Астрономија

Да ли је астрономија космичких зрака ствар?

Да ли је астрономија космичких зрака ствар?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Историјски гледано, астрономија је била режим видљиве светлости, гледања удаљених објеката у видљивом спектру и касније фотографисање у видљивом спектру.

У прошлом веку постале су изводљиве радиоастрономија, инфрацрвена астрономија и истраживање других опсега у електромагнетном спектру.

Током протекле деценије могли смо да почнемо да се бавимо неутринском астрономијом, идентификујући удаљене изворе неутрина.

Постоји ли разлог да ово не може прећи на друге честице, тј. општа астрономија космичких зрака?

Могло би се размотрити специјализовани телескоп (требао би бити у сателиту) који открива само мионе и формира слике из детекције миона, или можда протонски телескоп. Идеја је да се мапирају долазне честице у пикселе на слици и додели осветљеност у зависности од фреквенције честица.


Да, астрономија космичких зрака је ствар, и то већ неко време.

Генералније, постоји астрономија са више гласника будући да сада постоји више прозора кроз које смо у могућности да посматрамо универзум директним посматрањем:

  1. електромагнетни (тј. светлосни зраци, фотони)
  2. неутрино
  3. космички зраци (тј. протони високе енергије и атомска језгра која се крећу релативистичком брзином)
  4. гравитационо зрачење

Природно, прво смо изградили телескопе за посматрање светлости. Галилео је користио оптички телескоп и испоставило се да је за њега био врло плодан и полетео је одатле. Израда сочива постала је уметност која је била уско повезана са напретком астрономије до 20. века, где је откриће квантне механике отворило свет физике честица. Неутрини из нуклеарних реакција на Сунцу, процеси на другим местима у Млечном путу и ​​у другим галаксијама стижу на Земљу и откривени су од 1960-их (иако се велики део вангалактичких неутрина генерише у суперновима, занимљиво је напоменути да геонеутрино потиче из распадања радионуклида у унутрашњости Земље, што је помогло да се потврди радиогена теорија загревања Земље).

Током протекле деценије могли смо да се почнемо бавити неутринском астрономијом, идентификујући удаљене изворе неутрина. Постоји ли разлог да ово не може прећи на друге честице, тј. општа астрономија космичких зрака?

Широм света постоје бројни детектори дизајнирани за откривање космичких зрака. Постоје директни (укључујући балоне или сателите у атмосфери који врше мерења) и индиректни (који укључују земаљске детекторе који траже пљусак честица који каскају од пропадања космичких зрака у атмосфери или траже фотоне који настају из те каскаде која се креће кроз атмосферу) методе откривања. Уопштавам, постоје друге методе и то је активно подручје истраживања (као што је Бенни навео много примера у свом коментару).

На пример, миони су првобитно откривени у космичким зрацима убрзо након откривања антиматерије. Муонски детектори су многих врста (тј. Детектор резервоара за воду са зрачењем Черенков) и могу се користити у све врсте занимљивих намена. На пример, истраживање унутрашњости пирамида и вулкана без да људи буду повређени.

Недавна директна откривања гравитационог зрачења сарадњом ЛИГО / Девица откривају да су делови Свемира за које смо мислили да смо затворени од посматрања сада видљиви (или могу ускоро), на пример, у раном Универзуму пре космичко-микроталасно позадинско зрачење и унутар компактних објеката попут белих патуљака и неутронских звезда.

На пример, могу постојати други неоткривени прозори у Универзум, ако постоји „тамна сила“, а самим тим и „тамни фотон“ повезан са тамном материјом, али то је спекулативно. Генерално су нам потребни разлози да сумњамо да нешто постоји пре него што почнемо да правимо детекторе да би их видели, али рана птица може добити црва, или понекад не (попут Јосепх Вебер !!).

Пре појаве великих акцелератора честица, тј. 1950-их, физичари честица ослањали су се на осматрања космичких зрака. Ови велики акцелератори, попут Фермилаба или ЛХЦ-а, направљени су да откривају честице и имали су различит успех, што је такође помогло у развоју савремених детекција космичких зрака које бисте могли сматрати „опћим космичким телескопима“.


Опсерваторија открива десетак ПеВатрона и фотона који прелазе 1 ПеВ, лансира ултра-високоенергетску еру гама астрономије

Зрачна фотографија ЛХААСО-а. Заслуга: ИХЕП

Кинеска велика опсерваторија за ваздушни туш велике надморске висине (ЛХААСО) - један од кључних државних објеката научне и технолошке инфраструктуре у земљи - пронашла је десетак космичких акцелератора ултра високе енергије (УХЕ) у оквиру Млечног пута. Такође је открио фотоне са енергијом већом од 1 пета-електрон-волта (квадрилион електрона-волти или ПеВ), укључујући један на 1,4 ПеВ. Овај последњи је фотон са највише енергије икада примећен.

Ова открића преврћу традиционално разумевање Млечног пута и отварају еру УХЕ гама астрономије. Ова запажања подстакнуће људе да преиспитају механизам стварања и ширења честица високе енергије на Млечном путу и ​​подстакнуће људе да истражују дубље насилне небеске појаве и њихове физичке процесе, као и да тестирају основне физичке законе под екстремним условима.

Ова открића су објављена у часопису Природа 17. маја Међународна сарадња ЛХААСО, коју води Институт за физику високих енергија (ИХЕП) Кинеске академије наука, завршила је ову студију.

Опсерваторија ЛХААСО је још увек у изградњи. Космички акцелератори - познати као ПеВатрони јер убрзавају честице до опсега ПеВ - и ПеВ фотони откривени су помоћу прве половине низа детекција, који је завршен крајем 2019. године и функционисао је 11 месеци 2020. године.

Фотони са енергијама већим од 1 ПеВ откривени су у врло активном региону који формира звезде у сазвежђу Лабуд. ЛХААСО је такође открио 12 стабилних извора гама зрака са енергијама до око 1 ПеВ, а значења фотона сигнализирају седам стандардних одступања већих од околне позадине. Ови извори се налазе на положајима у нашој галаксији који се могу мерити са тачношћу бољом од 0,3 °. Они су најсјајнији извори гама зрака Млечног пута у видном пољу ЛХААСО-а.

Иако су акумулирани подаци из првих 11 месеци рада дозвољавали људима само да посматрају те изворе, сви они емитују такозване УХЕ фотоне, тј. Гама зраке изнад 0,1 ПеВ. Резултати показују да је Млечни пут пун ПеВатрона, док највећи акцелератор на Земљи (ЛХЦ у ЦЕРН-у) може да убрза честице само до 0,01 ПеВ. Научници су већ утврдили да акцелератори космичких зрака у Млечном путу имају ограничење енергије. До сада је предвиђена граница била око 0,1 ПеВ, што је довело до природног одсечења спектра гама зрака изнад тога.

Али ЛХААСО-ово откриће повећало је ову „границу“, јер спектри већине извора нису скраћени. Ова открића покрећу еру за УХЕ гама астрономско посматрање. Они показују да су небеска зрачења нетермичког зрачења, попут младих масивних звезданих јата, остатака супернова, маглина ветра пулсара и тако даље - представљена регионима формирања Лабудове звезде и маглом Ракова - најбољи кандидати за проналажење УХЕ космичких зрака у Млечном Начин.

Кроз УХЕ гама астрономију, век стара мистерија - порекло космичких зрака - ускоро може бити решена. ЛХААСО ће подстаћи научнике да преиспитају механизме убрзања и ширења космичких зрака високих енергија у Млечном путу. Такође ће омогућити научницима да истражују екстремне астрофизичке појаве и њихове одговарајуће процесе, омогућавајући тако испитивање основних закона физике под екстремним условима.


Астрономија и астрофизика за 1980-те, том 2: Извештаји панела (1983)

Нажалост, ова књига се не може одштампати из ОпенБоок-а. Ако требате да одштампате странице из ове књиге, препоручујемо да је преузмете у ПДФ-у.

Посетите НАП.еду/10766 да бисте сазнали више о овој књизи, купили је у штампаном облику или преузели као бесплатни ПДФ.

Испод је некориговани машински прочитан текст овог поглавља, чији је циљ да нашим сопственим претраживачима и екстерним механизмима пружи изузетно богат текст који представља поглавље, који се може претраживати. Будући да се ради о НЕКОРЕКТИРАНОМ материјалу, молимо вас да следећи текст сматрате корисним, али недовољним прокијем за ауторитативне странице књига.

55 4. Подршка истраживању и развоју Основни циљ 1980-их је развој моћнијих инструменталних техника које ће постићи велика побољшања у осетљивости и спектралним и угаоним резолуцијама. Технички концепти већ постоје за постизање ових циљева, али им је потребан опсежан развој пре него што буду спремни за лет у свемир. Стога је снажан програм истраживања и развоја са развојним летовима на балонима и шатлом важан део стратегије за астрономију гама зрака током 1980-их. ВИ И. КОЗМИЧКО-ЗРАЧКА АСТРОНОМИЈА А. Увод Космички зраци чине надтермални гас енергетских наелектрисаних честица који прожимају целу Галаксију. Састојећи се претежно од протона, алфа честица и других голих језгара елемената са појединачним енергијама честица од 106 еВ до најмање 102 ° еВ, они су једини узорак материје из подручја изван Сунчевог система који можемо испитати детаљно. Електрони високе енергије, извор галактичког синхротронског радио шума, чине око 1 проценат укупног тока космичких зрака. Такође су примећени позитрони и антипротони произведени у сударима космичких зрака са међузвезданом материјом. А астрофизички значај космичких зрака произлази из два разматрања. С једне стране, они у себи садрже детаље о свом саставу и спектрима енергије, с друге стране јединствене информације о својим изворима и регионима свемира у којима су путовали, они су сами себи важан астрофизички ентитет , који имају густину енергије упоредиву са галактичким магнетним пољем и турбулентним кретањем међузвезданог гаса. Притисак гаса космичког зрака и његово загревање међузвезданог медија утичу на процесе формирања звезда и утичу на структуру и еволуцију Галаксије. Посматрања космичких зрака врше се са широким спектром инструмената, сваки по мери прилагођен карактеристикама одређене компоненте и енергетском режиму. Међу најважнијим техничким достигнућима у последњих неколико година су инструменти способни да разлуче појединачне елементе и изотопе, мерећи обилност

56 изузетно ретких тешких језгара до уранијума, посматрање високоенергетских електрона и позитрона и тражење честица антиматерије. Мали сателити и свемирске сонде летели су како би истражили својства нискоенергетских космичких зрака у Сунчевом систему од орбите Меркура до Сатурнове орбите. Велики и тешки инструменти коришћени су на великим надморским висинама у летењу балоном и у Земљиној орбити на сателиту ХЕАД-3 за мерење састава и спектра космичких зрака до енергије од 101

еВ. Веома велики низ детектора на земљи коришћени су за проучавање космичких зрака са енергијом до 1012 еВ посматрањем пљускова секундарних честица произведених у атмосфери. Верује се да већина космичких зрака потиче из процеса повезаних са суперновима и су у Галаксији милионима година затворени Галактичким магнетним пољем. Неки космички зраци ниске енергије производе се у Сунчевом систему у соларним бакљама, у планетарним магнетосферама и у ударним таласима у међупланетарном медијуму. Ретки космички зраци са енергијама изнад 1019 еВ вероватно потичу изван наше Галаксије. Магнетна сила изврће путање космичких зрака у завојнице око линија магнетног поља и на тај начин уништава било који једноставан однос између расподеле праваца њиховог доласка и локација њихових извора. Информације о изворима космичких зрака стога се траже пре свега од мерења њиховог састава и спектра енергије. На пример, присуство у ултратешким (З веће од 28) космичким зрацима језгара које се могу произвести само брзом узастопном апсорпцијом слободних неутрона указало би на то да се они синтетишу током нуклеарне фазе експлозије супернове. Изотопски састав језгара појединих елемената као што су неон, магнезијум, силицијум, сумпор и гвожђе могу бити повезани са температуром, густином и мешањем током нуклеосинтезе. - Постојање суштинске разлике између састава космичких зрака са енергијама испод и изнад критичне вредности близу 1017 еВ за магнетно ограничење унутар Галаксије подржало би хипотезу да космички зраци врло високе енергије имају другачију, а вероватно и вангалактичку , порекло. Једнозначно откривање било којих језгара антиматерије са З већим од јединства био би убедљив доказ за постојање звезда антиматерије и имало би дубоке импликације на порекло Универзума и природу основних сила.

57 Соларне бакље и планетарне магнетосфере су извори врло променљивих токова космичких зрака ниске енергије унутар Сунчевог система. Мерења њихових елементарних и изотопских обиља пружају директне информације о саставу материјала у другим телима нашег Сунчевог система и о природи механизама убрзања. Наелектрисане честице убрзавају електрична поља индукована променљивим магнетним пољима. Последње су, пак, узроковане колективним кретањима плазме или других проводника, као што су ротирајуће звезде и планете, у којима се налазе тренутни извори магнетног поља ОА Неопходан услов овог процеса за стварање космичких зрака је да густина плазма у подручју убрзања мора бити довољно мала да честице брже добијају енергију од индукованог електричног поља него што је губе у судару. Ово стање се очигледно јавља у читавом Универзуму под различитим околностима. Случајеви о којима се много дискутовало су спољни слојеви експлодираног остатка супернове и међузвездани ударни таласи. Информације о механизмима убрзања могу се добити из мерења енергетских спектра појединих компоненти космичких зрака. Посебно је важан опсег изнад 1011 еВ / нуклеон у коме спектри посматрани на Земљи нису знатно искривљени ефектима сунчевог ветра и релативне количине се очигледно врло мало мењају интеракцијама са међузвезданом материјом. Конкретније информације могу се добити из мерења изотопског састава. На пример, средње време између нуклеосинтезе језгара космичких зрака и њиховог убрзања до релативистичких енергија може се добити из мерења обиља радиоактивних нуклида који се распадају хватањем К-електрона. Присутни су само они нуклиди који су убрзани и лишени својих К-електрона кулонским сударима пре него што су се распадли. Космички зраци комуницирају са међузвезданом материјом, са магнетним пољем које контролише њихова кретања и са фотонима звездане светлости и микроталасном позадином. Просечна дебљина или дужина путање материје пређене пре бекства из Галаксије одређује се на основу мерења релативног обиља секундарних космичких зрака произведених у тим интеракцијама, као што су језгра настала уситњавањем тежих језгара у судару са међузвезданим материја. Ако се утврди и просечно време задржавања, на пример мерењем обиља различитих радиоактивних изотопа,

58 може се наћи просечна густина материје у регионима којима прелазе космички зраци. Електрони космичких зрака са енергијом изнад 1013 еВ, спирално се крећући дуж линија магнетног поља на галактичком диску, губе већину своје енергије у року од неколико стотина парсека захваљујући синхротронској емисији и инверзном комптонском расипању са микроталасним позадинским зрачењем. Стога је облик енергетског спектра електрона у овом енергетском опсегу осетљив показатељ расподеле у даљини извора електрона космичких зрака. Слична разматрања се примењују на тумачење енергетског спектра језгара космичких зрака изнад прага за фотодисинтеграцију сударима са фотонима микроталасне позадине. м праг је близу 1019 еВ. Док језгра космичких зрака са енергијама изнад овог прага готово сигурно потичу изван Галаксије, њихов средњи слободни пут пре фотодисинтеграције је кратко упоређен са Хабловом удаљеностом, тако да на облик њиховог спектра мора утицати просторна расподела њихових извори. Међузвездана материја се јонизује и загрева космичким зрацима који губе енергију кулонским сударима. То може имати значајне ефекте на развој молекуларних облака и формирање звезда. Значај овог ефекта критично зависи од тока галактичких космичких зрака при врло ниској енергији. Овај ток је још увек непознат, јер космички зраци ниске енергије избацују из Сунчевог система соларно магнетно поље које се креће према сунцу са соларним ветром. Директно мерење могло би се извршити само сондом дубоког свемира која напушта соларну шупљину. Б. Напредак током 1970-их 1. Инструментација и возила. Током експеримента са балонима 1970-их били су главни и готово ексклузивни извор нових информација о саставу и енергетским спектрима галактичких космичких зрака при енергији изнад 1 ГеВ по нуклеону. При нижим енергијама апсорпција и стварање секундарних састојака у Земљиној атмосфери ограничавају корисност балонских посматрања. Експерименти са балонима такође су играли суштинску улогу у развоју инструментације за накнадна посматрања са свемирских возила. Постигнут је значајан напредак у повећању способности балонских возила у вези с тим

59 до поузданости & # 039 оптерећења, трајања и побољшања квалитета објеката за подршку и опоравка података. Типични летови носили су терет од 1000 или 2000 кг до висине изнад 40 км око 1 дан. Експерименти у свемиру проширили су опсег мерења космичких зрака на ниже енергије и дали податке прецизности ограничене само бројањем статистичких података. Платформа за међупланетарно надгледање (ИМП) -5, -6, -7 и -8, Геофизичка опсерваторија у орбити (ОГО) -5 и -6 и Међународни истраживач Сун Еартх (ИСЕЕ) -1 и -3 носили су инструменте изван Земље и Магнетосфера # 039 за мерење елементарног и изотопског састава и енергетског спектра нискоенергетских (Е мање од 109 еВ / нуклеон) космичких зрака из извора Галактичког и Сунчевог система. Инструменти на соларним сателитима и сондама дубоког свемира, који укључују Пионеер-10 и -11, Маринер-10, Хелиос-1 и -2 и Воиагер-1 и -2, мерили су састав и спектре космичких зрака у широком опсегу хелиоцентричних растојања и истраживао популације честица и појаве убрзања у магнетосферама Јупитера и Сатурна. Скилаб је почетком деценије у орбити Земље носио пластичне детекторе трагова како би измерио састав ретких ултратешких језгара. Крајем деценије трећа астрономска опсерваторија високе енергије, ХЕАД-3, лансирана је тешким инструментима за мерење средњег изотопског састава језгара космичких зрака до гвожђа и елементарног састава изван гвожђа. Слична мерења извршена су са британским сателитом класе Екплорер, Ариел ВИ. Велики детектори ваздушног туша коришћени су на земљи у неколико земаља за мерење енергетског спектра, долазних праваца и састава врло ретких космичких зрака у региону изнад 1017 еВ, где може доћи до преласка са галактичких на екстрагалактичке изворе. Нови приступи мерењу космичких зрака ултра-високе енергије предузети су у развоју детектора & куотФли & # 039с Еие & куот, дизајнираног за снимање флуоресцентне светлости емитоване дуж путање ваздушног туша у атмосфери, и инсталације рудника Хоместаке која открива високоенергијски миони произведени интеракцијом примарних језгара космичких зрака са атомима ваздуха у близини врха атмосфере.

60 2. Научна достигнућа а. Елементарни састав и енергетски спектри (З до 28): Прецизна мерења елементарног састава изведена су до енергије од приближно 10 ГеВ / нуклеон, а истраживачка мерења састава изведена су до око 100 ГеВ / нуклеон. Месечна мерења довела су до открића да је елементарни састав космичких зрака упечатљиво сличан материјалу Сунчевог система. С друге стране, пронађено је неколико карактеристичних одступања од обиља Сунчевог система, а та одступања довела су до следећих важних закључака: (и) Обиље секундарних космичких зрака око 1 ГеВ / нуклеон подразумевају просечну дужину путање у међузвезданој материји 7 г / цм пре бекства из Галаксије. (ии) Просечна дужина путање, а можда и време задржавања, смањују се са порастом енергије. Око 100 ГеВ / нуклеон, просечна дужина путање може бити мања од л г / цм2, што је најнеизненађујући резултат чија је интерпретација тренутно предмет интензивних студија. (иии) Тешких елемената има релативно више у космичким зрацима него у Сунчевом систему, вероватно због веће лакоће којом атоми високих атома могу бити јонизовани пре убрзања. Откривена је "квотаномална компонента" космичких зрака са врло ниским енергијама од око 10 МеВ / нуклеон или мање. Његово највероватније порекло су неутрални атоми међузвездане материје, фотојонизовани у близини Сунца и убрзани магнетохидродинамичком турбуленцијом у сунчевој шупљини. Састав космичких зрака изнад 1012 еВ је у основи непознат. Међутим, мерења енергетског спектра проширена су на око 1012 еВ. Изнад 3 Кс 10 еВ спектар почиње брже да опада, вероватно услед веће стопе цурења из Галаксије. Изнад 1019 еВ овај тренд се преокреће и очигледно је присутна мала, али значајна анизотропија у дистрибуцији смера доласка. Вероватно је да је порекло честица изнад 1019 вангалактичко, али природа и локација њихових извора нису познати. б. Ултратешки нуклеуси са З већим од 28 Пре 1979. године били су доступни врло ограничени подаци о изузетно ретким ултратешким језгрима. Ситуација се променила након покретања ХЕАД-3 и Ариел ВИ. Ин-

61 инструмент на овим свемирским летелицама могао је први пут да реши обилније елементе са нуклеарним наелектрисањем до елемената актинида. Прелиминарни подаци нису били довољни да би се дефинитивно утврдило да ли постоји прекомерна количина тешких елемената за прераду као што су платина и актиниди, као што се очекивало за материјал супернове. У региону нижих нуклеарних наелектрисања (З до 40) елементарним саставом очигледно не доминирају производи поновне обраде нуклео-синтезе, а разлика између обиља космичких зрака и Сунчевог система приближно је повезана са вредностима првог потенцијали јонизације. ц. Изотопска композиција Недавна истраживања космичких зрака ниске енергије решила су појединачне изотопе елемената од водоника до гвожђа и дала информације које се не могу добити само мерењем обиља елемената. На пример, неутронски богати изотопи неона, магнезијума и силицијума знатно су прекомерни у поређењу са материјалом соларног система. Ово је јасан доказ да материја космичких зрака има нуклеосинтетичку историју која се разликује од историје материјала Сунчевог система. Други пример је мала заступљеност радиоактивног изотопа 1ОБе (полувреме = 1-5 Кс 106 година) око 200 МеВ / нуклеон, што подразумева да је време задржавања космичких зрака око 10 година, много дуже него што се раније претпостављало. Ова и позната просечна дужина путање подразумевају да су космички зраци затворени у регионима међузвезданог простора мале густине (са око 0,2 атома / цм3) или можда у галактичком халоу. д. Електрони космичких зрака и позитрони Посматрања електрона и позитрона космичких зрака доводе до следећих закључака: (и) Енергетски спектар електрона изнад око 30 ГеВ је стрмији од спектра свих језгара космичких зрака. Приписујући овај ефекат утицају губитака Цомптона и синхротрона у међузвезданом простору, утврђено је да је време задржавања електрона космичких зрака у Галаксији око 107 година, у доброј сагласности са временом задржавања језгра космичких зрака изведена мерењима 1ОБе. (ии) У опсегу енергије 1-30 ГеВ, позитрони имају интензитет много мањи од интензитета негативних електрона. Пошто се позитрони и негативни електрони производе у готово једнаком броју као резултат високоенергетског међусобног

62 деловања нуклеуса космичких зрака са међузвезданом материјом, ово запажање показује да само мали део електрона космичких зрака настаје из таквих интеракција. (иии) Електрони примећени у близини Земље при ниским енергијама (мањим од 50 МеВ) укључују не само честице међузвезданог и сунчевог порекла, већ и, можда и најчешће, честице које потичу из магнетосфере Јупитера. Научни циљеви истраживања космичких зрака из 1980-их достигли су фазу у којој је сада могуће извршити коначна мерења која потичу од порекла космичких зрака и од међусобне игре између космичких зрака, међузвездане материје и поља. Следећа запажања су главни циљеви 1980-их. 1. Изотопска композиција водоника кроз никл Детаљно поређење обиља изотопа космичких зрака са обиљем Сунчевог система пружиће критичне информације о нуклеосинтетичкој историји материјала који постаје космички зраци и, за поређење, нова перспектива о порекло Сунчевог система. Посебно су важне изотопе богатих неутронима неона, магнезијума, силицијума, сумпора, гвожђа и никла, а све су осетљиве на околности почетне фазе експлозије супернове. Информације о галактичком времену задржавања космичких зрака могу се добити из мерења релативне заступљености радиоактивних изотопа. Важно је да се истражи мноштво различитих изотопа како би се одлучило да ли све врсте космичких зрака имају исту историју ширења. Мерења морају покривати велики распон енергије који одговара широком опсегу релативистичких временских дилатација. 2. Елементарни састав ултратешких језгара Елементарни састав у опсегу атомских бројева изнад З = 26 даје трагове о процесима нуклеосинтезе и убрзања космичких зрака. Прецизна мерења у изобиљу треба изводити од појединачних елемената, укључујући ретке непарне елементе. Још вредније

63 информације могу се добити из мерења њихове изотопске заступљености, али су технички проблеми таквих мерења озбиљни. Релативна заступљеност међузвезданих секундара ултратешких језгара (вредности З у распонима 41-49 и 67-75) пружају посебно осетљиву меру расподеле дужине путање космичких зрака на кратким дужинама, јер су њихови пресеци интеракције много већи од оних светлијих космичких зрака. Радиоактивни актинидни елементи потенцијално су корисни као хрометри за процену времена које је протекло од њихове нуклеосинтезе. 3. Елементарни састав при високим енергијама Састав и појединачни енергетски спектри главних компоненти космичких зрака треба да се одреде у директним мерењима до енергије од најмање 104 ГеВ / нуклеон. Као што је горе напоменуто, просечна дужина путање језгара космичких зрака при овим високим енергијама је вероватно мања од 1 г / цм2. Стога су промене обиља услед међузвездане спалције готово занемариве, а мерења ће дати директне информације о елементарном саставу на месту убрзања. Ова мерења ће такође открити како просечна дужина путање зависи од енергије и тиме бацити ново светло на ограничење космичких зрака у Галаксији. Опсег директних мерења треба да се преклапа са ултра-енергетским опсегом мерења ваздушног туша како би се постигла ефикасна унакрсна калибрација мерних техника. 4. Енергетски спектар електрона при високим енергијама Енергетски спектар електрона космичких зрака треба мерити до најмање 104 ГеВ. Таква мерења пружиће информације о могућем постојању извора космичких зрака ближих од око 1 килопарсек. Такође ће дати прецизније информације о времену задржавања галактичких електрона космичких зрака. Мерење позитронског спектра је од посебне важности јер се улазни спектар позитрона може израчунати на основу знања о међузвезданим нуклеарним сударима у којима они настају. Тренутно доступни позитронски подаци још увек не покривају енергетско подручје изнад 30 ГеВ, где су губици зрачења знатни.

64 5. Састав и порекло космичких зрака ултра-високе енергије Порекло честица космичких зрака са енергијама изнад 1018 еВ остаје централни проблем астрофизике високих енергија којем се може приступити само откривањем и анализом врло велики пљускови које такве честице производе у атмосфери. Потребна су боља знања о развоју туша и тачне калибрације детектора да би се побољшала поузданост којом се енергија и састав примарних ултра-енергетских примарних састојака утврђују из посматрања тушева. Биће потребне године излагања детекторима највећих доступних ефективних подручја сакупљања како би се добила одговарајућа статистичка тачност у мерењу спектра и расподели у правцима доласка. 6. Нискоенергетски космички зраци (& лт300 МеВ / нуклеон) у међузвезданом свемиру Допринос нискоенергетских космичких зрака загревању међузвезданог гаса и ефекти које они имају на структуру Галаксије треба проучавати спољним мерењима хелиосферу. Директна мерења могу се извршити само сондом дубоког свемира која напушта Сунчев систем. 7. Космички зраци соларног система Мерења енергетских честица пореклом из Сунчевог система су од суштинске важности у настојању да се стекне боље разумевање процеса убрзања и ширења честица у мање приступачним регионима космоса. Таква мерења такође могу открити суптилне разлике у изотопском саставу између сунчевих космичких зрака и земаљског материјала и тиме бацити ново светло на порекло и историју Сунчевог система. Да би се јасно разликовала временска и просторна варијација, мерења се морају вршити истовремено на широко одвојеним локацијама у Сунчевом систему и током неколико соларних циклуса.

65 D. Inventory of Present or Approved Resources 1. Small Satellites and Space Probes Several spacecraft or deep-space probes with small cosmic-ray detectors aboard are expected to remain active into the 1980's. Detectors on ISEE-1 and -3 will con- tinue to measure the low-energy elemental composition and low-energy electrons in interplanetary space and provide the isotopic composition of the more abundant nuclides. Detectors on the deep-space probes Pioneer-10 and -11, and Voyager-1 and -2 will measure Galactic, solar, and planetary cosmic rays at very large distances from the Sun, and thereby probe the particle population and the solar modulation mechanisms in regions not pre- viously explored. During the next decade, these missions will reach distances out to 30 astronomical units (AU). The International Solar Polar Mission (ISPM), as originally approved, would be the first spacecraft to carry cosmic-ray and energetic-particle detectors far outside the ecliptic plane and over the poles of the Sun. It would thus explore fluxes and composition of particles from interstellar space and from the Sun in those parts of the solar system where no direct measure- ments could ever before be made. 2. Large Spacecraft HEAD-3 carried two large cosmic-ray detectors to measure the elemental composition of the more abundant ultraheavy cosmic rays and to measure the mean mass, i.e., the iso- topic mix of the elements around a few GeV/nucleon. This mission ceased operation in 1981. 3. Space Shuttle m e Space Shuttle can carry very large and heavy detec- tors. Unfortunately, the exposure times will be limited initially to only about 1 week. Nonetheless, experiments approved for Spacelab flights in the early 1980's will address key questions of cosmic-ray astrophysics. They will extend measurements of the elemental composition and energy spectra of the more abundant cosmic-ray species into the TeV/nucleon range, and they will provide informa- tion on the interactions of high-energy heavy nuclei at

66 energies far above those currently attainable at accel Orators. 4. Balloons High-altitude balloons have been important vehicles for cosmic-ray measurements and will continue to be vitally important to development of the field. The balloon pro- gram is, however, severely underfunded. Its full poten- tial could be realized with an increase in funds in amounts that are small compared with the costs of space missions. 5. Air-Shower Detectors Ground-based observations of the extremely energetic cos- mic radiation will be pursued at several installations. In particular, the first phases of the Fly's Eye project is nearly completed and will provide pioneering data during the next few years. E. Recommendations for the 1980's Broad progress in cosmic-ray astronomy requires a wide variety of observations. Of central importance to the field in the 1980's are long exposures of large instru- ments in near-Earth orbit and high-sensitivity isotopic composition measurements on spacecraft beyond the inter- ference of the Earth's magnetosphere. Experiments on cur- rently active satellites and space probes should be fully utilized, and future planetary missions should be equipped with appropriate particle detectors. Instrumentation development and exploratory measurements on balloon vehi- cles must be continued. Progress at the highest energies requires the further development of air-shower installations. 1. The Cosmic-RaY Platform Definitive measurements in several important areas of cosmic-ray astronomy require exposures of massive (1000- 5000 kg) detectors with large collection areas (1-30 m2 sr) in Earth orbit for periods of at least 1 year. Such

67 instruments can be developed and tested and will yield important preliminary results in Spacelab flights. How- ever, the long exposures required for definitive measure- ments could be provided by a relatively simple Cosmic-Ray Platform (CRP) that is launched, maintained, and refur- bished by the Shuttle Transportation System. The CRP does not need accurate celestial pointing. It should be able to carry one or two instruments and should be usable in either near-equatorial or high-inclination orbits. In typical missions, each individual instrument will be developed and supported by a group of invest) gators and institutions. Launch opportunities should exist at 1- to 2-year intervals, starting in the mid-1980's. The following investigations promise the most impor- tant scientific returns and should therefore be given highest priority: (a) Measurements of the composition of cosmic rays up to very high energies (104-105 GeV/nucleon). (b) Detailed composition measurements of ultraheavy cosmic rays, with resolution of individual elements and, perhaps, isotopes. (c) Precise measurements of the isotopic composition from hydrogen to iron at energies up to several GeV/nucleon. The experimental techniques to perform these measure- ments are currently available. In several cases, they have been verified on balloons or on HEA0-3 or are under development for Spacelab flights. 2. Missions outside the Magnetosphere We recommend that an Advanced Interplanetary Explorer be launched in the mid-1980's and that opportunities be made available to fly cosmic-ray instruments on this and other interplanetary spacecraft. Such spacecraft provide long- term (about 3 years) exposures outside the magnetosphere for detectors of modest size and cost. Highest priority should be given to detailed measurements of the isotopic composition of cosmic rays at low energies (1 GeV/nucleon) and of solar-flare-accelerated particles. Other scien- tific objectives include measurement of the elemental composition at low energies, detailed studies of the anomalous component, and investigations of particles of interplanetary origin. Simultaneous measurements at different locations in the heliosphere and over a long period of time are necessary. These measurements will

68 require detectors with geometrical factors of about 100 cm2 sr (1 to 2 orders of magnitude larger than previous instruments) and good mass resolution (0.2 AMU) over the energy region from well below 1 MeV/nucleon to 1000 MeV/nucleon. The appropriate technology is at hand, and the expected scientific return is large. 3. Deep-Space Missions The study of the low-energy interstellar cosmic rays requires the operation of detectors outside the solar system to avoid the perturbing effects of the solar wind. During the 1980's Pioneer-10 will be beyond 20 AU from the Sun, Pioneer-ll will have passed Saturn, and the Voyagers will be traveling between 10 AU and 30 AU. The ISPM probes will be passing over both polar regions of the Sun at distances somewhat over 1 AU. In order to realize the astronomy objectives of these investigations, it is vital that collection of data from these missions by the Deep Space Network continue through 1990. Fur- thermore, in order to distinguish temporal from spatial variations, simultaneous measurements are needed near 1 AU. Opportunities for deep-space observations on future outer planetary missions should be utilized in order to enhance the probability that a properly functioning spacecraft will eventually leave the region of solar modulation, even though the time required for the journey significantly exceeds nominal mission and spacecraft design lifetimes. 4. Balloons High-altitude balloons have been exceedingly successful carriers of cosmic-ray instrumentation in the past, and they will continue to be important in the 1980's. They provide the means to develop and optimize innovative experimental approaches at relatively low cost and with rapid turnaround. Techniques to fly heavy payloads for weeks or months have been proposed. Their development should be supported along with the conventional balloon program. It is extremely important that adequate suppor be made available not only for the development of new instrumentation techniques but also for a broad range of basic experimental and theoretical studies.


Is Cosmic Ray Astronomy a thing? - Астрономија

Bruno Rossi is considered one of the fathers of modern physics, being also a pioneer in virtually every aspect of what is today called high-energy astrophysics. At the beginning of 1930s he was the pioneer of cosmic ray research in Italy, and, as one of the leading actors in the study of the nature and behavior of the cosmic radiation, he witnessed the birth of particle physics and was one of the main investigators in this fields for many years. While cosmic ray physics moved more and more towards astrophysics, Rossi continued to be one of the inspirers of this line of research. When outer space became a reality, he did not hesitate to leap into this new scientific dimension. Rossi's intuition on the importance of exploiting new technological windows to look at the universe with new eyes, is a fundamental key to understand the profound unity which guided his scientific research path up to its culminating moments at the beginning of 1960s, when his group at MIT performed the first in situ measurements of the density, speed and direction of the solar wind at the boundary of Earth's magnetosphere, and when he promoted the search for extra-solar sources of X rays. A visionary idea which eventually led to the breakthrough experiment which discovered Scorpius X-1 in 1962, and inaugurated X-ray astronomy.


Is Cosmic Ray Astronomy a thing? - Астрономија

It is our great pleasure and honor to extend a warm welcome to all of you to the 38th International Cosmic Ray Conference (ICRC2023), which will be held at Osaka International Convention Center (Grand Cube Osaka) in Osaka, Japan.

The ICRC conference series has been held biennially since 1947 by Commission C4 (Astroparticle Physics) of the International Union of Pure and Applied Physics (IUPAP). The main topics covered by this conference are Cosmic Ray Physics, Gamma-Ray Astronomy, Neutrino Astronomy & Neutrino Physics, Dark Matter Physics, Solar and Heliospheric Physics, Multi-messenger Astronomy, and an additional new topic in the 2023 conference is Gravitational Wave Astronomy. ICRC2023 will provide an excellent forum for you to refresh your knowledge base and explore innovations. We hope that at the end of the conference, participants will feel that they have collected the latest information available in the field of Astroparticle Physics.

The Local Organizing Committee (LOC), the International Scientific Program Committee (ISPC), and the International Advisory Committee (IAC) are jointly organized for ICRC2023. The members of the LOC are very proud to host the ICRC2023 and look forward to welcoming you to our city and country.

Osaka was the capital of Japan in ancient times and later developed into the commercial center of Japan. Today, it is the center of economic activity in western Japan. The Osaka metropolitan area, formed by Osaka and the surrounding areas of Kyoto, Nara, and Kobe, is a wonderful place to visit. The modern and developed city, the old capital with its history and traditions, and the rich nature of the sea and mountains surrounding it will fill you with excitement and joy as you experience nature, culture, and nightlife. And best of all, Osaka is a very safe area.

Although we are currently under the severe situation of the COVID-19 pandemic, the LOC of ICRC2023 is preparing to hold the international conference in person. We are looking forward to seeing you all in Osaka in 2023!

Prof. Shoichi OGIO (Osaka City University)
Chair of the Local Organizing Committee


Abstract

Seven years data from underground muon telescopes are analyzed for components of 24h00m, 23h56m, 23h52m, 24h04m, and 24h08m mean solar time. Repeatable daily time-count profiles are obtained for the first two periods. Their count amplitudes are respectively 0.187 and 0.098 per cent. Both components have standard errors of 0.002 per cent. The last three periods gave amplitudes less than 0.02 per cent. The 24h00m period has a sharp maximum near 16 hour local time. The 23h56m period has a broad maximum at about 0700 right ascension which is split into two peaks at 0430 RA and 0900 RA. Suggestions are outlined for future development. It is recommended that the harmonic dial representation be abandoned in favor of true celestial surveying.

The Journal publishes, from time to time, contributions by distinguished recipients of awards by The Franklin Institute. These may be original research papers, review or tutorial articles. The present author was awarded an Elliot Cresson Medal in 1963, for his pioneering achievements in the field of radio astronomy.


The existence of cosmic rays has been known for more than a century. They were first found by physicist Victor Hess. He launched high-accuracy electrometers aboard weather balloons in 1912 to measure the ionization rate of atoms (that is, how quickly and how often atoms are energized) in upper layers of Earth's atmosphere. What he discovered was that the ionization rate was much greater the higher you rise in the atmosphere — a discovery for which he later won the Nobel Prize.

This flew in the face of conventional wisdom. His first instinct on how to explain this was that some solar phenomenon was creating this effect. However, after repeating his experiments during a near solar eclipse he obtained the same results, effectively ruling out any solar origin for, Therefore, he concluded that there must be some intrinsic electric field in the atmosphere creating the observed ionization, though he could not deduce what the source of the field would be.

It was more than a decade later before physicist Robert Millikan was able to prove that the electric field in the atmosphere observed by Hess was instead a flux of photons and electrons. He called this phenomenon "cosmic rays" and they streamed through our atmosphere. He also determined that these particles weren't from Earth or the near-Earth environment, but rather came from deep space. The next challenge was to figure out what processes or objects could have been creating them.


Highest radiation observed so far

In ultra-high-energy gamma astronomy, the energy shoots past 1014 electronic volts. It is the highest electromagnetic radiation window in the universe that has ever been observed so far.

Detecting ultra-high-energy gamma rays has always been a tough task, as the amount of rays is very small and they are a part of big cosmic ray background. The observatory that made the study is situated in the mountains of the eastern Qinghai-Tibet Plateau and continuously observes cosmic rays.

Recently, an international team of scientists found methanol-ijs inside the warm part of a planet-forming disk. It’s impossible that the methanol was produced there, so it could be coming from the cold gas clouds that form stars and disks. It could be a breakthrough discovery if this process is a common phenomenon. The findings will be published in Nature Astronomy.


Is Cosmic Ray Astronomy a thing? - Астрономија

About Us
Истраживање
Newsroom
International
Join Us

Newsroom

LHAASO Discovers a Dozen PeVatrons and Photons Exceeding 1 PeV and Launches Ultra-high-energy Gamma Astronomy Era

China's Large High Altitude Air Shower Observatory (LHAASO)—one of the country's key national science and technology infrastructure facilities—has found a dozen ultra-high-energy (UHE) cosmic accelerators within the Milky Way. It has also detected photons with energies exceeding 1 peta-electron-volt (quadrillion electron-volts or PeV), including one at 1.4 PeV. The latter is the highest energy photon ever observed .

These findings overturn the traditional understanding of the Milky Way and open up an era of UHE gamma astronomy. These observations will prompt people to rethink the mechanism by which high-energy particles are generated and propagated in the Milky Way, and will encourage people to explore more deeply violent celestial phenomena and their physical processes as well as test basic physical laws under extreme conditions.

These discoveries are published in the journal Природа on May 17. The LHAASO International Collaboration, which is led by the Institute of High Energy Physics (IHEP) of the Chinese Academy of Sciences, completed this study.

The LHAASO Observatory is still under construction. The cosmic accelerators—known as PeVatrons since they accelerate particles to the PeV range—and PeV photons were discovered using the first half of the detection array, which was finished at the end of 2019 and operated for 11 months in 2020.

Photons with energies exceeding 1 PeV were detected in a very active star-forming region in the constellation Cygnus. LHAASO also detected 12 stable gamma ray sources with energies up to about 1 PeV and significances of the photon signals seven standard deviations greater than the surrounding background. These sources are located at positions in our galaxy that can be measured with an accuracy better than 0.3°. They are the brightest Milky Way gamma ray sources in LHAASO's field of view.

Although the accumulated data from the first 11 months of operation only allowed people to observe those sources, all of them emit so-called UHE photons, i.e., gamma rays above 0.1 PeV. The results show that the Milky Way is full of PeVatrons, while the largest accelerator on Earth (LHC at CERN) can only accelerate particles to 0.01 PeV. Scientists have already determined that cosmic ray accelerators in the Milky Way have an energy limit. Until now, the predicted limit was around 0.1 PeV, thus leading to a natural cut-off of the gamma-ray spectrum above that.

But LHAASO's discovery has increased this “limit,” since the spectra of most sources are not truncated. These findings launch an era for UHE gamma astronomic observation. They show that non-thermal radiation celestials, such as young massive star clusters, supernova remnants, pulsar wind nebulas and so on—represented by Cygnus star-forming regions and the Crab nebula—are the best candidates for finding UHE cosmic rays in the Milky Way.

Through UHE gamma astronomy, a century-old mystery-—the origin of cosmic rays—may soon be solved. LHAASO will prompt scientists to rethink the mechanisms of high energy cosmic ray acceleration and propagation in the Milky Way. It will also allow scientists to explore extreme astrophysical phenomena and their corresponding processes, thus enabling examination of the basic laws of physics under extreme conditions.

Extended Materials:

LHAASO and Its Core Scientific Goals

LHAASO is a major national scientific and technological infrastructure facility focusing on cosmic ray observation and research. It is located 4,410 meters above sea level on Mt. Haizi in Daocheng County, Sichuan Province. When construction is completed in 2021, LHAASO’s particle detector arrays will comprise 5,195 electromagnetic particle detectors and 1,188 Muon detectors located in the square-kilometer complex array (KM2A), a 78,000 m 2 water Cherenkov detector array (WCDA), and 18 wide-field-of-view Cherenkov telescopes (WFCTA). Using these four detection techniques, LHAASO will be able to measure cosmic rays omnidirectionally with multiple variables simultaneously. The arrays will cover an area of about 1.36 km 2 .

LHAASO's core scientific goal is to explore the origin of high-energy cosmic rays and study related physics such as the evolution of the universe, the motion and interaction of high-energy astronomical celestials, and the nature of dark matter. LHAASO will extensively survey the universe (especially the Milky Way) for gamma ray sources. It will precisely measure their energy spectra over a broad range—from less than 1 TeV (trillion electron-volts or tera-electron-volts) to more than 1 PeV. It will also measure the components of diffused cosmic rays and their spectra at even higher energies, thus revealing the laws of the generation, acceleration and propagation of cosmic rays, as part of the exploration of new physics frontiers.

PeVatrons and PeV Photons

The signal of UHE photons around PeVatrons is so weak that just one or two photons at PeV energy can be detected using 1 km 2 of detectors per year even when focusing on the Crab Nebula, known as the “standard candle for gamma astronomy.” What's worse, those one or two photons are submerged in tens of thousands of ordinary cosmic rays. The 1,188 muon detectors in LHAASO's KM2A are designed to select photon-like signals, making LHAASO the most sensitive UHE gamma ray detector in the world. With its unprecedented sensitivity, in just 11 months, the half-sized KM2A detected one photon around 1 PeV from the Crab Nebula. In addition, KM2A found 12 similar sources in the Milky Way, all of which emit UHE photons and extend their spectra continuously into the vicinity of 1 PeV. Even more important, KM2A has detected a photon with energy of 1.4 PeV—the highest ever recorded. It is clear that LHAASO's scientific discoveries represent a milestone in identifying the origin of cosmic rays. To be specific, LHAASO's scientific breakthroughs fall into the following three areas:

1) Revealing the ubiquity of cosmic accelerators capable of accelerating particles to energies exceeding 1 PeV in the Milky Way. All the gamma ray sources that LHAASO has effectively observed radiate photons in the UHE range above 0.1 PeV, indicating that the energy of the parent particles radiating these gamma rays must exceed 1 PeV. As a matter of convention, these sources must have significances of photon signals five standard deviations greater than the surrounding background. The observed energy spectrum of these gamma rays has not truncated above 0.1 peV, demonstrating that there is no acceleration limit below PeV in the galactic accelerators.

This observation violates the prevailing theoretical model. According to current theory, cosmic rays with energies in the PeV range can produce gamma rays of 0.1 PeV by interacting with surrounding gases in the accelerating region. Detecting gamma rays with energies greater than 0.1 PeV is an important way to find and verify PeV cosmic ray sources. Since previous international mainstream detectors work below this energy level, the existence of PeV cosmic ray accelerators had not been solidly confirmed before. But now LHAASO has revealed a large number of PeV cosmic acceleration sources in the Milky Way, all of which are candidates for being UHE cosmic ray generators. This is a crucial step toward determining the origin of cosmic rays.

2) Beginning an era of “UHE gamma astronomy.” In 1989, an experimental group at the Whipple Observatory in Arizona successfully discovered the first object emitting gamma radiation above 0.1 TeV, marking the onset of the era of “very-high-energy” gamma astronomy. Over the next 30 years, more than 200 “very-high-energy” gamma ray sources were discovered. However, the first object emitting UHE gamma radiation was not detected until 2019. Surprisingly, by using a partly complete array for less than a year, LHAASO has already boosted the number of UHE gamma ray sources to 12.

With the completion of LHAASO and the continuous accumulation of data, we can anticipate to find an unexplored “UHE universe” full of surprising phenomena. It is well known that background radiation from the Big Bang is so pervasive it can absorb gamma rays with energies greater than 1 PeV. Even if gamma rays were produced beyond the Milky Way, we wouldn't be able to detect them. This makes LHAASO's observational window so special.

3) Photons with energies greater than 1 PeV were first detected from the Cygnus region and the Crab Nebula. The detection of PeV photons is a milestone in gamma astronomy. It fulfills the dream of the gamma astronomy community and has long been a strong driving force in the development of research instruments in the field. In fact, one of the main reasons for the explosion of gamma astronomy in the 1980s was the challenge of the PeV photon limit. The star-forming region in the direction of Cygnus is the brightest area in the northern territory of the Milky Way, with a large number of massive star clusters. Massive stars live only on the order of one million years, so the clusters contain enormous stars in the process of birth and death, with a complex strong shock environment. They are ideal “particle astrophysics laboratories,” i.e., places for accelerating cosmic rays.

The first PeV photons found by LHAASO were from the star-forming region of the constellation Cygnus, making this area the best candidate for exploring the origin of UHE cosmic rays. Therefore, much attention has turned to LHAASO and multi-wavelength observation of this region, which could offer a potential breakthrough in solving the “mystery of the century.”

Extensive observational studies of the Crab Nebula over the years have made the celestial body almost the only standard gamma ray source with a clear emission mechanism. Indeed, precise spectrum measurements across 22 orders of magnitude clearly reveal the signature of an electron accelerator. However, the UHE spectra measured by LHAASO, especially photons at PeV energy, seriously challenge this “standard model” of high-energy astrophysics and even the more fundamental theory of electron acceleration.

Technology Innovations

LHAASO has developed and/or improved: 1) clock synchronization technology over long distances that ensures timing synchronization accuracy to the sub-nanosecond level for each detector in the array 2) multiple parallel event trigger algorithms and their realization, with the help of high-speed front-end signal digitization, high-speed data transmission and large on-site computing clusters and advanced detection technologies include 3) silicon photo multipliers (SiPM) and 4) ultra-large photocathode micro-channel plate photomultiplier tubes (MCP-PMT). They are being employed at LHAASO on a large scale for the first time. They have greatly improved the spatial resolution of photon measurements and lowered the detection energy threshold. These features allow detectors to achieve unprecedented sensitivity in exploring the deep universe at a wide energy range. LHAASO provides an attractive experimental platform for conducting interdisciplinary research in frontier sciences such as atmosphere, high-altitude environment and space weather. It will also serve as a base for international cooperation on high-level scientific research projects.

History of Cosmic Ray Research in China

Cosmic ray research in China has experienced three stages. LHAASO represents the third generation of high-altitude cosmic ray observatories. High-altitude experiments are a means of making full use of the atmosphere as a detector medium. In this way, scientists can observe cosmic rays on the ground, where the size of the detector can be much larger than in a space-borne detector outside the atmosphere. This is the only way to observe cosmic rays at very high energy.

In 1954, China's first cosmic ray laboratory was built on Mt. Luoxue in Dongchuan, Yunnan Province, at 3,180 meters above sea level. In 1989, the Sino-Japanese cosmic ray experiment ASg was built at an altitude of 4,300 meters above sea level at Yangbajing, Tibet Autonomous Region.

In 2006, the joint Sino-Italian ARGO-YBJ experiment was built at the same site.


Neutrinos: Silent messengers

Neutrinos also rain down on Earth in staggering numbers each second. However, these odd particles, which have no electric charge and are almost massless, can pass through entire galaxies without any interaction. When scientists detect a neutrino, its path leads right back to its origin.

This proved to be a boon for astronomers, because processes that accelerate protons to the energy levels seen in cosmic rays are known to generate high-energy neutrinos. This is precisely the type of neutrino the IceCube Neutrino Observatory, located at the Amundsen-Scott South Pole Station, detected on Sept. 22, 2017.

Within minutes of detecting the particle, IceCube automatically alerted other observatories, which then focused their observations toward the region where the neutrino had come from, according to a statement from the Deutsches Elektronen-Synchrotron, a particle-accelerator research center in Hamburg, Germany.

The cascade of activity mirrors the efforts made following the gravitational-wave detection last year. A speedy alert sent from one type of observatory — in this case, a gravitational-wave detector — enabled others to follow up on the observation across a wide range of different signals. The events led to the first multimessenger observation of merging neutron stars, which provided a wealth of information about these superdense celestial objects. [Did a Neutron-Star Collision Make a Black Hole?]

In the recent discovery, electromagnetic signals from gamma rays to radio waves revealed the neutrino came from a spinning supermassive black hole at the center of a galaxy some 4 billion light-years away. It just so happens that one of the jets of high-energy particles shooting away from the black hole points directly toward Earth. Astronomers call these objects blazars, and although they are not the most powerful phenomena in the universe, they certainly have the energy to accelerate a proton to the speeds seen in cosmic rays.

"It is interesting that there was a general consensus in the astrophysics community that blazars were unlikely to be sources of cosmic rays, and here we are," IceCube lead scientist Francis Halzen, aprofessor of physics at the University of Wisconsin-Madison, said in a statement. "Now, we have identified at least one source that produces high-energy cosmic rays because it produces cosmic neutrinos."

Combining information from different messengers promises to provide scientists with even more insights in the future.

"We have not identified neutrinos in connection with gravitational-wave events, yet," Olga Botner, an astrophysicist and former spokesperson for the IceCube experiment, said during yesterday's news conference. "But we believe this is a discovery waiting for us just around the corner."