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World File Search System粒子注入
DOE-NOAA 海洋云增亮研讨会报告
气候干预 (CI) 或地球工程已被提议作为一种手段，为人类争取时间，实现经济脱碳，保护和恢复自然生态系统，从而避免气候变化的最坏影响 (NRC, 2015)。主要方法是二氧化碳去除 (CDR)，它直接解决二氧化碳增加的问题，因为二氧化碳是气候变化的主要原因，以及太阳辐射管理 (SRM)，它涵盖了旨在减少地球系统吸收热量的各种技术。在 SRM 中，两种主要方法是平流层气溶胶注入 (SAI)，将反射粒子注入平流层以反射部分入射太阳辐射，以及海洋云增亮 (MCB)，将气溶胶粒子注入通常覆盖大片亚热带海洋的低空液态海洋云中，作为增加其对太阳辐射反射率的手段。本报告讨论后者。
高精度电子器件的键合加工与三维集成
自20世纪60年代初半导体探测器问世以来，半导体一直被用于测量空间带电粒子。经过几十年的不懈努力，半导体探测技术得到了很大的发展[1]。硅正-本征-负（PIN）探测器因反向漏电流小、环境适应性强、稳定性高而成为辐射探测研究的热点[2-4]。PIN探测器是一种包括一层P型半导体、一层N型半导体以及二者之间的本征半导体（I层）的结构。I层的存在可以形成较大的耗尽区，增加粒子注入的概率，从而提高探测器的能量分辨率。由于PIN辐射探测器势垒层较厚、阻抗系数较大，因此可以获得较低的暗电流、较高的响应度，易于与焦平面阵列电路匹配。此外，该器件结构可以通过调节本征层厚度来提高量子效率[5,6]和响应速度。卫星用∆EE望远镜一般采用印刷电路板（PCB）和两个独立的薄、厚Si-Pin探测器封装而成[7]。∆EE望远镜广泛应用于重离子探测与跟踪、高γ短程粒子探测、X射线探测等。核粒子进入∆EE望远镜后，首先与薄探测器相互作用而损失能量（∆E），然后与厚探测器相互作用而损失剩余能量（E-∆E）。由于∆E与粒子质量成正比，与E成反比，由此可知粒子的性质。为使∆EE探测器中进入的高能粒子能量损失最小，对薄探测器的厚度有一定的要求（小于或等于100μm），但由于Si材料的材料特性，考虑到厚度较小的探测器易受到机械冲击，探测器装置更容易损坏。而且，两个独立的探测器也不符合小型化、高精度化的发展趋势。
实验室产生的湍流无碰撞冲击中的电子加速
天体物理无碰撞激波是宇宙中最强大的粒子加速器之一。超新星遗迹激波是由超音速等离子体流与星际介质剧烈相互作用产生的，据观测，它可以放大磁场 1 并将电子和质子加速到高度相对论速度 2 – 4 。在完善的扩散激波加速模型 5 中，相对论粒子通过反复的激波穿越而加速。然而，这需要一个单独的机制来预加速粒子以实现激波穿越。这被称为“注入问题”，它与电子尤其相关，并且仍然是激波加速中最重要的难题之一 6 。在大多数天体物理激波中，激波结构的细节无法直接解决，因此很难确定注入机制。这里我们报告了激光驱动等离子体流实验和相关模拟的结果，这些实验和模拟探测了在与年轻超新星遗迹相关的条件下湍流无碰撞激波的形成。我们表明，电子可以通过激波向相对论非热能转变过程中产生的小尺度湍流在一阶费米过程中得到有效加速，从而有助于克服注入问题。我们的观测为激波时的电子注入提供了新的见解，并为在实验室内控制研究宇宙加速器的物理原理开辟了道路。大多数天体物理激波都是无碰撞的，这意味着它们是由等离子体不稳定性形成的，等离子体不稳定性通过磁场放大、等离子体加热和粒子加速来耗散流能 6、7。因此，粒子注入与激波形成机制和激波产生的湍流磁场的性质密切相关。这些过程通常受激波马赫数（激波速度与环境阿尔文或声速之比）控制，但其控制方式尚不十分清楚。长期以来，航天器对地球弓形激波的现场测量已经形成了我们对中等阿尔文马赫数（MA ≈ 3 − 10）下无碰撞激波的理解（参考文献 8）。然而，由于这些奇异遥远激波的局部条件约束不充分，我们对超新星遗迹（SNR）激波相关的甚高马赫数范围（MA ≫ 10）的了解要有限得多，而且大部分都是通过数值模拟获得的 9 – 12。在过去十年中，人们在利用千焦耳级激光器产生超音速超阿尔文等离子体方面做出了巨大努力