初級宇宙線
正文
初級宇宙線:核子-模型圖 成分 初級宇宙線主要由各種元素的裸核組成。在不同能區它們的豐度比也不盡相同。在106 ～1010 eV能區，質子、氦核及其他元素的豐度比約為1:1/7:1/60。此外，初級宇宙線中還有中微子、X 射線、γ射線電子和反物質等。
通常用相對豐度來表示宇宙線中核及電子等其他粒子的豐度,並以某元素的相對豐度為100。如以質子的相對豐度為100，直到1TeV能量的測量給出,初級電子的相對豐度約為1。迄今實驗上只發現了e+ 和圶兩種反粒子,正電子的相對豐度約為0.1左右，在10GeV能區反質子的相對豐度為(5.2±1.5)×1-4 。初級宇宙線的成分可以按元素成分劃分，也可以按同位素成分劃分。
元素成分 即電荷成分。在低能區，已精確地測量了由H到Ni的所有元素豐度。圖1表示了衛星運載的儀器在每核子能量為70～280MeV時測得的 Z≤28的宇宙線元素豐度（或稱宇宙線豐度）分布。從整體看，它與太陽系、銀河系的物質的平均元素豐度（又稱宇宙豐度）分布相似：都以氫和氦為主要成分，對Z≥6的核都有明顯的偶奇性；但在兩個局部有顯著的差異: ①宇宙線中的Li、Be、B的豐度比宇宙豐度大（稱為超豐）約106 倍, 說明這些元素大多是較重的宇宙線核在宇宙空間與星際物質相互碰撞(如C、N、O的散裂反應)的次級產物;②Z=21～26的元素的豐度比宇宙豐度約大10～102 倍,這可能是因加速過程導致的。
初級宇宙線
初級宇宙線在超高能區，主要依靠廣延大氣簇射（見超高能宇宙線），實驗間接提供信息。由於問題涉及到各自採用的超高能區核作用模型假定，對初級成分的解釋目前還很不統一。但有許多證據顯示，雖然在1014 ～1016 eV區間存在重核豐度增加的跡象，但氫核仍占相當大的比例。
同位素成分 即諸元素的同位素的成分。研究宇宙線中的同位素，是研究宇宙線源和宇宙線傳播的一種有效手段。例如,可以從2 H和3 He的豐度去估計在星際物質中宇宙線的路程長度;從對3 H和10 Be的同位素觀測得到地球附近和銀河內宇宙線的壽命；從13 C對12 C的相對豐度比了解宇宙線源中的核合成類型等。
目前已測量了氫、氦等輕元素以及氖、鎂、矽、鐵等的同位素豐度。目前,已公認宇宙線22 Ne對20 Ne的相對豐度比太陽系的大數倍，Mg的同位素也可能有類似的情況。它們為解釋銀河宇宙線起源問題提供了一些線索，但畢竟還是正在探索中的問題。
能譜 初級宇宙線的能譜簡稱初能譜。它聯繫到宇宙線的起源、傳播、調製及相互作用等多方面問題。但由於實驗上的難度更大，一般只能給出全粒子譜。質子譜和電子譜已作到TeV以上,但其他元素,如He、C、N、O、Ne等,只在低能區(每核子能量揥GeV)才有能譜數據。在低能區，能譜出現了一些複雜的情況。例如，在每核子能量埄10MeV附近的He、O反常超豐;一些元素的能譜走向有一個方向反轉。以質子譜為例,它在揥10MeV積分流強I(>E)∝E-3 ,而在約10MeV～1GeV又反轉到接近於I(>E)∝E。這種結構及譜的細節隨時間的較大變化,說明太陽粒子流對低能宇宙線的貢獻及銀河宇宙線受到太陽活動噴發的帶有磁場的電漿流(即太陽風)的明顯的調製。
在高能區,能譜都可用I(>E)∝
的負冪律形式來表達。圖3表示上述能區的質子和電子初能譜。其中低於1GeV的部分，在太陽寧靜期和活動期有顯著的不同。 
初級宇宙線
初級宇宙線各向異性度 來到地球及近地空間的宇宙線，一般具有106 ～108 年的年齡，它們在其漫長的旅途中受到銀河、太陽和地球磁場的調製和約束,有與星際磁場、氣體和背景光子相互碰撞的曲折歷史，多半已“忘記”了其產生源的方向(中微子、光子除外),而具有各向同性的性質。但是E>1014 eV的粒子,將不受太陽磁場的偏轉, E>1017 eV 的粒子在磁場作用的拉莫爾進動半徑將大於銀河系的尺度，從而能指示出其產生源的方向。圖5表示隨能量的增長各向異性度增長的情況。圖的橫坐標為宇宙線粒子的能量,縱坐標是宇宙線強度隨赤徑變化的傅立葉分析的第一諧波振幅。可見,在E<1014 eV,宇宙線是各向同性的；E>1014 eV後,各向異性度明顯上升。E>1019 eV後,幾乎所有的宇宙線都來自高銀緯。這些情況究竟意味著什麼，與能譜的結構有無內在的聯繫，尚待進一步積累更多的廣延大氣簇射事例，才能得到明確的認識。
初級宇宙線G.Setti, G.Spada and A.W.Wolfendale,ed.,Origin of Cosmic Rays,D.Reidel Publ.,Dordrecht,1981.
S. Hayakawa, Cosmic Ray Physics, Wiley-Interscience,New York,1969.
