30.1 理论宇宙射线 (CR) 是遍布宇宙的非热粒子群。它们的显著特征可以从其主要的观测特性中推断出来:光谱、成分和到达方向。对于带电 CR,能量从几十 MeV 到接近 1 ZeV,强度在 1 GeV 以上为 ∼ 104 m − 2 s − 1 sr − 1,但差分谱随能量 E 急剧下降,遵循幂律依赖性 E − γ。最显著的光谱特征是在几个 PeV 处的“膝盖”,其中谱指数 γ 从 ∼ 2.7 变为 ∼ 3,“第二个膝盖”在 ∼ 100 PeV 处变为 ∼ 3.3 和在几个 EeV 处的“脚踝”,γ 变为 ∼ 2。 5. 通量在几十 EeV 以上被大大抑制。(有关光谱特征的更详细讨论可参见下文第 30.2.1 和 30.2.2 节。)带电 CR 主要由质子、氦和其他原子核以及电子、正电子和反质子组成。到达方向大多是各向同性的,但在膝点以下和周围,由于源的分布和银河系磁场的特性,观察到有趣的 O(10-4...10-3)各向异性,在最高能量下达到 ∼O(10-1)。伽马射线可分解为来自天体物理源的伽马射线(50 MeV 以上约 6660 [ 1 ],TeV 能量下约 300 [ 2 , 3 ]),以及来自银河系和河外星系的弥散通量,主要表现出对能量的幂律依赖性。高能中微子的观测打开了一扇新的窗户;虽然分布基本上是各向同性的,但已经发现了两个河外星系源以及来自银河系平面的贡献的证据。带电 CR、弥散伽马射线和中微子的能谱如图 30.1 所示。对带电宇宙射线、伽马射线和中微子以及引力波的综合观测(见第 21.2.3 节)为我们了解最极端的天体物理环境提供了有价值的见解,这被称为多信使天体物理学。将所有物种的贡献相加,可得到全粒子谱。虽然长期以来人们认为它是一个没有特征的幂律,直到几个 PeV 的膝盖,但现在人们认识到它具有更多的结构,反映了各个物种的特征。这些特征包含有关宇宙射线加速和传输的重要信息。使用的能量变量是动能 E,即每个核子的动能,对于质量数为 A 的粒子,E n = E/A,或对于电荷数为 Z 的粒子,刚度 R ≡ pc/ ( Ze )(以伏特为单位),p 是粒子的动量;术语“刚度”是指在磁场 B 中抵抗偏转的能力:刚度低(高)的粒子具有小(大)的回旋半径 rg = R /B 。动能与量热仪器的实验特征密切相关,而刚度则是光谱仪器最自然的特征。还要注意,相对论性原子核的能量损失很小,它们的传输由磁场决定,因此它只取决于刚度。核子强度 J 也称为弥散通量,是通过能量在区间 [ E, E + d E ] 内的粒子的微分数 d N 来定义的,这些粒子在时间 dt 内从立体角 d Ω 穿过面积 d A:d N = J d E d A d Ω dt 。其各向同性部分与微分密度 ψ = (4 π/v ) J 有关,v 为粒子速度,与相空间密度 f 有关,即 J = p 2 f 。注意,强度也可以根据每个核子的粒子能量或刚度来定义。为了强调这一点,强度通常写为 d J/ d E 、d J/ d En 或 d J/ d R 。在探测 CR 方面,有两类技术 [ 4 ]。直接观测(见第 30.2.1 节)利用粒子物理探测器(例如跟踪器、光谱仪和量热仪)中的 CR 相互作用。鉴于此类仪器的曝光有限且光谱急剧下降,目前仅在低于 ∼ 100 TeV 时才切合实际。在间接观测(见第 30.2.2 节)中,