Lateral distribution and the energy determination of showers along the ankle
大范围空气簇射的横向分布函数（LDF）的归一化常数是一个单调的（几乎线性）的初级能量的增加函数。因此，可以校准在距核心某一固定距离处的内插信号以估计簇射的能量。令人惊讶的是，存在一个重建的最佳距离r_{opt}，在该距离处，对真实核心位置、LDF函数形式和簇射到簇射波动的不确定性对推断信号S（r_{opt}）的影响被最小化。我们计算的值r_{opt}作为一个功能的表面探测器分离，能量和天顶角，我们证明了使用的优势，而不是一个相同的固定距离，每个淋浴的每个淋浴的r_{opt}值，特别是在处理饱和站的事件。还示出了对所确定的光谱的影响。
2007-08-01 astro-ph
Propagation and Chemical Composition of Ultra High Energy Cosmic Rays
具有$E^{-2.7}$型注入谱的河外宇宙射线质子在地球上的谱由于贝特-海特勒对产生而相对于宇宙微波背景的光子而具有下降。在$10^{18} - 4\times 10^{19}$ eV的能量区域中产生凹陷，其位置和形状以高精度再现实验观察到的光谱。对观测数据的这种解释预测了一个能量标度的存在，该能量标度发出了从银河系到河外宇宙射线可能过渡的信号。事实上，在能量低于特征值$E_c\approx 1\times 10^{18}$ eV（由电子对产生的能量损失率和绝热损失率相等决定）时，宇宙射线的光谱在所有感兴趣的情况下都是发散的。在这个模型中，从银河宇宙射线到河外宇宙射线的跃迁发生在低于$E_c$的某个能量，对应于所谓的第二膝的位置。对观测数据的另一种可行的解释是基于一种完全不同的方法，假设质子和原子核的混合成分的能量为$E\ge 10^{19}$ eV。这种情况意味着从银河系到河外宇宙射线在脚踝能量（$\sim 10^{19}$ eV）的过渡。在本论文中，我们将审查的主要特点的倾角模型比较它与过渡的模型在脚踝。
2007-01-22 astro-ph
Transition from galactic to extragalactic cosmic rays
讨论了从银河到河外宇宙射线的跃迁。银河系宇宙射线标准模型给出了铁核跃迁的一个临界指示，根据该模型，铁核的最大加速能为$E_{\rm Fe}^{\rm max} \approx 1\times 10^{17}$ eV量级。在$E > E_{\rm Fe}^{\rm max}$处，光谱被预测为非常陡峭，因此标准模型倾向于在能量不比$E_{\rm Fe}^{\rm max}$高得多的情况下发生跃迁。就观测而言，有两个跃迁的特征：能谱的变化和伸长率（大气中簇射极大值的深度$X_{\rm max}$作为能量的函数）。讨论了三种过渡模型：基于dip的模型、混合成分模型和踝模型。在后一种模型中的过渡发生在观察到的光谱特征，脚踝，它开始在$E_a \approx 1\times 10^{19}$电子伏特，其特征是质量组成的变化，从银河系铁河外质子。在倾角模型的过渡发生在能量$(4 -8)\times 10^{17}$ eV观察到的第二个膝关节，其特征在于从银河系铁到河外质子的质量组成的变化。混合成分模型描述了$E \sim 3\times 10^{18}$ eV处的跃迁，质量成分从银河铁转变为不同核的河外混合成分。这些模型都面临着观测数据的光谱和伸长率从不同的实验，包括俄歇。
2007-10-20 astro-ph
Propagation of high-energy cosmic rays in extragalactic turbulent magnetic fields: resulting energy spectrum and composition
通过研究河外磁场对宇宙射线谱和成分的影响，我们扩展了以前对混合成分河外宇宙射线源模型的研究。我们研究了带电粒子在湍流场中的传输以及从弹道到扩散传播的过渡。我们介绍了一种方法，允许快速集成的粒子轨迹，这使我们能够计算河外宇宙射线光谱在一般情况下，不使用扩散或直线近似。我们发现，只要磁场强度不超过几个nG，混合成分模型的主要特征-关于脚踝的解释和平均宇宙射线质量的非单调演化-基本上保持不变。
2007-09-11 astro-ph
The origin of cosmic rays at all energies
从对长时间伽马射线暴（GRB）、超新星遗迹（SNR）和超新星（SN）爆炸1987 A的观测中，有越来越多的证据表明SN爆炸喷射出普通物质的等离子体团（炮弹）的高度相对论性双极射流。在这里，我们使用非常成功的炮弹（CB）模型的伽玛暴表明，双极喷流从银河系SN爆炸可以产生大量的银河系宇宙射线在脚踝以下的能量，而CRs逃逸到星系际空间或直接沉积在那里的喷流从SNe在外部星系可以产生所观察到的宇宙射线通量与脚踝以上的能量。该模型很好地预测了所有观测到的宇宙射线的性质：它们的强度，它们的光谱，包括它们的元素膝盖和脚踝，它们的成分和它们到达方向的分布。当能量超过CR脚踝时，银河系的磁场不再能延迟这种超高能CR（UHECR）从银河系的自由逃逸。由银河系和其他星系的SN喷流注入星系际介质并在星系际介质磁场的作用下各向同性的UHECR占主导地位。几乎所有比氦重的河外UHECR都在与远红外、微波和射电背景辐射的碰撞中发生光致碎裂。然而，CR质子和He核由于与FIR、微波和射电背景光子碰撞中的π介子光生而遭受Greisen-Zatsepin-Kuzmin（GZK）截止。
2006-01-16 astro-ph
Underground Muon Counters as a Tool for Composition Analyses
从银河系到河外宇宙射线源的跃迁能量仍然不确定，但它应该与被称为第二膝盖或脚踝的光谱区域有关。皮埃尔·俄歇天文台的基线设计是针对最高能量进行优化的。表面阵列在高于$3 \times 10^{18}$ eV时是完全有效的，并且即使混合模式可以将该范围扩展到低于$10^{18}$ eV，第二膝和宽踝结构的相当大的一部分仍留在其操作范围之外。因此，为了涵盖这些光谱特征并进一步了解过渡区的宇宙射线成分变化，正在实施对基线设计的表面和荧光成分的增强，这将使天文台的全效率范围降低到$\sim 10^{17}$ eV。表面增强包括一个标准的俄歇水切伦科夫探测器的梯度填充区，部署在两个三角形网格的433米和750米的间距。这个区域内的每个地面站都将有一个相关的μ子计数器探测器。另一方面，荧光增强由三个额外的荧光望远镜组成，其仰角（$30^\circ-58^\circ$）比目前运行的望远镜更高。本文的目的有三个方面。我们研究的分割的μ子计数器的效果，并找到一个解析表达式来纠正由于μ子堆积的计数不足。我们还提出了一个详细的方法来重建的μ子横向分布函数的750米的间距阵列。最后，我们研究了一个新的参数，在600米从簇射轴的μ子的数量，通过拟合的μ子数据与上述重建方法获得的质量歧视潜力。
2008-10-13 astro-ph
Cosmic Rays: The Second Knee and Beyond
本文综述了超高能宇宙射线（UHECR）的实验结果，包括谱特征的测量、初级粒子流的组成以及事件到达方向各向异性的研究。我们发现，虽然有一个普遍的共识，在频谱中的功能-第二个膝盖，踝关节，（在较小程度上）GZK截止-有一点共识的组成，伴随着这些功能的初选。这种对组成缺乏共识的情况使得对商定特征的解释成为问题。关于UHECR潜在来源的直接证据也很少，因为早期关于到达方向各向异性的报告尚未在独立测量中得到证实。
2007-04-27 astro-ph
Strongly Interacting Astrophysical Neutrinos
超高能宇宙射线的起源和化学组成是天体粒子物理学中的一个悬而未决的问题。观测到的大尺度各向同性和直接的成分测量结果可以解释为脚踝以上约10^10 GeV的河外质子占主导地位。在宇宙微波背景中，河外质子的光离子产生预测的截止值约为5 × 10^10 GeV，这与一些实验报告的过量值相冲突。在这份报告中，我们将概述最近的统计分析（astro-ph/0506698）的宇宙射线数据使用强相互作用中微子作为这些过剩的主要。
2005-11-16 astro-ph
A new multiparametric topological method for determining the primary cosmic ray mass composition in the knee energy region
根据在大气下半部观测水平上获得的广泛空气簇射（EAS）的特征来确定初级宇宙线的质量组成仍然是一个悬而未决的问题。本文提出了一种新的多参数拓扑分析方法，并证明了它对PeV能区初级宇宙射线质量组成的适用性。
2004-10-07 astro-ph
Primary Energy Spectra and Elemental Composition. GAMMA Experiment
本文根据伽玛实验观测到的广泛空气簇射数据，导出了1-100 PeV能量范围内的初级宇宙射线的能谱和元素组成。在SIBYLL和QGSJET相互作用模型的框架下，根据幂律陡化的一次能谱假设，对一次能谱进行了重建。所有给出的结果都是考虑到探测器响应，重建EAS参数的不确定性和EAS发展的波动。
2005-06-24 astro-ph
Mass Composition of the Primary Cosmic Rays in the Energy Region 10^{14}-10^{20} eV in Anomalous Diffusion Model
本文讨论了10^{14}-10 ^<$20} eV宽能区宇宙线质量成分的变化问题。最近开发的异常扩散模型的框架内预测的质量组成进行了测试，使用CORSIKA的计算结果和实验数据的深度最大的广泛的空气淋浴。我们表明，模型预测的质量组成与不同的实验观察是一致的。
2003-06-10 astro-ph
The Shape of EAS Lateral Distribution and Primary Composition of the UHE Cosmic Rays
基于标度理论，对大范围空气簇射中电子的横向分布函数进行了理论预测。根据最近的模拟结果，我们的结果进行了测试，考虑到低能量μ子的贡献，同时闪烁探测器响应的影响与AGASA的实验数据进行比较。详细讨论了从LDF的形状推断高能宇宙线初级成分的可能性。
2001-06-20 astro-ph
On the transition from Galactic to extragalactic cosmic-rays: spectral and composition features from two opposite scenarios
我们研究的现象学的宇宙射线（CR）在银河/河外过渡，专注于两个相反的模型组成的河外（EG）组件。模型A假设混合源的组成，与核丰度类似的低能量CR，而模型B假设EG源加速质子。我们研究的限制，在这两种情况下可以重现的高能量CR数据，从能量谱的角度来看，每个都有自己的解释脚踝（作为模型A的GCR/EGCR过渡;作为模型B的成对生产下降）和自己的源谱（在E？2.3模型A;在E？2.6还是E 2.7对于模型B）。然后，我们专注于高能量CR组成的能量演化，并将我们对两个主要组成相关的观测值（Xmax和hlnAi）的预测与现有数据进行比较，得出结论，模型A目前是有利的。Uniforms进行了讨论，并确定了这两个模型的显着特点，这应该允许一个在不久的将来，当更精确的测量与更高的统计实验，以区分模型。
2007-01-16 astro-ph
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。
2005-07-07 astro-ph
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（>=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。
2007-11-19 astro-ph
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。
2008-03-18 astro-ph
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。
2004-11-17 astro-ph
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。
2005-07-25 astro-ph
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。
2005-07-07 astro-ph
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。
2005-07-07 astro-ph
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。
2006-11-30 astro-ph
Cosmic Rays above the Knee
综述了10 ^16 eV以上宇宙射线的观测现状和唯象认识。在这些能量之上，宇宙射线通量预计将逐渐由河外成分主导。为了研究这种转变的性质，目前的实验活动集中在测量的宇宙线通量和组成的“脚踝”或“浸”功能在几个EeV。在光谱的超高能端，HiRes和Pierre Auger天文台的测量已经很好地建立了50 EeV以上的通量抑制，我们可能进入带电粒子天文学时代。
2008-12-15 astro-ph
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。
2003-05-19 astro-ph
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。
2004-11-05 astro-ph
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。
2004-02-04 astro-ph
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。
2003-05-29 astro-ph
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。
2006-10-21 astro-ph
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。
2003-10-23 astro-ph
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。
2001-12-20 astro-ph
Implications for the Cosmic Ray Spectrum of a Negative Electron Neutrino (Mass)^2
假设电子中微子是一种快子，其|m| =sqrt（-m^2）= 0.5 eV/c^2，这与宇宙射线谱的某些性质是一致的，包括：幂律变化的存在在E = 10^15 eV时，E^-3幂律出现在拐点之后，幂律的另一个变化在E = 10^19 eV处的（“脚踝”），膝盖以上的成分变化，膝盖处的各向异性变化，以及在E = 4 x 10^19 eV以上没有GZK截止。该假说预测，在光谱拐点以上的狭窄能量区域中，宇宙射线中子的通量很大。
1998-12-17 astro-ph
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。
2002-08-14 astro-ph
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。
2007-06-11 astro-ph
Composition of Primary Cosmic-Ray Nuclei at High Energies
TRACER仪器（“宇宙高能辐射过渡辐射阵列”）是为直接测量高能较重的初级宇宙射线核而开发的。该仪器于2003年在南极洲成功地进行了长时间的气球飞行。描述了探测器系统和测量过程，讨论了数据分析的细节，并给出了元素O，Ne，Mg，Si，S，Ar，Ca和Fe（核电荷Z=8至26）的单个能谱。TRACER的大几何因子和过渡辐射探测器的使用使得有可能确定能量超过10 $^{14}$ eV/粒子的光谱。幂律拟合到每amu 20 GeV以上的单个能谱，对所有元素表现出几乎相同的谱指数（$\sim$ 2.65 $\pm$ 0.05），对元素电荷Z没有明显的依赖性。
2008-01-03 astro-ph
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。
2007-07-05 astro-ph
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。
2002-07-04 astro-ph
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。
1996-11-21 astro-ph
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…
1999-12-10 astro-ph
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。
1998-01-15 astro-ph
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。
1999-08-09 astro-ph
Cosmic Ray Results from the IceTop Air Shower Array
我们报告的第一个结果与IceTop空气淋浴阵列的宇宙射线能谱和质量组成的范围为1 PeV至80 PeV。冰顶是目前正在南极建造的冰立方中微子望远镜的表面探测器。通过重建不同天顶角的阵雨，观察到对初级质量组成的高灵敏度。假设只有质子或铁核作为初级粒子产生显着不同的能谱为不同的天顶角范围内，而只有模型与混合组成，如poly-gonato模型，导致预期的各向同性通量。还讨论了使用完整IceCube探测器的不同替代方法进行成分测量的前景。
2008-10-19 astro-ph
Measuring the UHE cosmic-ray composition with tracking detectors in air shower arrays
测量空气簇射中的μ子和电子的角度被提出作为一种方法，用于研究在几个$10^{15}$ eV的宇宙线能谱的膝附近的初级宇宙线的质量组成。现有的空气簇射阵列上的常规跟踪探测器可用于这一目的，如HEGRA阵列上的CRT探测器。当平均径向μ介子角作为簇射芯距离的函数被检查时，实验分辨率可以从切向角分布很好地校准。该方法特别适用于测量初级宇宙射线的平均质量数随能量的变化。该方法进行了描述和实验和理论的限制进行了讨论。
1996-05-29 astro-ph
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$<A> = 7.3 \pm 0.9$。
1996-02-21 astro-ph hep-ph
Composition of UHE Cosmic Ray Primaries
GRAND项目提供了关于初级宇宙射线原子组成的结果。这是通过确定引起GRAND项目检测到的广泛空气簇射的初级颗粒的平均高度来实现的。具有较大横截面积的粒子，如铁核，可能在大气中较高的地方开始广泛的空气簇射，而具有较小截面的质子，在相互作用之前将通过更多的空气，因此在较低的高度开始簇射。这样的高度可以通过向后（向上）外推所识别的μ子轨道以确定它们的起源高度来确定（Gress等人，1997年）。由于μ子是从顶部，强子簇射的一部分，他们是一个很好的估计簇射的开始。这项研究的数据是在前一年的2000万次淋浴事件中获得的。
2000-05-04 astro-ph
Energy and composition sensitivity of geosynchrotron radio emission from EAS
本文分析了倾斜大范围空气簇射的同步辐射对初级宇宙射线能量和质量的敏感性。我们证明，无线电发射测量在适当的横向距离可以推断出电子和正电子的数量在簇射最大值和大气深度的最大的一个簇射的基础上。或者，在固定的横向距离但在两个不同的观测频带中进行测量，产生可比较的信息。在确定簇射最大值时的电子数和正电子数时，均方根误差可达5%。通过确定这些量，地球同步辐射提供了一个从一个到一个的基础上获得初级宇宙射线的能量和质量的途径。
2007-07-25 astro-ph
Energy Spectrum and Mass Composition around the Knee by EAS Measurements
初级宇宙射线粒子以上的能量约100 TeV的大面积地面探测器装置进行了调查，观察广泛的空气簇射（EAS）的发展的各个组成部分。通过这种对初级宇宙射线谱的间接访问，已经确定了在大约3-5 PeV处的幂律陡度下降，称为{ \em膝}。不同的实验技术被用来推导EAS实验的质量和能量敏感的可观测量。这些实验涉及测量各种观测水平的次级粒子分布和地下深处的μ子，以及通过测量大气中簇射发展发出的空气切伦科夫光重建的可观测量。最近的多维分布的分析方法得到青睐，因为他们能够考虑到不同的可观测量之间的相关性和大的内在波动的空气簇射发展的影响。此外，使用一个更大的一组可观的提供了可能性，同时测试的Monte-Carlo模型的一致性的重建程序。通过大量的实验证实了一次能谱中存在着拐点，并指出在拐点能量以上平均质量有增加的趋势。最近的研究结果表明，膝关节起源于轻初级粒子的通量的减少，而重宇宙射线粒子似乎错过了在1和10 PeV的能量范围内的扭结。
2002-12-20 astro-ph
Statistical methods applied to composition studies of ultrahigh energy cosmic rays
$10^{17}$ eV以上的高能宇宙射线的质量组成是解决加速和传播机制等天体物理学问题的关键。不幸的是，识别宇宙射线簇射的初级粒子的标准程序效率低下，主要是由于大的波动和有限的实验观测。我们提出了一种统计方法的组成研究的基础上，如$N_{max}$，$X_{max}$，不对称，偏度和峰度的CR淋浴的纵向发展的几个可测量的功能。主成分分析（PCA）被用来评估每个参数的整体淋浴功能的表示和线性判别分析（LDA）的相关性被用来结合不同的参数，以最大限度地提高不同的粒子淋浴之间的歧视。LDA的新参数提供了一个初级γ，质子和铁核之间的分离比仅基于$X_{max}$的程序更好。这里提出的方法成功地测试了从$10^{17}$到$10^{20}$ eV的能量范围，即使当簇射轨道长度的限制，以模拟荧光望远镜的视场。
2007-03-22 astro-ph
A Non-Parametric Approach to Infer the Energy Spectrum and the Mass Composition of Cosmic Rays
KASCADE实验同时观测高能广泛空气簇射（EAS）的电子光子、μ子和强子成分。EAS观测值的估计的能量和质量的初级粒子的分析调用广泛的蒙特卡罗模拟的EAS发展准备参考图案。本研究利用空气簇射模拟代码CORSIKA与强子相互作用模型VENUS、QGSJet和Sibyll，包括探测器响应和效率的模拟。通过应用非参数技术的测量数据进行了分析，在一个事件的事件模式和EAS诱导粒子的质量和能量的重建。特别强调了方法上的局限性以及结果对所使用的强子相互作用模型的依赖性。从KASCADE数据获得的结果再现了在主频谱的膝盖，但揭示了一个强大的模型依赖。由于强子相互作用模型引入的系统不确定性，在膝附近的能量范围内，化学成分没有强烈的变化。
2001-02-26 astro-ph
A Measurement of the Cosmic Ray Spectrum and Composition at the Knee
利用CASA-BLANCA探测器研究了能量介于$3\times 10^{14}$和$3\times10^{16}\unit{eV}$之间的宇宙射线的能谱和初级成分。CASA测量了空气簇射的带电粒子分布，而BLANCA测量了切伦科夫光的横向分布。使用CORSIKA空气簇射模拟加上四个不同的强子相互作用代码的预测的数据进行解释。BLANCA测量的宇宙射线的微分通量在2- 3 PeV范围内显示出一个膝关节，其宽度约为初级能量的0.5十倍。膝以下和膝以上的微分通量的幂律指数是$-2.72\pm0.02$和$ -2.95\pm0.02$。我们提出我们的数据作为一个平均的簇射最大深度和平均核质量。使用四种元素的多组分拟合显示出相同的组成趋势给出的平均量，也表明QGSJET和VENUS是首选的强子相互作用模型。我们发现，最初的混合组合物变轻之间的1和3 PeV，然后变得更重，随着能量的增加超过3 PeV。
2000-06-22 astro-ph
Extragalactic Sources for Ultra High Energy Cosmic Ray Nuclei
在这篇文章中，我们检验了最高能量的宇宙射线是来自河外源的复杂核的假设。在合理的物理假设下，我们证明了附近的富金属星暴星系（M82和NGC 253）可以产生脚踝以上观测到的所有事件。这需要在河外磁场$B \approx 15$ nG中$10^{20}$ eV以下的粒子扩散。高于$10^{19}$ eV，该模型预测存在显着的流量中质量和重核的变化率小的组成。尽管如此，星暴假说最显著的特征是在光谱截止之前由铁碎片引起的轻微各向异性。
2001-09-20 astro-ph hep-ph
The Origin of Cosmic Rays - A 96-Year-Old Puzzle Solved?
越来越多的证据表明，长持续时间的伽马射线暴（GRB）是由核塌缩超新星（SN）爆炸中喷出的普通物质的超相对论喷流产生的。这种喷流是非常有效的宇宙射线（CR）加速器，可以加速周围的粒子，使其达到最高的观测CR能量。喷流的大部分动能用于加速CR，而只有一小部分用于产生GRB及其余辉。在这里，我们使用非常成功的炮弹（CB）模型的伽玛射线暴表明，双极射流从SN爆炸，产生伽玛射线暴，其中大部分是不对地球的光束，可以在所有能量的宇宙射线的主要来源。该模型非常简单地解释了CRs的元素组成及其在所有能量下观察到的光谱。特别是它解释了CR膝关节和踝关节的起源。在CR踝部以上，银河系磁场不再能延迟超高能CR（UHECR）从银河系的自由逃逸，来自星系际介质（IGM）的CR占主导地位，这些CR由来自所有星系的SN喷流注入，并在IGM磁场的作用下各向同性。由于UHECR与微波背景辐射的相互作用，预计会产生Greisen-Zatsepin-Kuzmin（GZK）效应。从星系中扩散出来的CR核，或由相对论SN喷流直接沉积在IGM中的CR核，可能是IGM磁场的起源。IGM中CR电子对宇宙微波背景辐射（MBR）的逆康普顿散射产生了弥漫的河外γ射线背景辐射（GBR）。
2004-08-17 astro-ph hep-ph
A Unified Model of High-Energy Astrophysical phenomena
我概述了高能天体物理学的统一模型，其中伽马背景辐射，集群“冷却流”，伽马射线暴，X射线闪光和宇宙射线电子和原子核的所有能量-共享一个共同的起源。这些现象背后的机制是普通超新星发射的相对论性“炮弹”，类似于类星体和微类星体观测到的等离子体团的喷射。我专注于宇宙射线：天体物理学中持续时间最长的难题。宇宙射线在银河系中的分布、它们的总“光度”、被破坏的幂律谱及其观测到的斜率、膝盖和脚踝的位置，以及所谓的成分随能量的变化，都可以用简单的“标准”物理学来解释。该模型只是缺乏一个令人满意的理论理解的“大炮”发射炮弹在灾难性的插曲吸积到一个紧凑的对象。
2004-11-29 astro-ph hep-ph
