual Magnetized Sources

我们研究了来自各个源的10 ^19 eV以上的超高能宇宙射线的成分、光谱和角分布与其磁化强度的关系。我们发现，特别是对于距离观测者只有几百万秒差距的辐射源，如果辐射源周围的场在几百万秒差距的尺度上为~ 10^-7高斯，那么可观测到的光谱和成分就会发生严重的变化。低能量粒子在其能量损失时间内扩散到更远的距离。这导致相当大的硬化的频谱的能量的损失距离变得可比的源距离。因此，磁化源对观测有非常重要的影响，即使宇宙射线到达距离源方向只有几度的距离。同时，光谱和化学成分的细节可能本质上是不可预测的，因为它们取决于未知的磁场结构。如果一次质子主要是原子质量为A的原子核，加速到最大能量E_max，其光谱并不比E^-2柔和多少，那么来自光致衰变的二次质子可以在光谱中产生一个明显的峰值，其能量约为E_max/A。一个相关的特征出现在平均质量对能量的依赖性上。

核塌缩超新星状态方程统计处理的比较

Comparison of statistical treatments for the equation of state for core-collapse supernovae

在坍缩、反弹和随后的爆炸过程中释放出的中微子提供了有关超新星动力学的信息。中微子的光谱是由它与恒星内部区域的原子核和核子之间的弱相互作用决定的，因此中微子的光谱是由物质的组成决定的。恒星物质的组成，温度范围从$T=1-3$兆电子伏和密度范围从$10^{-5}$到0.1倍的饱和密度进行了探讨。我们研究了通常用于描述超新星模拟中的致密物质的单核近似，并表明，虽然近似在大多数密度下预测能量和压力是准确的，但它不能准确地预测组成。我们发现，随着温度和密度的增加，单核近似系统地高估了实际存在的原子核的质量数，并低估了较轻的原子核的贡献。