ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

ਕੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਰੇ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਇਕ ਚੀਜ਼ ਹੈ?

ਕੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਰੇ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਇਕ ਚੀਜ਼ ਹੈ?


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.

ਇਤਿਹਾਸਕ ਤੌਰ ਤੇ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਦ੍ਰਿਸ਼ਮਾਨ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਦਾ ਸ਼ਾਸਨ ਰਿਹਾ ਹੈ, ਦਿਖਾਈ ਦੇਣ ਵਾਲੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿੱਚ ਦੂਰ ਦੀਆਂ ਵਸਤੂਆਂ ਨੂੰ ਵੇਖਣਾ ਅਤੇ ਬਾਅਦ ਵਿੱਚ ਦਿਖਾਈ ਦੇਣ ਵਾਲੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿੱਚ ਫੋਟੋਆਂ ਖਿੱਚਣਾ.

ਪਿਛਲੀ ਸਦੀ ਵਿਚ ਰੇਡੀਓ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ, ਇਨਫਰਾਰੈੱਡ ਐਸਟ੍ਰੋਨਮੀ ਅਤੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰੋਮੈਗਨੈਟਿਕ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿਚ ਹੋਰ ਬੈਂਡਾਂ ਦੀ ਖੋਜ ਕਰਨਾ ਸੰਭਵ ਹੋ ਗਿਆ.

ਪਿਛਲੇ ਦਹਾਕੇ ਦੌਰਾਨ ਅਸੀਂ ਨਿ neutਟ੍ਰਿਨੋ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਕਰਨਾ ਸ਼ੁਰੂ ਕਰਨ ਦੇ ਯੋਗ ਹੋ ਗਏ ਹਾਂ, ਦੂਰ ਦੇ ਨਿ neutਟ੍ਰਿਨੋ ਸਰੋਤਾਂ ਦੀ ਪਛਾਣ ਕਰ ਰਹੇ ਹਾਂ.

ਕੀ ਕੋਈ ਕਾਰਨ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਦੂਜੇ ਕਣਾਂ ਵਿਚ ਤਰੱਕੀ ਨਹੀਂ ਕਰ ਸਕਦਾ, ਆਈ.ਈ. ਆਮ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਰੇ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ?

ਕੋਈ ਇਕ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ ਟੈਲੀਸਕੋਪ 'ਤੇ ਵਿਚਾਰ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ (ਇਸ ਨੂੰ ਸੈਟੇਲਾਈਟ ਵਿਚ ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਸੀ) ਜੋ ਸਿਰਫ ਮਾonsਨਜ਼ ਦਾ ਪਤਾ ਲਗਾਉਂਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਮਿ muਨ ਖੋਜ ਤੋਂ ਚਿੱਤਰ ਬਣਾਉਂਦਾ ਹੈ, ਜਾਂ ਸ਼ਾਇਦ ਇਕ ਪ੍ਰੋਟੋਨ ਦੂਰਬੀਨ. ਇੱਕ ਚਿੱਤਰ ਵਿੱਚ ਆਉਣ ਵਾਲੇ ਕਣਾਂ ਦਾ ਨਕਸ਼ਾ ਪਿਕਸਲ ਵਿੱਚ ਬਣਾਉਣਾ, ਅਤੇ ਕਣਾਂ ਦੀ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਇੱਕ ਚਮਕ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨਾ.


ਹਾਂ, ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਇਕ ਚੀਜ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਹ ਥੋੜੇ ਸਮੇਂ ਲਈ ਹੋ ਗਈ ਹੈ.

ਆਮ ਤੌਰ 'ਤੇ, ਉਥੇ ਹੈ ਬਹੁ-ਦੂਤ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਕਿਉਂਕਿ ਇੱਥੇ ਹੁਣ ਕਈ ਵਿੰਡੋਜ਼ ਹਨ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਰਾਹੀਂ ਅਸੀਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਨੂੰ ਸਿੱਧਾ ਨਿਰੀਖਣ ਦੁਆਰਾ ਵੇਖ ਸਕਦੇ ਹਾਂ:

  1. ਇਲੈਕਟ੍ਰੋਮੈਗਨੈਟਿਕ (ਅਰਥਾਤ, ਲਾਈਟ ਕਿਰਨਾਂ, ਫੋਟੌਨਾਂ)
  2. ਨਿ neutਟ੍ਰੀਨੋ
  3. ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ (ਅਰਥਾਤ ਉੱਚ-energyਰਜਾ ਪ੍ਰੋਟੋਨ ਅਤੇ ਪਰਮਾਣੂ ਨਿ nucਕਲੀਅਪੇਟਿਵਵਾਦੀ ਗਤੀ ਤੇ ਚਲਦੀਆਂ ਹਨ)
  4. ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ

ਕੁਦਰਤੀ ਤੌਰ ਤੇ, ਅਸੀਂ ਪਹਿਲਾਂ ਰੋਸ਼ਨੀ ਵੇਖਣ ਲਈ ਦੂਰਬੀਨ ਬਣਾਈ. ਗੈਲੀਲੀਓ ਨੇ ਆਪਟੀਕਲ ਦੂਰਬੀਨ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕੀਤੀ ਅਤੇ ਇਹ ਉਸ ਲਈ ਬਹੁਤ ਫਲਦਾਇਕ ਸਿੱਧ ਹੋਇਆ, ਅਤੇ ਇਹ ਉਥੋਂ ਉੱਤਰ ਗਿਆ. ਲੈਂਸ ਕ੍ਰਾਫਟਿੰਗ ਇਕ ਅਜਿਹੀ ਕਲਾ ਬਣ ਗਈ ਜੋ 20 ਵੀਂ ਸਦੀ ਤਕ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਦੀ ਪ੍ਰਗਤੀ ਨਾਲ ਗੂੜ੍ਹੀ ਸੀ, ਜਿੱਥੇ ਕੁਆਂਟਮ ਮਕੈਨਿਕਸ ਦੀ ਖੋਜ ਨੇ ਕਣ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ ਦੀ ਦੁਨੀਆ ਖੋਲ੍ਹ ਦਿੱਤੀ. ਨਿutਟ੍ਰੀਨੋ ਸੂਰਜ ਵਿਚ ਪਰਮਾਣੂ ਪ੍ਰਤੀਕ੍ਰਿਆਵਾਂ ਤੋਂ ਮਿਲਦੇ ਹਨ, ਆਕਾਸ਼ਵਾਣੀ ਵਿਚ ਕਿਤੇ ਹੋਰ ਪ੍ਰਕ੍ਰਿਆਵਾਂ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਹੋਰ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਵਿਚ ਧਰਤੀ ਤੇ ਪਹੁੰਚਦੀਆਂ ਹਨ ਅਤੇ 1960 ਦੇ ਦਹਾਕਿਆਂ ਤੋਂ ਪਤਾ ਲਗੀਆਂ ਹਨ (ਹਾਲਾਂਕਿ ਵਾਧੂ-ਗਲੈਕਟਿਕ ਨਿ neutਟ੍ਰੀਨੋਜ਼ ਦਾ ਇਕ ਵੱਡਾ ਹਿੱਸਾ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਵਿਚ ਪੈਦਾ ਹੋਇਆ ਹੈ, ਇਹ ਧਿਆਨ ਦੇਣਾ ਦਿਲਚਸਪ ਹੈ ਕਿ ਜੀਓਨਟ੍ਰੀਨੋ ਧਰਤੀ ਦੇ ਅੰਦਰੂਨੀ ਹਿੱਸਿਆਂ ਵਿਚ ਰੇਡੀionਨਕਲਾਈਡਜ਼ ਦੇ ਪਤਨ ਨਾਲ ਖੜਦੇ ਹਨ, ਜਿਸ ਨੇ ਧਰਤੀ ਦੇ ਤਪਸ਼ ਦੇ ਰੇਡੀਓਜਨਿਕ ਸਿਧਾਂਤ ਦੀ ਪੁਸ਼ਟੀ ਕਰਨ ਵਿਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕੀਤੀ).

ਪਿਛਲੇ ਦਹਾਕੇ ਦੌਰਾਨ ਅਸੀਂ ਨਿ neutਟ੍ਰਿਨੋ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਕਰਨਾ ਸ਼ੁਰੂ ਕਰਨ ਦੇ ਯੋਗ ਹੋ ਗਏ ਹਾਂ, ਦੂਰ ਦੇ ਨਿ neutਟ੍ਰਿਨੋ ਸਰੋਤਾਂ ਦੀ ਪਛਾਣ ਕਰ ਰਹੇ ਹਾਂ. ਕੀ ਕੋਈ ਕਾਰਨ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਦੂਜੇ ਕਣਾਂ ਵਿਚ ਤਰੱਕੀ ਨਹੀਂ ਕਰ ਸਕਦਾ, ਆਈ.ਈ. ਆਮ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ?

ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦਾ ਪਤਾ ਲਗਾਉਣ ਲਈ ਪੂਰੀ ਦੁਨੀਆ ਵਿਚ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਡਿਟੈਕਟਰ ਹਨ. ਸਿੱਧੇ (ਉਪਾਅ ਬਣਾਉਣ ਵਾਲੇ ਮਾਹੌਲ ਵਿਚ ਬੈਲੂਨ ਜਾਂ ਸੈਟੇਲਾਈਟ ਸ਼ਾਮਲ) ਅਤੇ ਅਪ੍ਰਤੱਖ (ਵਾਤਾਵਰਣ-ਅਧਾਰਤ ਡਿਟੈਕਟਰਾਂ ਨੂੰ ਅਜਿਹੇ ਕਣਾਂ ਦੇ ਸ਼ਾਵਰ ਦੀ ਭਾਲ ਕਰ ਰਹੇ ਹਨ ਜੋ ਮਾਹੌਲ ਵਿਚ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੇ ਸੜ੍ਹਨ ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਝਪਕਦੇ ਹਨ ਜਾਂ ਫੋਟੋਨ ਦੀ ਭਾਲ ਕਰ ਰਹੇ ਹਨ ਜੋ ਉਸ ਝਗੜੇ ਤੋਂ ਚਲਦੇ ਹਨ) ਵਾਤਾਵਰਣ ਦੁਆਰਾ) ਖੋਜਣ ਦੇ deteੰਗ. ਮੈਂ ਸਧਾਰਣ ਕਰ ਰਿਹਾ ਹਾਂ, ਹੋਰ ਵੀ ਤਰੀਕੇ ਹਨ ਅਤੇ ਇਹ ਖੋਜ ਦਾ ਇੱਕ ਸਰਗਰਮ ਖੇਤਰ ਹੈ (ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਬੈਨੀ ਨੇ ਆਪਣੀ ਟਿੱਪਣੀ ਵਿੱਚ ਬਹੁਤ ਸਾਰੀਆਂ ਉਦਾਹਰਣਾਂ ਨੂੰ ਸੂਚੀਬੱਧ ਕੀਤਾ).

ਉਦਾਹਰਣ ਦੇ ਤੌਰ 'ਤੇ, ਮਾਨਸੂਨ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਵਿੱਚ ਐਂਟੀਮੈਟਰ ਦੀ ਖੋਜ ਤੋਂ ਥੋੜ੍ਹੀ ਦੇਰ ਬਾਅਦ ਲੱਭਿਆ ਗਿਆ ਸੀ. ਮੂਨ ਡਿਟੈਕਟਰ ਕਈ ਕਿਸਮਾਂ ਦੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ (ਅਰਥਾਤ ਚੈਰੇਨਕੋਵ-ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਵਾਟਰ ਟੈਂਕ ਡਿਟੈਕਟਰ) ਅਤੇ ਹਰ ਕਿਸਮ ਦੇ ਦਿਲਚਸਪ ਉਦੇਸ਼ਾਂ ਲਈ ਵਰਤੇ ਜਾ ਸਕਦੇ ਹਨ. ਉਦਾਹਰਣ ਦੇ ਲਈ, ਲੋਕਾਂ ਨੂੰ ਠੇਸ ਪਹੁੰਚਾਏ ਬਿਨਾਂ ਪਿਰਾਮਿਡ ਅਤੇ ਜੁਆਲਾਮੁਖੀ ਦੇ ਅੰਦਰੂਨੀ ਤਲਾਸ਼ਿਆਂ.

ਐਲਆਈਜੀਓ / ਵਿਰਜੋ ਸਹਿਯੋਗ ਦੁਆਰਾ ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਦੇ ਹਾਲ ਹੀ ਦੇ ਸਿੱਧੇ ਖੋਜਾਂ ਤੋਂ ਪਤਾ ਚੱਲਦਾ ਹੈ ਕਿ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਕੁਝ ਹਿੱਸੇ ਜੋ ਅਸੀਂ ਸੋਚਦੇ ਸੀ ਕਿ ਅਸੀਂ ਨਿਰੀਖਣ ਤੋਂ ਬੰਦ ਹਾਂ ਹੁਣ ਵੇਖਣ ਦੇ ਯੋਗ ਹਾਂ (ਜਾਂ ਜਲਦੀ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹਨ), ਉਦਾਹਰਣਾਂ ਲਈ, ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ. ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ-ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ-ਬੈਕਗ੍ਰਾਉਂਡ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ, ਅਤੇ ਸੰਖੇਪ ਵਸਤੂਆਂ ਦੇ ਅੰਦਰ ਜਿਵੇਂ ਚਿੱਟੇ ਬੱਤੀ ਅਤੇ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਤਾਰੇ.

ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿੱਚ ਹੋਰ ਅਣਜਾਣ ਵਿੰਡੋਜ਼ ਹੋ ਸਕਦੀਆਂ ਹਨ, ਉਦਾਹਰਣ ਵਜੋਂ, ਜੇ ਇੱਥੇ ਇੱਕ "ਹਨੇਰਾ ਸ਼ਕਤੀ" ਹੈ ਅਤੇ ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥ ਨਾਲ ਜੁੜੇ ਇੱਕ "ਡਾਰਕ ਫੋਟੋਨ" ਹਨ, ਪਰ ਇਹ ਅਨੁਮਾਨ ਹੈ. ਸਾਨੂੰ ਆਮ ਤੌਰ 'ਤੇ ਇਹ ਸ਼ੱਕ ਕਰਨ ਲਈ ਕਾਰਨਾਂ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੁੰਦੀ ਹੈ ਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਵੇਖਣ ਲਈ ਖੋਜਕਰਤਾਵਾਂ ਬਣਾਉਣੀਆਂ ਸ਼ੁਰੂ ਕਰਨ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਕੋਈ ਚੀਜ਼ ਮੌਜੂਦ ਹੈ, ਪਰ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਪੰਛੀ ਕੀੜਾ ਪਾ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਜਾਂ ਕਈ ਵਾਰ ਇਹ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦਾ (ਜੋਸੇਫ ਵੇਬਰ ਦੀ ਤਰ੍ਹਾਂ).

ਵੱਡੇ ਕਣ ਐਕਸਰਲੇਟਰਾਂ ਦੇ ਆਉਣ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ, ਅਰਥਾਤ 1950 ਦੇ ਦਹਾਕੇ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ, ਕਣ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੇ ਨਿਰੀਖਣ 'ਤੇ ਭਰੋਸਾ ਕੀਤਾ. ਇਹ ਵੱਡੇ ਐਕਸਰਲੇਟਰਜ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਫਰਮਿਲਾਬ ਜਾਂ ਐਲਐਚਸੀ, ਕਣਾਂ ਦੀ ਖੋਜ ਕਰਨ ਲਈ ਬਣਾਏ ਗਏ ਹਨ, ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਵੱਖੋ ਵੱਖਰੀ ਸਫਲਤਾ ਮਿਲੀ ਹੈ ਜਿਸਨੇ ਆਧੁਨਿਕ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਖੋਜਾਂ ਦੇ ਵਿਕਾਸ ਵਿਚ ਵੀ ਸਹਾਇਤਾ ਕੀਤੀ ਜਿਸ ਨੂੰ ਤੁਸੀਂ "ਆਮ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਰੇ ਦੂਰਬੀਨ" ਮੰਨ ਸਕਦੇ ਹੋ.


ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ ਨੇ ਇੱਕ ਦਰਜਨ PeVatrons ਅਤੇ 1 ਪੀਵੀ ਤੋਂ ਵੱਧ ਫੋਟੌਨਾਂ ਦੀ ਖੋਜ ਕੀਤੀ, ਅਲਟਰਾ-ਉੱਚ-energyਰਜਾ ਵਾਲੀ ਗਾਮਾ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਯੁੱਗ ਦੀ ਸ਼ੁਰੂਆਤ ਕੀਤੀ

LHAASO ਦੀ ਹਵਾਈ ਫੋਟੋ. ਕ੍ਰੈਡਿਟ: IHEP

ਦੇਸ਼ ਦੀ ਮੁੱਖ ਰਾਸ਼ਟਰੀ ਵਿਗਿਆਨ ਅਤੇ ਟੈਕਨੋਲੋਜੀ ਬੁਨਿਆਦੀ facilitiesਾਂਚਾ ਸਹੂਲਤਾਂ ਵਿਚੋਂ ਇਕ - ਚੀਨ ਦੀ ਵੱਡੀ ਉੱਚ ਅਤਿਚੁਤ ਏਅਰ ਸ਼ਾਵਰ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ (ਐਲ.ਐੱਚ.ਏ.ਐੱਸ.ਓ.) ਨੇ ਮਿਲਕੀ ਵੇਅ ਦੇ ਅੰਦਰ ਇਕ ਦਰਜਨ ਅਲਟਰਾ-ਹਾਈ-energyਰਜਾ (ਯੂ.ਐੱਚ.ਈ.) ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਐਕਸਰਲੇਟਰ ਪਾਇਆ ਹੈ. ਇਸਨੇ 1 ਪੇਟਾ-ਇਲੈਕਟ੍ਰੌਨ-ਵੋਲਟ (ਚਤੁਰਭੁਜ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨ-ਵੋਲਟ ਜਾਂ ਪੀਈਵੀ) ਤੋਂ ਵਧੇਰੇ giesਰਜਾ ਵਾਲੇ ਫੋਟੌਨਾਂ ਦਾ ਵੀ ਪਤਾ ਲਗਾਇਆ, ਜਿਸ ਵਿੱਚ 1.4 ਪੀਈਵੀ ਸ਼ਾਮਲ ਹੈ. ਬਾਅਦ ਵਿਚ ਦੇਖਿਆ ਗਿਆ ਸਭ ਤੋਂ ਉੱਚਾ photਰਜਾ ਫੋਟੋਨ ਹੈ.

ਇਹ ਖੋਜ ਆਕਾਸ਼ਵਾਣੀ ਦੀ ਰਵਾਇਤੀ ਸਮਝ ਨੂੰ ਉਲਟਾਉਂਦੀਆਂ ਹਨ ਅਤੇ UHE ਗਾਮਾ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਇੱਕ ਯੁੱਗ ਨੂੰ ਖੋਲ੍ਹਦੀਆਂ ਹਨ. ਇਹ ਨਿਰੀਖਣ ਲੋਕਾਂ ਨੂੰ ਉਸ mechanismਾਂਚੇ 'ਤੇ ਮੁੜ ਵਿਚਾਰ ਕਰਨ ਲਈ ਪ੍ਰੇਰਿਤ ਕਰਨਗੇ ਜਿਸ ਦੁਆਰਾ ਆਧੁਨਿਕ inਰਜਾ ਵਿਚ ਉੱਚ-energyਰਜਾ ਦੇ ਕਣ ਪੈਦਾ ਕੀਤੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਇਸ ਦਾ ਪ੍ਰਚਾਰ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਲੋਕਾਂ ਨੂੰ ਵਧੇਰੇ ਡੂੰਘੀ ਹਿੰਸਕ ਸਵਰਗੀ ਘਟਨਾਵਾਂ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀਆਂ ਸਰੀਰਕ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ ਦੀ ਪੜਚੋਲ ਕਰਨ ਦੇ ਨਾਲ ਨਾਲ ਬੁਨਿਆਦੀ ਸਥਿਤੀਆਂ ਦੇ ਮੁੱ basicਲੇ ਸਰੀਰਕ ਕਾਨੂੰਨਾਂ ਦੀ ਜਾਂਚ ਕਰਨ ਲਈ ਉਤਸ਼ਾਹਤ ਕੀਤਾ ਜਾਵੇਗਾ.

ਇਹ ਖੋਜਾਂ ਰਸਾਲੇ ਵਿਚ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਹੋਈਆਂ ਸਨ ਕੁਦਰਤ 17 ਮਈ ਨੂੰ. ਐਲਐਚਏਐੱਸਓ ਅੰਤਰਰਾਸ਼ਟਰੀ ਸਹਿਕਾਰਤਾ, ਜਿਸਦੀ ਅਗਵਾਈ ਚੀਨੀ ਵਿਗਿਆਨ ਅਕਾਦਮੀ ਦੇ ਉੱਚ Energyਰਜਾ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ (ਆਈਐਚਈਪੀ) ਕਰ ਰਿਹਾ ਹੈ, ਨੇ ਇਸ ਅਧਿਐਨ ਨੂੰ ਪੂਰਾ ਕੀਤਾ.

LHAASO ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ ਅਜੇ ਵੀ ਨਿਰਮਾਣ ਅਧੀਨ ਹੈ. ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਐਕਸਲੇਟਰਸ- ਜਿਸ ਨੂੰ ਪੀਵੀਟ੍ਰੋਨਜ਼ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿਉਂਕਿ ਉਹ ਪੀਈਵੀ ਰੇਂਜ ਦੇ ਕਣਾਂ ਨੂੰ ਤੇਜ਼ ਕਰਦੇ ਹਨ - ਅਤੇ ਪੀਈਵੀ ਫੋਟੌਨਾਂ ਨੂੰ ਖੋਜ ਐਰੇ ਦੇ ਪਹਿਲੇ ਅੱਧ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਖੋਜਿਆ ਗਿਆ ਸੀ, ਜੋ ਕਿ 2019 ਦੇ ਅੰਤ ਵਿੱਚ ਪੂਰਾ ਹੋਇਆ ਸੀ ਅਤੇ 2020 ਵਿੱਚ 11 ਮਹੀਨਿਆਂ ਲਈ ਚਲਾਇਆ ਗਿਆ ਸੀ.

1 ਪੀ.ਵੀ. ਤੋਂ ਵੱਧ enerਰਜਾ ਵਾਲੇ ਫੋਟੌਨਾਂ ਨੂੰ ਸਿੰਗਨਸ ਤਾਰਿਕਾ ਦੇ ਇਕ ਬਹੁਤ ਸਰਗਰਮ ਸਿਤਾਰਾ-ਸਰੂਪ ਖੇਤਰ ਵਿਚ ਖੋਜਿਆ ਗਿਆ ਸੀ. ਲਾਹਸੋ ਨੇ ਲਗਭਗ 1 ਪੀਵੀ ਤਕ enerਰਜਾ ਵਾਲੇ 12 ਸਥਿਰ ਗਾਮਾ ਰੇ ਸਰੋਤਾਂ ਅਤੇ ਫੋਟੋਨ ਦੇ ਮਹੱਤਵ ਦੇ ਆਲੇ ਦੁਆਲੇ ਦੇ ਪਿਛੋਕੜ ਨਾਲੋਂ ਸੱਤ ਸਧਾਰਣ ਭਟਕਣਾਂ ਦਾ ਸੰਕੇਤ ਵੀ ਪਾਇਆ. ਇਹ ਸਰੋਤ ਸਾਡੀ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਅਹੁਦਿਆਂ 'ਤੇ ਸਥਿਤ ਹਨ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ 0.3 than ਤੋਂ ਵਧੀਆ ਸ਼ੁੱਧਤਾ ਨਾਲ ਮਾਪਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਉਹ LHAASO ਦੇ ਦ੍ਰਿਸ਼ਟੀਕੋਣ ਵਿੱਚ ਚਮਕਦਾਰ ਮਿਲਕੀ ਵੇਅ ਗਾਮਾ ਰੇ ਸਰੋਤ ਹਨ.

ਹਾਲਾਂਕਿ ਓਪਰੇਸ਼ਨ ਦੇ ਪਹਿਲੇ 11 ਮਹੀਨਿਆਂ ਦੇ ਇਕੱਠੇ ਕੀਤੇ ਗਏ ਅੰਕੜਿਆਂ ਨਾਲ ਹੀ ਲੋਕਾਂ ਨੂੰ ਉਨ੍ਹਾਂ ਸਰੋਤਾਂ ਦੀ ਪਾਲਣਾ ਕਰਨ ਦੀ ਇਜ਼ਾਜ਼ਤ ਮਿਲਦੀ ਹੈ, ਇਹ ਸਾਰੇ ਯੂਐਚਈ ਫੋਟੌਨਜ਼, ਅਰਥਾਤ, ਗਾਮਾ ਦੀਆਂ ਕਿਰਨਾਂ 0.1 ਪੀਵੀ ਤੋਂ ਉੱਪਰ ਉੱਗਦੇ ਹਨ. ਨਤੀਜੇ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ ਕਿ ਮਿਲਕੀ ਵੇਅ ਪੀਵੈਟ੍ਰੋਨਸ ਨਾਲ ਭਰਿਆ ਹੋਇਆ ਹੈ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਧਰਤੀ ਦਾ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਡਾ ਐਕਸਲੇਟਰ (ਸੀਈਆਰਐਨ ਵਿਖੇ ਐਲਐਚਸੀ) ਸਿਰਫ ਕਣਾਂ ਨੂੰ 0.01 ਪੀਈਵੀ ਤੇਜ਼ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਵਿਗਿਆਨੀ ਪਹਿਲਾਂ ਹੀ ਇਹ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰ ਚੁੱਕੇ ਹਨ ਕਿ ਮਿਲਕੀ ਵੇਅ ਵਿੱਚ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨ ਪ੍ਰਵੇਗਕਾਂ ਦੀ energyਰਜਾ ਦੀ ਹੱਦ ਹੈ. ਹੁਣ ਤੱਕ, ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕੀਤੀ ਸੀਮਾ 0.1 ਪੀਈਵੀ ਦੇ ਆਸ ਪਾਸ ਸੀ, ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਉਸ ਤੋਂ ਉੱਪਰ ਗਾਮਾ-ਰੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੀ ਕੁਦਰਤੀ ਕਟੌਤੀ ਹੋ ਜਾਂਦੀ ਹੈ.

ਲੇਕਿਨ LHAASO ਦੀ ਖੋਜ ਨੇ ਇਸ "ਸੀਮਾ" ਨੂੰ ਵਧਾ ਦਿੱਤਾ ਹੈ, ਕਿਉਂਕਿ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਸਰੋਤਾਂ ਦਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਕੱਟਿਆ ਨਹੀਂ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਇਹ ਖੋਜਾਂ ਯੂਐਚਈ ਗਾਮਾ ਖਗੋਲਿਕ ਨਿਰੀਖਣ ਲਈ ਇਕ ਯੁੱਗ ਦੀ ਸ਼ੁਰੂਆਤ ਕਰਦੀਆਂ ਹਨ. ਉਹ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ ਕਿ ਗੈਰ-ਥਰਮਲ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਸੇਲਸਟੇਲੀਜ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਨੌਜਵਾਨ ਵਿਸ਼ਾਲ ਸਟਾਰ ਕਲੱਸਟਰਜ਼, ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਅਵਿਸ਼ਵਾਸ, ਪਲਸਰ ਵਿੰਡ ਨਿbਬੁਲਾ ਅਤੇ ਇਸ ਤਰਾਂ Cy ਸਿਗਨਸ ਸਟਾਰ-ਸਰੂਪ ਖੇਤਰਾਂ ਦੁਆਰਾ ਦਰਸਾਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਕਰੈਬ ਨੀਬੂਲਾ the ਮਿਲਕੀ ਵਿੱਚ ਯੂਐਚਈ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਲੱਭਣ ਲਈ ਸਭ ਤੋਂ ਉੱਤਮ ਉਮੀਦਵਾਰ ਹਨ. ਰਾਹ.

ਯੂਐਚਈ ਗਾਮਾ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਦੁਆਰਾ, ਇੱਕ ਸਦੀ ਪੁਰਾਣੀ ਰਹੱਸ cos- ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦਾ ਮੁੱ. - ਜਲਦੀ ਹੀ ਹੱਲ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ. LHAASO ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੂੰ ਆਕਾਸ਼ਵਾਣੀ ਵਿਚ ਉੱਚ energyਰਜਾ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੇ ਪ੍ਰਵੇਗ ਅਤੇ ਪ੍ਰਸਾਰ ਦੇ ationੰਗਾਂ ਤੇ ਮੁੜ ਵਿਚਾਰ ਕਰਨ ਲਈ ਪ੍ਰੇਰਿਤ ਕਰੇਗਾ. ਇਹ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੂੰ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਵਰਤਾਰੇ ਅਤੇ ਉਹਨਾਂ ਨਾਲ ਸੰਬੰਧਿਤ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ ਦੀ ਪੜਚੋਲ ਕਰਨ ਦੀ ਵੀ ਆਗਿਆ ਦੇਵੇਗਾ, ਇਸ ਪ੍ਰਕਾਰ ਅਤਿ ਸਥਿਤੀਆਂ ਦੇ ਅਧੀਨ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਮੁ lawsਲੇ ਕਾਨੂੰਨਾਂ ਦੀ ਜਾਂਚ ਯੋਗ ਬਣਾਉਂਦਾ ਹੈ.


1980 ਅਤੇ # 039s ਲਈ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਅਤੇ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ, ਖੰਡ 2: ਪੈਨਲਾਂ ਦੀ ਰਿਪੋਰਟ (1983)

ਬਦਕਿਸਮਤੀ ਨਾਲ, ਇਹ ਕਿਤਾਬ ਓਪਨਬੁੱਕ ਤੋਂ ਨਹੀਂ ਛਾਪੀ ਜਾ ਸਕਦੀ. ਜੇ ਤੁਹਾਨੂੰ ਇਸ ਕਿਤਾਬ ਤੋਂ ਪੰਨੇ ਪ੍ਰਿੰਟ ਕਰਨ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੈ, ਤਾਂ ਅਸੀਂ ਇਸ ਨੂੰ ਪੀਡੀਐਫ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਡਾਉਨਲੋਡ ਕਰਨ ਦੀ ਸਿਫਾਰਸ਼ ਕਰਦੇ ਹਾਂ.

ਇਸ ਕਿਤਾਬ ਬਾਰੇ ਵਧੇਰੇ ਜਾਣਕਾਰੀ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਨ ਲਈ, ਇਸ ਨੂੰ ਪ੍ਰਿੰਟ ਵਿਚ ਖਰੀਦਣ ਲਈ, ਜਾਂ ਇਸ ਨੂੰ ਮੁਫਤ ਪੀਡੀਐਫ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਡਾ downloadਨਲੋਡ ਕਰਨ ਲਈ NAP.edu/10766 'ਤੇ ਜਾਓ.

ਹੇਠਾਂ ਇਸ ਅਧਿਆਇ ਦਾ ਅਸੰਬੰਧਿਤ ਮਸ਼ੀਨ ਦੁਆਰਾ ਪੜ੍ਹਿਆ ਗਿਆ ਪਾਠ ਹੈ, ਜਿਸਦਾ ਉਦੇਸ਼ ਸਾਡੇ ਆਪਣੇ ਖੋਜ ਇੰਜਣ ਅਤੇ ਬਾਹਰੀ ਇੰਜਣਾਂ ਨੂੰ ਬਹੁਤ ਅਮੀਰ, ਹਰ ਪੁਸਤਕ ਦਾ ਅਧਿਆਇ-ਪ੍ਰਤੀਨਿਧੀ ਖੋਜਣਯੋਗ ਟੈਕਸਟ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਨਾ ਹੈ. ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਬੇਕਾਬੂ ਸਮੱਗਰੀ ਹੈ, ਕਿਰਪਾ ਕਰਕੇ ਹੇਠ ਦਿੱਤੇ ਟੈਕਸਟ ਨੂੰ ਅਧਿਕਾਰਤ ਕਿਤਾਬ ਦੇ ਪੰਨਿਆਂ ਲਈ ਇੱਕ ਲਾਭਦਾਇਕ ਪਰ ਨਾਕਾਫੀ ਪਰਾਕਸੀ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਵਿਚਾਰ ਕਰੋ.

55 4. ਖੋਜ ਅਤੇ ਵਿਕਾਸ ਦਾ ਸਮਰਥਨ ਕਰਨਾ 1980 ਅਤੇ # 039s ਦਾ ਇੱਕ ਲਾਜ਼ਮੀ ਉਦੇਸ਼ ਵਧੇਰੇ ਸ਼ਕਤੀਸ਼ਾਲੀ ਯੰਤਰ ਤਕਨੀਕਾਂ ਦਾ ਵਿਕਾਸ ਹੈ ਜੋ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲਤਾ ਅਤੇ ਅੱਖਰ ਅਤੇ ਕੋਣੀ ਰੈਜ਼ੋਲੇਸ਼ਨਾਂ ਵਿੱਚ ਵੱਡੇ ਸੁਧਾਰਾਂ ਨੂੰ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰੇਗਾ. ਇਨ੍ਹਾਂ ਟੀਚਿਆਂ ਨੂੰ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਨ ਲਈ ਤਕਨੀਕੀ ਧਾਰਨਾਵਾਂ ਪਹਿਲਾਂ ਤੋਂ ਮੌਜੂਦ ਹਨ, ਪਰ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਪੁਲਾੜ-ਉਡਾਣ ਲਈ ਤਿਆਰ ਹੋਣ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਵਿਸ਼ਾਲ ਵਿਕਾਸ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੈ. ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ, ਗੁਬਾਰਿਆਂ ਅਤੇ ਸ਼ਟਲ 'ਤੇ ਵਿਕਾਸ ਦੀਆਂ ਉਡਾਣਾਂ ਦੇ ਨਾਲ ਇਕ ਜ਼ੋਰਦਾਰ ਖੋਜ ਅਤੇ ਵਿਕਾਸ ਕਾਰਜ 1980 ਅਤੇ # 039 ਵਿਚ ਗਾਮਾ-ਰੇ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਲਈ ਰਣਨੀਤੀ ਦਾ ਇਕ ਜ਼ਰੂਰੀ ਹਿੱਸਾ ਹੈ. VI I. ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ-ਰੇ ਏਸਟ੍ਰੋਨੋਮੀ ਏ. ਜਾਣ-ਪਛਾਣ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਐਨਰਜੀ ਚਾਰਜਡ ਕਣਾਂ ਦੀ ਇੱਕ ਉੱਚਤਮ ਗੈਸ ਬਣਦੀਆਂ ਹਨ ਜੋ ਸਾਰੀ ਗਲੈਕਸੀ ਵਿੱਚ ਵਿਆਪਕ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ. ਬਹੁਤੇ ਪ੍ਰੋਟੋਨ, ਅਲਫ਼ਾ ਕਣਾਂ ਅਤੇ ਹੋਰ ਤੱਤ ਦੇ ਨਿ bareਕਲੀਅਸ ਦੇ ਵੱਖੋ ਵੱਖਰੇ ਕਣ enerਰਜਾ ਨਾਲ ਜੁੜੇ 106 ਈਵੀ ਤੋਂ ਘੱਟੋ ਘੱਟ 102 ° eV ਤੱਕ, ਇਹ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਤੋਂ ਬਾਹਰਲੇ ਖੇਤਰਾਂ ਦੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦਾ ਇਕੋ ਇਕ ਨਮੂਨਾ ਹੈ ਜਿਸ ਦੀ ਅਸੀਂ ਜਾਂਚ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹਾਂ. ਵਿਸਥਾਰ ਵਿੱਚ. ਹਾਈ-energyਰਜਾ ਵਾਲੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨ, ਗੈਲੈਕਟਿਕ ਸਿੰਕਰੋਟ੍ਰੋਨ ਰੇਡੀਓ ਸ਼ੋਰ ਦਾ ਸਰੋਤ, ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਪ੍ਰਵਾਹ ਦੇ ਲਗਭਗ 1 ਪ੍ਰਤੀਸ਼ਤ ਬਣਦੇ ਹਨ. ਇੰਟਰਸੈਲਰ ਪਦਾਰਥ ਦੇ ਨਾਲ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੇ ਟਕਰਾਅ ਵਿਚ ਪੈਦਾ ਹੋਏ ਪੋਜੀਟਰੋਨ ਅਤੇ ਐਂਟੀਪ੍ਰੋਟਨ ਵੀ ਦੇਖੇ ਗਏ ਹਨ. ਐਮ ਈ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੀਆਂ ਕਿਰਨਾਂ ਦੀ ਖਗੋਲਿਕ ਮਹੱਤਤਾ ਦੋ ਵਿਚਾਰਾਂ ਤੋਂ ਪੈਦਾ ਹੁੰਦੀ ਹੈ. ਇਕ ਪਾਸੇ, ਉਹ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਰਚਨਾ ਅਤੇ energyਰਜਾ ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਅੰਤਰ ਅਤੇ ਉਸ ਦੇ ਸਰੋਤਾਂ ਅਤੇ ਸਪੇਸ ਦੇ ਖੇਤਰਾਂ ਬਾਰੇ ਵਿਲੱਖਣ ਜਾਣਕਾਰੀ ਦਿੰਦੇ ਹਨ ਜਿਸ ਵਿਚ ਉਹ ਦੂਜੇ ਪਾਸੇ ਗਏ ਹਨ, ਉਹ ਆਪਣੇ ਆਪ ਵਿਚ ਇਕ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਹਸਤੀ ਹਨ. , ਗੈਲੈਕਟਿਕ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਅਤੇ ਇੰਟਰਸੈਲਰ ਗੈਸ ਦੀ ਗੜਬੜ ਵਾਲੀ ਗਤੀ ਦੇ ਤੁਲਨਾਤਮਕ energyਰਜਾ ਘਣਤਾ ਵਾਲਾ ਹੋਣਾ. ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਗੈਸ ਦਾ ਦਬਾਅ ਅਤੇ ਇਸ ਦੇ ਇੰਟਰਸੈਲਰ ਮਾਧਿਅਮ ਦੇ ਗਰਮ ਕਰਨ ਨਾਲ ਤਾਰਾ ਬਣਨ ਦੀਆਂ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ ਪ੍ਰਭਾਵਿਤ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ ਅਤੇ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ structureਾਂਚੇ ਅਤੇ ਵਿਕਾਸ ਨੂੰ ਪ੍ਰਭਾਵਤ ਕਰਦੀਆਂ ਹਨ. ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਕਿਰਨਾਂ ਦੇ ਨਿਰੀਖਣ ਵਿਚ ਕਈ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦੇ ਸਾਜ਼ੋ-ਸਮਾਨ ਬਣਾਏ ਜਾਂਦੇ ਹਨ ਜੋ ਹਰ ਇਕ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ ਹਿੱਸੇ ਅਤੇ energyਰਜਾ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੇ ਗੁਣਾਂ ਅਨੁਸਾਰ ਬਣਦੇ ਹਨ. ਅਜੋਕੇ ਸਾਲਾਂ ਵਿੱਚ ਸਭ ਤੋਂ ਮਹੱਤਵਪੂਰਨ ਤਕਨੀਕੀ ਘਟਨਾਵਾਂ ਵਿੱਚੋਂ ਵਿਅਕਤੀਗਤ ਤੱਤ ਅਤੇ ਆਈਸੋਟੋਪਾਂ ਨੂੰ ਹੱਲ ਕਰਨ ਦੇ ਸਮਰੱਥ ਯੰਤਰ ਹਨ, ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਬਹੁਤਾਤ ਨੂੰ ਮਾਪਦੇ ਹਨ

ਯੂਰੇਨੀਅਮ ਤਕ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਦੁਰਲੱਭ ਭਾਰੀ ਨਿ nucਕਲੀਅਸ, ਉੱਚ-energyਰਜਾ ਵਾਲੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਾਂ ਅਤੇ ਪੋਜੀਟਰੋਨ ਦੇਖਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਐਂਟੀਮੈਟਰ ਦੇ ਕਣਾਂ ਦੀ ਖੋਜ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਵਿਚ ਘੱਟ-energyਰਜਾ ਵਾਲੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਦੀ ਜਾਂਚ ਕਰਨ ਲਈ ਛੋਟੇ ਖੋਜਕਰਤਾਵਾਂ ਨੂੰ ਸੈਟੇਲਾਈਟ ਅਤੇ ਪੁਲਾੜ ਪੜਤਾਲਾਂ 'ਤੇ ਭੰਡਾਰ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਹੈ ਤਾਂ ਕਿ ਬੁਧ ਦੀ bitਰਬਿਟ ਤੋਂ ਲੈ ਕੇ ਸ਼ਨੀ ਦੇ ਚੱਕਰ ਵਿਚ ਪਰੇ ਹੋਵੇ. 101 ਦੀਆਂ instrumentsਰਜਾਵਾਂ ਤੱਕ ਦੀਆਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੀ ਰਚਨਾ ਅਤੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾਅ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਲਈ ਵੱਡੇ ਅਤੇ ਭਾਰੀ ਉਪਕਰਣਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਉੱਚੇ ਉਚਾਈ ਤੇ ਗੁਬਾਰੇ ਦੀਆਂ ਉਡਾਣਾਂ ਵਿਚ ਅਤੇ ਧਰਤੀ ਦੀ ਚੱਕਰ ਵਿਚ ਹੈਡ -3 ਉਪਗ੍ਰਹਿ ਤੇ ਕੀਤੀ ਗਈ ਹੈ.

ਈਵੀ ਧਰਤੀ 'ਤੇ ਡਿਟੈਕਟਰਾਂ ਦੀਆਂ ਬਹੁਤ ਵੱਡੀਆਂ ਐਰੇਜ਼ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਵਾਯੂਮੰਡਲ ਵਿਚ ਪੈਦਾ ਹੋਣ ਵਾਲੇ ਸੈਕੰਡਰੀ ਕਣਾਂ ਦੇ ਸ਼ਾਵਰਾਂ ਦੇ ਨਿਰੀਖਣ ਦੁਆਰਾ 1012 ਈਵੀ ਤਕ ਦੀ giesਰਜਾ ਦੇ ਨਾਲ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦਾ ਅਧਿਐਨ ਕਰਨ ਲਈ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ ਇਹ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਅਲੌਕਿਕ ਨਾਲ ਜੁੜੀਆਂ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ ਵਿਚ ਉਤਪੰਨ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ ਅਤੇ ਗਲੈਕਸੀ ਮੈਗਨੈਟਿਕ ਫੀਲਡ ਦੁਆਰਾ ਲੱਖਾਂ ਸਾਲਾਂ ਲਈ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਅੰਦਰ ਸੀਮਤ ਹੈ. ਕੁਝ ਘੱਟ energyਰਜਾ ਵਾਲੀਆਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਦੇ ਅੰਦਰ ਸੂਰਜੀ ਫਲੇਅਰਾਂ, ਗ੍ਰਹਿ-ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰਾਂ ਵਿੱਚ ਅਤੇ ਅੰਤਰ-ਯੋਜਨਾਬੱਧ ਮਾਧਿਅਮ ਵਿੱਚ ਸਦਮੇ ਦੀਆਂ ਲਹਿਰਾਂ ਵਿੱਚ ਪੈਦਾ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ. 1019 ਈਵੀ ਤੋਂ ਉਪਰ ਦੀਆਂ giesਰਜਾ ਵਾਲੀਆਂ ਦੁਰਲੱਭ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਸ਼ਾਇਦ ਸਾਡੇ ਗਲੈਕਸੀ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਪੈਦਾ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ. ਚੁੰਬਕੀ ਸ਼ਕਤੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੇ ਚਾਲਾਂ ਨੂੰ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਦੀਆਂ ਸਤਰਾਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਹੈਲੀਕਲਾਂ ਵਿਚ ਮਰੋੜਦੀ ਹੈ ਅਤੇ ਇਸ ਨਾਲ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਆਗਮਨ ਦਿਸ਼ਾਵਾਂ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਸਰੋਤਾਂ ਦੇ ਟਿਕਾਣਿਆਂ ਵਿਚਕਾਰ ਕੋਈ ਸਧਾਰਣ ਸੰਬੰਧ ਖਤਮ ਕਰ ਦਿੰਦੀ ਹੈ. ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੇ ਸਰੋਤਾਂ ਬਾਰੇ ਜਾਣਕਾਰੀ ਇਸ ਲਈ ਮੁੱਖ ਤੌਰ ਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਬਣਤਰ ਅਤੇ energyਰਜਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਦੇ ਮਾਪ ਦੁਆਰਾ ਮੰਗੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਉਦਾਹਰਣ ਦੇ ਲਈ, ਨਿleਕਲੀਅਸ ਦੇ ਅਲਟਰਾਹੀਵੀ (Z ਤੋਂ ਵੱਧ 28) ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ, ਜੋ ਸਿਰਫ ਮੁਫਤ ਨਿrਟ੍ਰੋਨਜ਼ ਦੇ ਤੇਜ਼ ਕ੍ਰਮਿਕ ਸਮਾਈ ਦੁਆਰਾ ਪੈਦਾ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ, ਇਹ ਸੰਕੇਤ ਦੇਵੇਗਾ ਕਿ ਉਹ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਵਿਸਫੋਟ ਦੇ ਪ੍ਰਮਾਣੂ ਪੜਾਅ ਦੌਰਾਨ ਸੰਸ਼ਲੇਸ਼ਿਤ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਨਿਓਕਲੀਓਸੈਂਥੇਸਿਸ ਦੌਰਾਨ ਤਾਪਮਾਨ, ਘਣਤਾ ਅਤੇ ਮਿਲਾਵਟ ਦੇ ਨਾਲ ਵਿਅਕਤੀਗਤ ਤੱਤਾਂ ਜਿਵੇਂ ਨਿ neਨ, ਮੈਗਨੀਸ਼ੀਅਮ, ਸਿਲੀਕਾਨ, ਸਲਫਰ, ਅਤੇ ਆਇਰਨ ਦੇ ਨਿleਕਲੀਅਸ ਦੇ ਆਈਸੋਟੋਪਿਕ ਰਚਨਾਵਾਂ ਸਬੰਧਤ ਹੋ ਸਕਦੀਆਂ ਹਨ. - ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਅੰਦਰ ਚੁੰਬਕੀ ਕੈਦ ਲਈ 1017 ਈਵੀ ਦੇ ਨੇੜੇ ਅਤੇ withਰਜਾ ਵਾਲੀਆਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੀਆਂ ਰਚਨਾਵਾਂ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਮਹੱਤਵਪੂਰਨ ਅੰਤਰ ਦਾ ਸੰਕਲਪ ਇਸ ਕਲਪਨਾ ਨੂੰ ਸਮਰਥਨ ਦੇਵੇਗਾ ਕਿ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ energyਰਜਾ ਦੀਆਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦਾ ਵੱਖਰਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਸ਼ਾਇਦ ਵਾਧੂ- ਗਲੈਕਟੀਕਲ , ਮੂਲ. ਐਮ ਈ ਏਡ ਤੋਂ ਵੱਧ ਐਂਟੀਮੈਟਰ ਦੇ ਕਿਸੇ ਵੀ ਨਿ nucਕਲੀਅਸ ਦਾ ਪਤਾ ਲਾਉਣਾ ਐਂਟੀਮੈਟਰ ਦੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਹੋਂਦ ਲਈ ਨਿਰੰਤਰ ਪ੍ਰਮਾਣ ਹੋਵੇਗਾ ਅਤੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੀ ਸ਼ੁਰੂਆਤ ਅਤੇ ਬੁਨਿਆਦੀ ਤਾਕਤਾਂ ਦੀ ਪ੍ਰਕਿਰਤੀ ਲਈ ਡੂੰਘੇ ਪ੍ਰਭਾਵ ਪਾਏਗਾ.

57 ਸੋਲਰ ਫਲੇਅਰਸ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿ ਚੁੰਬਕ ਚੱਕਰ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੇ ਅੰਦਰ ਘੱਟ-energyਰਜਾ ਵਾਲੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੇ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਪਰਿਵਰਤਨਸ਼ੀਲ ਪ੍ਰਵਾਹ ਦੇ ਸਰੋਤ ਹਨ. ਉਹਨਾਂ ਦੇ ਮੁalਲੇ ਅਤੇ ਆਈਸੋਟੋਪਿਕ ਭਰਪੂਰਤਾ ਦੇ ਮਾਪ ਸਾਡੇ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਵਿਚਲੇ ਹੋਰ ਸਰੀਰਾਂ ਵਿਚ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੀ ਬਣਤਰ ਅਤੇ ਪ੍ਰਵੇਸ਼ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਦੀ ਪ੍ਰਕਿਰਤੀ ਬਾਰੇ ਸਿੱਧੀ ਜਾਣਕਾਰੀ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਇਲੈਕਟ੍ਰਿਕ ਫੀਲਡਾਂ ਦੁਆਰਾ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰਾਂ ਨੂੰ ਬਦਲਣ ਨਾਲ ਚਾਰਜ ਕੀਤੇ ਕਣਾਂ ਨੂੰ ਤੇਜ਼ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਬਾਅਦ ਵਿਚ ਪਲਾਜ਼ਮਾ ਜਾਂ ਹੋਰ ਚਾਲਕਾਂ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਘੁੰਮਾਉਣ ਵਾਲੇ ਤਾਰੇ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿ, ਦੀਆਂ ਸਮੂਹਿਕ ਚਾਲਾਂ ਕਾਰਨ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਜਿਸ ਵਿਚ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਦੇ ਮੌਜੂਦਾ ਸਰੋਤ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਪੈਦਾ ਕਰਨ ਲਈ ਇਸ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆ ਲਈ ਓਏ ਲੋੜੀਂਦੀ ਅਵਸਥਾ ਵਿਚ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਇਸ ਦੀ ਘਣਤਾ ਪ੍ਰਵੇਗ ਦੇ ਖੇਤਰ ਵਿੱਚ ਪਲਾਜ਼ਮਾ ਕਾਫ਼ੀ ਘੱਟ ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ ਤਾਂ ਜੋ ਕਣ ਪ੍ਰੇਰਿਤ ਬਿਜਲੀ ਖੇਤਰ ਤੋਂ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ gainਰਜਾ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰ ਸਕਣ ਨਾਲੋਂ ਕਿ ਉਹ ਇਸਨੂੰ ਟੱਕਰਾਂ ਵਿੱਚ ਗੁਆ ਦੇਣ. ਇਹ ਸਥਿਤੀ ਸਪੱਸ਼ਟ ਤੌਰ ਤੇ ਸਾਰੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ ਵੱਖ ਵੱਖ ਸਥਿਤੀਆਂ ਵਿਚ ਵਾਪਰਦੀ ਹੈ. ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਵਿਚਾਰੇ ਗਏ ਕੇਸ ਇਕ ਫਟਣ ਵਾਲੀਆਂ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਬਕੀਆ ਅਤੇ ਇੰਟਰਸੈਲਰ ਸਦਮਾ ਵੇਵ ਦੀਆਂ ਬਾਹਰੀ ਪਰਤਾਂ ਹਨ. ਪ੍ਰਵੇਗ ਵਿਧੀ ਬਾਰੇ ਜਾਣਕਾਰੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੇ ਵਿਅਕਤੀਗਤ ਹਿੱਸਿਆਂ ਦੇ spectਰਜਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਦੇ ਮਾਪ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ. ਖਾਸ ਤੌਰ 'ਤੇ ਮਹੱਤਵਪੂਰਨ ਹੈ ਕਿ 1011 ਈਵੀ / ਨਿ nucਕਲੀਓਨ ਤੋਂ ਉਪਰ ਦੀ ਸ਼੍ਰੇਣੀ ਜਿਸ ਵਿਚ ਧਰਤੀ' ਤੇ ਦੇਖਿਆ ਗਿਆ ਤਾਰ ਤੌਂ ਸੂਰਜੀ ਹਵਾ ਦੇ ਪ੍ਰਭਾਵਾਂ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਸੰਸਾਯੋਗ ਤੌਰ ਤੇ ਵਿਗਾੜਿਆ ਨਹੀਂ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਸਪਸ਼ਟ ਤੌਰ 'ਤੇ ਵਿਆਪਕ ਤੌਰ' ਤੇ ਅੰਤਰਦੇਸ਼ੀ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੇ ਆਪਸੀ ਤਾਲਮੇਲ ਦੁਆਰਾ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਬਦਲੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ. ਆਈਸੋਟੋਪਿਕ ਰਚਨਾ ਦੇ ਮਾਪ ਤੋਂ ਵਧੇਰੇ ਖ਼ਾਸ ਜਾਣਕਾਰੀ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ. ਉਦਾਹਰਣ ਦੇ ਲਈ, ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਨਿ nucਕਲੀਅਸ ਦੇ ਨਿleਕਲੀਓਸਿੰਥੇਸਿਸ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਰੀਲੇਟਿਵਵਾਦੀ giesਰਜਾ ਦੇ ਪ੍ਰਵੇਗ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰਲਾ ਸਮਾਂ ਕੇ-ਇਲੈਕਟ੍ਰੋਨ ਕੈਪਚਰ ਦੁਆਰਾ ਖ਼ਰਾਬ ਹੋਣ ਵਾਲੇ ਰੇਡੀਓ ਐਕਟਿਵ ਨਿ nucਕਲਾਈਡਾਂ ਦੀ ਭਰਪੂਰ ਮਾਤਰਾ ਤੋਂ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕੀਤਾ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਸਿਰਫ ਉਹ ਨਿ nucਕਲਾਈਡਸ ਮੌਜੂਦ ਹਨ ਜੋ ਕਿ ਕੁਚਲਣ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਕੇ-ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਾਂ ਨੂੰ ਕਲੋਮ ਟੱਕਰਾਂ ਦੁਆਰਾ ਤੇਜ਼ ਕਰ ਦਿੱਤਾ ਗਿਆ ਸੀ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਖੋਰਾ ਲਗਾਉਣ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਹੀ ਖੋਹ ਲਿਆ ਗਿਆ ਸੀ. ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਦੇ ਨਾਲ, ਜੋ ਉਹਨਾਂ ਦੀਆਂ ਚਾਲਾਂ ਨੂੰ ਨਿਯੰਤਰਿਤ ਕਰਦੀਆਂ ਹਨ, ਅਤੇ ਸਟਾਰਲਾਈਟ ਅਤੇ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਦੀ ਪਿੱਠਭੂਮੀ ਦੇ ਫੋਟੌਨਾਂ ਨਾਲ ਗੱਲਬਾਤ ਕਰਦੀਆਂ ਹਨ. ਗਲੈਕਸੀ ਤੋਂ ਬਚਣ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਇਸ ਮਾਮਲੇ ਦੀ thickਸਤਨ ਮੋਟਾਈ, ਜਾਂ ਮਾਰਗ-ਦਰਸ਼ਨ, ਇਹਨਾਂ ਪਰਸਪਰ ਕ੍ਰਿਆਵਾਂ ਵਿਚ ਪੈਦਾ ਹੋਈ ਸੈਕੰਡਰੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰੀ ਬਹੁਤਾਤ ਦੇ ਮਾਪ ਦੁਆਰਾ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਇੰਟਰਸਟਰਲਰ ਨਾਲ ਟਕਰਾਉਣ ਵਿਚ ਭਾਰੀ ਨਿ nucਕਲੀ ਦੇ ਟੁਕੜੇ ਦੁਆਰਾ ਪੈਦਾ ਨਿ nucਕਲੀ ਮਾਮਲਾ. ਜੇ ਕੋਈ containਸਤਨ ਸਮਰੱਥਾ ਦਾ ਸਮਾਂ ਵੀ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਉਦਾਹਰਣ ਲਈ ਵੱਖੋ ਵੱਖਰੇ ਰੇਡੀਓ ਐਕਟਿਵ ਆਈਸੋਟੋਪਾਂ ਦੀ ਭਰਪੂਰਤਾ ਦੇ ਮਾਪ ਦੁਆਰਾ,

58 ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੁਆਰਾ ਭਰੇ ਖੇਤਰਾਂ ਵਿਚ ਇਸ ਮਾਮਲੇ ਦੀ dਸਤਨ ਘਣਤਾ ਲੱਭੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ. 1013 ਈਵੀ ਤੋਂ ਉੱਪਰ ਦੀਆਂ giesਰਜਾਾਂ ਵਾਲਾ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰੌਨਸ, ਗੈਲੈਕਟਿਕ ਡਿਸਕ ਵਿਚ ਚੁੰਬਕੀ-ਫੀਲਡ ਲਾਈਨਾਂ ਦੇ ਨਾਲ ਘੁੰਮਦੇ ਹਨ, ਸਮਕ੍ਰੋਟ੍ਰੋਨ ਨਿਕਾਸ ਅਤੇ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਬੈਕਗ੍ਰਾਉਂਡ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਦੇ ਨਾਲ ਉਲਟ ਕੰਪਿ inਟਰਨ ਦੇ ਖਿੰਡੇ ਹੋਣ ਕਾਰਨ ਆਪਣੀ ਬਹੁਤੀ arsਰਜਾ ਕੁਝ ਸੌ ਪਾਰਸੈਕਸ ਵਿਚ ਗੁਆ ਦਿੰਦੇ ਹਨ. ਇਸ ਪ੍ਰਕਾਰ ਇਸ energyਰਜਾ ਸੀਮਾ ਵਿੱਚ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਾਂ ਦੇ spectਰਜਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੀ ਸ਼ਕਲ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਾਂ ਦੇ ਸਰੋਤਾਂ ਦੀ ਦੂਰੀ ਵਿੱਚ ਵੰਡ ਦਾ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲ ਸੰਕੇਤਕ ਹੈ. ਸਿਮਿਓਰ ਵਿਚਾਰਾਂ ਨੂੰ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਦੀ ਪਿੱਠਭੂਮੀ ਦੇ ਫੋਟੌਨਾਂ ਨਾਲ ਟਕਰਾਅ ਦੁਆਰਾ ਫੋਟੋਡੀਸਿੰਟੇਗ੍ਰੇਸ਼ਨ ਲਈ ਥ੍ਰੈਸ਼ੋਲਡ ਦੇ ਉੱਪਰ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਨਿ nucਕਲੀ ਦੇ spectਰਜਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ 'ਤੇ ਲਾਗੂ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਮੀਟਰ ਥ੍ਰੈਸ਼ਹੋਲਡ 1019 ਈਵੀ ਦੇ ਨੇੜੇ ਹੈ. ਜਦੋਂ ਕਿ ਇਸ ਤੀਹਰੇ ਤੋਂ ਉੱਪਰ ਦੀਆਂ giesਰਜਾਾਂ ਦੇ ਨਾਲ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ-ਰੇ ਨਿ nucਕਲੀਅਸ ਲਗਭਗ ਨਿਸ਼ਚਤ ਤੌਰ ਤੇ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਬਾਹਰ ਉਤਪੰਨ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਪਰ ਉਹਨਾਂ ਦਾ ਅਸਲ ਮੁ pathਲਾ ਰਸਤਾ ਫੋਕਸੋਇੰਟੇਗ੍ਰੇਸ਼ਨ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਹੱਬਲ ਦੀ ਦੂਰੀ ਦੇ ਨਾਲ ਛੋਟਾ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਤਾਂ ਜੋ ਉਹਨਾਂ ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੀ ਸ਼ਕਲ ਨੂੰ ਉਹਨਾਂ ਦੀ ਸਥਾਨਕ ਵੰਡ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਭਾਵਤ ਕੀਤਾ ਜਾਏ. ਸਰੋਤ. ਅੰਦਰੂਨੀ ਪਦਾਰਥ ਨੂੰ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੁਆਰਾ ionized ਅਤੇ ਗਰਮ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਜੋ ਕਿ ਕਲੋਮਬ ਟੱਕਰਾਂ ਦੁਆਰਾ energyਰਜਾ ਗੁਆ ਦਿੰਦੀ ਹੈ. ਅਣੂ ਦੇ ਬੱਦਲ ਦੇ ਵਿਕਾਸ ਅਤੇ ਤਾਰੇ ਦੇ ਗਠਨ 'ਤੇ ਇਸ ਦੇ ਮਹੱਤਵਪੂਰਨ ਪ੍ਰਭਾਵ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹਨ. ਇਸ ਪ੍ਰਭਾਵ ਦੀ ਮਹੱਤਤਾ ਬਹੁਤ ਘੱਟ energyਰਜਾ 'ਤੇ ਗਲੈਸਟਿਕ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੇ ਪ੍ਰਵਾਹ' ਤੇ ਅਲੋਚਨਾਤਮਕ ਤੌਰ 'ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦੀ ਹੈ. ਇਹ ਪ੍ਰਵਾਹ ਅਜੇ ਵੀ ਅਣਜਾਣ ਹੈ, ਕਿਉਂਕਿ ਘੱਟ energyਰਜਾ ਵਾਲੀਆਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਸੂਰਜੀ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਦੁਆਰਾ ਸੂਰਜੀ ਹਵਾ ਦੇ ਨਾਲ ਬਾਹਰ ਵੱਲ ਵਧਦੀਆਂ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ. ਸਿੱਧੀ ਮਾਪ ਸਿਰਫ ਡੂੰਘੀ ਪੁਲਾਂਘ ਦੁਆਰਾ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ ਜੋ ਸੂਰਜੀ ਖੱਡੇ ਨੂੰ ਛੱਡਦੀ ਹੈ. B. 1970 ਅਤੇ # 039s ਦੇ ਦੌਰਾਨ ਤਰੱਕੀ 1. ਸਾਧਨ ਅਤੇ ਵਾਹਨ. 1970 ਦੇ ਦਹਾਕੇ ਦੇ ਦੌਰਾਨ ਗੁਬਾਰੇ ਦੇ ਪ੍ਰਯੋਗ ਪ੍ਰਮਾਣੂ ਅਤੇ 1 ਜੀਵੀ ਪ੍ਰਤੀ ਨਿ nucਕਲੀਓਨ ਤੋਂ ਉਪਰ ਦੀਆਂ atਰਜਾਾਂ ਵਿੱਚ ਗਲੈਕਟੀਕਲ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੀ ਬਣਤਰ ਅਤੇ spectਰਜਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਬਾਰੇ ਨਵੀਂ ਜਾਣਕਾਰੀ ਦਾ ਪ੍ਰਮੁੱਖ ਅਤੇ ਲਗਭਗ ਨਿਵੇਕਲਾ ਸਰੋਤ ਸਨ. ਧਰਤੀ ਅਤੇ # 039 ਦੇ ਮਾਹੌਲ ਵਿਚ ਘੱਟ giesਰਜਾ ਸਮਾਈ ਅਤੇ ਸੈਕੰਡਰੀ ਦਾ ਉਤਪਾਦਨ ਕਰਨ ਨਾਲ ਗੁਬਾਰੇ ਦੇ ਨਿਰੀਖਣ ਦੀ ਉਪਯੋਗਤਾ ਨੂੰ ਸੀਮਤ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਪੁਲਾੜੀ ਤਜਰਬਿਆਂ ਨੇ ਪੁਲਾੜ ਵਾਹਨਾਂ ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਦੇ ਨਿਰੀਖਣ ਲਈ ਉਪਕਰਣ ਦੇ ਵਿਕਾਸ ਵਿਚ ਵੀ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਭੂਮਿਕਾ ਨਿਭਾਈ. ਇਸ ਸਬੰਧ ਵਿਚ ਗੁਬਾਰੇ ਵਾਹਨਾਂ ਦੀ ਸਮਰੱਥਾ ਵਧਾਉਣ ਵਿਚ ਕਾਫ਼ੀ ਤਰੱਕੀ ਕੀਤੀ ਗਈ

ਭਰੋਸੇਯੋਗਤਾ ਅਤੇ # 039 ਲੋਡ, ਅਤੇ ਮਿਆਦ ਅਤੇ 59 ਸਹਾਇਤਾ ਸਹੂਲਤਾਂ ਅਤੇ ਡਾਟਾ ਰਿਕਵਰੀ ਦੀ ਗੁਣਵੱਤਾ ਵਿੱਚ ਸੁਧਾਰ ਲਈ. ਸਧਾਰਣ ਉਡਾਣਾਂ ਵਿੱਚ 1 ਕਿਲੋ ਦਿਨ ਤੋਂ 40 ਕਿਲੋਮੀਟਰ ਤੋਂ ਉਪਰ ਦੀ ਉਚਾਈ ਤੇ 1000 ਜਾਂ 2000 ਕਿਲੋ ਭਾਰ ਪੈ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਪੁਲਾੜ ਪ੍ਰਯੋਗਾਂ ਨੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਮਾਪਾਂ ਦੀ ਸੀਮਾ ਨੂੰ ਘੱਟ giesਰਜਾ ਤੱਕ ਵਧਾ ਦਿੱਤਾ ਹੈ ਅਤੇ ਸਿਰਫ ਇਕ ਅੰਕੜੇ ਗਿਣਨ ਨਾਲ ਹੀ ਸੀਮਤ ਹੋਣ ਵਾਲੇ ਅੰਕੜਿਆਂ ਨੂੰ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕੀਤਾ ਹੈ. ਇੰਟਰਪਲੇਨੇਟਰੀ ਮਾਨੀਟਰਿੰਗ ਪਲੇਟਫਾਰਮ (ਆਈ.ਐੱਮ.ਪੀ.) -5, -6, -7, ਅਤੇ -8, itingਰਬਿਟ ਜੀਓਫਿਜਿਕਲ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ (ਓ.ਜੀ.ਓ.) -5 ਅਤੇ -6 ਅਤੇ ਅੰਤਰਰਾਸ਼ਟਰੀ ਸੂਰਜ ਧਰਤੀ ਐਕਸਪਲੋਰਰ (ਆਈਐਸਈਈ) -1 ਅਤੇ -3 ਧਰਤੀ ਦੇ ਬਾਹਰ ਲਿਜਾਏ ਯੰਤਰ ਅਤੇ # 039s ਐਗਲੀਮੈਂਟਿਕ ਅਤੇ ਆਈਸੋਟੋਪਿਕ ਰਚਨਾ ਅਤੇ ਗੈਲੈਕਟਿਕ ਅਤੇ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੇ ਸਰੋਤਾਂ ਤੋਂ ਘੱਟ energyਰਜਾ (ਈ 109 ਈਵੀ / ਨਿ nucਕਲੀਅਨ ਤੋਂ ਘੱਟ) ਦੀ spectਰਜਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਲਈ ਮੈਗਨੇਟੋਸਪੀਅਰ. ਸੂਰਜੀ ਉਪਗ੍ਰਹਿਾਂ ਅਤੇ ਡੂੰਘੀ ਪੁਲਾਂਘਾਂ ਦੀਆਂ ਖੋਜਾਂ, ਜਿਸ ਵਿਚ ਪਾਇਨੀਅਰ -10 ਅਤੇ -11, ਮਰੀਨਰ -10, ਹੈਲੀਓਸ -1 ਅਤੇ -2 ਅਤੇ ਵੋਏਜ਼ਰ -1 ਅਤੇ -2 ਸ਼ਾਮਲ ਹਨ, ਨੇ ਵਿਸ਼ਾਲ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੀਆਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੀ ਰਚਨਾ ਅਤੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਨੂੰ ਮਾਪਿਆ. ਹੇਲੀਓਸੈਂਟ੍ਰਿਕ ਦੂਰੀਆਂ ਅਤੇ ਕੁੰਜੀ ਅਬਾਦੀ ਅਤੇ ਪ੍ਰਵੇਸ਼ ਦੇ ਵਰਤਾਰੇ ਦਾ ਜਾਗ੍ਰਿਤੀ ਅਤੇ ਸ਼ਨੀ ਦੇ ਚੁੰਬਕ ਖੇਤਰਾਂ ਵਿਚ ਜਾਇਜ਼ਾ ਲਿਆ. ਦਹਾਕੇ ਦੀ ਸ਼ੁਰੂਆਤ ਵਿਚ ਸਕਾਈਲੈਬ ਨੇ ਦੁਰਲੱਭ ਅਲਟਰਾਹੀਵੀ ਨਿ nucਕਲੀ ਦੀ ਰਚਨਾ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਲਈ ਧਰਤੀ ਦੀ ਪਰਿਕ੍ਰਿਆ ਵਿਚ ਪਲਾਸਟਿਕ ਟਰੈਕ ਡਿਟੈਕਟਰ ਲਏ. ਦਹਾਕੇ ਦੇ ਅਖੀਰ ਵਿਚ, ਹਾਈ ਐਨਰਜੀ ਐਸਟ੍ਰੋਨੋਮਿਕਲ ਅਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀਜ਼, ਹੈਡ -3, ਦਾ ਤੀਸਰਾ ਵਿਸ਼ਾਲ ਯੰਤਰਾਂ ਨਾਲ ਲਾਂਚ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਤਾਂ ਕਿ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਨਿ nucਕਲੀ ਦੀ ਲੋੜੀਂਦੀ ਆਇਸੋਟੋਪਿਕ ਰਚਨਾ ਅਤੇ ਲੋਹੇ ਤੋਂ ਪਰੇ ਤੱਤ ਦੀ ਰਚਨਾ ਨੂੰ ਮਾਪਿਆ ਜਾ ਸਕੇ. ਸਿਮਟਲ ਮਾਪ ਬ੍ਰਿਟਿਸ਼ ਐਕਸਪਲੋਰਰ-ਕਲਾਸ ਦੇ ਉਪਗ੍ਰਹਿ, ਏਰੀਅਲ VI ਨਾਲ ਸ਼ੁਰੂ ਕੀਤੇ ਗਏ ਸਨ. 17ਰਜਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ, ਪਹੁੰਚਣ ਵਾਲੀਆਂ ਦਿਸ਼ਾਵਾਂ ਅਤੇ 1017 ਈਵੀ ਤੋਂ ਉਪਰ ਦੇ ਖੇਤਰ ਵਿਚ ਬਹੁਤ ਹੀ ਦੁਰਲੱਭ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੀ ਰਚਨਾ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਲਈ ਜ਼ਮੀਨ ਤੇ ਵੱਡੇ ਹਵਾ-ਸ਼ਾਵਰ ਡਿਟੈਕਟਰ ਚਲਾਏ ਗਏ ਸਨ ਜਿੱਥੇ ਗੈਲੈਕਟਿਕ ਤੋਂ ਅਸਧਾਰਣ ਸਰੋਤਾਂ ਵਿਚ ਤਬਦੀਲੀ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ. ਅਤਿਅੰਤ ਉੱਚ-energyਰਜਾ ਵਾਲੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੇ ਮਾਪਣ ਲਈ ਨਾਵਲ ਪਹੁੰਚਾਂ ਨੂੰ & quotFly & # 039s ਆਈ ਅਤੇ ਕੋਟ ਡਿਟੈਕਟਰ ਦੇ ਵਿਕਾਸ ਵਿਚ ਲਿਆ ਗਿਆ ਸੀ, ਜੋ ਵਾਯੂਮੰਡਲ ਵਿਚ ਇਕ ਹਵਾ ਦੇ ਸ਼ਾਵਰ ਦੇ ਰਸਤੇ ਦੇ ਨਾਲ ਨਿਕਲਦੀ ਫਲੋਰੋਸੈਂਟ ਰੋਸ਼ਨੀ ਨੂੰ ਰਿਕਾਰਡ ਕਰਨ ਲਈ ਤਿਆਰ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਸੀ, ਅਤੇ ਹੋਮਸਟੈਕ ਮਾਈਨ ਇੰਸਟਾਲੇਸ਼ਨ, ਜੋ ਖੋਜਦਾ ਹੈ. ਵਾਤਾਵਰਣ ਦੇ ਸਿਖਰ ਦੇ ਨੇੜੇ ਹਵਾ ਦੇ ਪਰਮਾਣੂਆਂ ਦੇ ਨਾਲ ਪ੍ਰਾਇਮਰੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਨਿ nucਕਲੀਅਸ ਦੇ ਪਰਸਪਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਦੁਆਰਾ ਤਿਆਰ ਉੱਚ-muਰਜਾ ਦੇ ਮੂਨ.

60 2. ਵਿਗਿਆਨਕ ਪ੍ਰਾਪਤੀਆਂ a. ਐਲੀਮੈਂਟਲ ਰਚਨਾ ਅਤੇ Energyਰਜਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ (ਜ਼ੈੱਡ ਤੋਂ ਲੈ ਕੇ 28 ਤੱਕ): ਲਗਭਗ 10 ਜੀਵੀ / ਨਿ nucਕਲੀਓਨ ਦੀ toਰਜਾ ਲਈ ਐਲੀਮੈਂਟਲ ਬਣਤਰ ਦੀ ਸਹੀ ਮਾਪ ਕੀਤੀ ਗਈ ਹੈ, ਅਤੇ ਲਗਭਗ 100 ਜੀਵੀ / ਨਿ nucਕਲੀਓਨ ਨੂੰ ਖੋਜੀ ਰਚਨਾ ਦੇ ਮਾਪ ਦਿੱਤੇ ਗਏ ਹਨ. ਮੀਸੇ ਮਾਪ ਨੇ ਇਹ ਖੋਜ ਕੀਤੀ ਕਿ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦਾ ਮੁ ofਲਾ ਰਚਨਾ ਸੌਰ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੀ ਸਮਗਰੀ ਨਾਲ ਮਿਲਦਾ ਜੁਲਦਾ ਹੈ. ਦੂਜੇ ਪਾਸੇ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੀਆਂ ਭਰਪੂਰਤਾਵਾਂ ਤੋਂ ਕਈ ਗੁਣਾਂ ਦੇ ਭਟਕੇਪਣ ਲੱਭੇ ਗਏ ਹਨ, ਅਤੇ ਇਹ ਭਟਕਣਾ ਇਨ੍ਹਾਂ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਸਿੱਟੇ ਕੱ toੇ ਹਨ: (i) 1 ਜੀ.ਵੀ. / ਨਿ nucਕਲੀਅਨ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਸੈਕੰਡਰੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੀ ਬਹੁਤਾਤ ਦਾ ਭਾਵ ਅੰਤਰ-ਮੰਡਲ ਵਿਚ ਇਕ pathਸਤ ਰਸਤਾ ਹੈ. ਗਲੈਕਸੀ ਤੋਂ ਬਚਣ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ 7 ਗ੍ਰਾਮ / ਸੈਮੀ. (ii) pathਸਤਨ ਰਸਤਾ ਅਤੇ ਸ਼ਾਇਦ ਰੋਕ ਦਾ ਸਮਾਂ, ਵਧ ਰਹੀ increasingਰਜਾ ਦੇ ਨਾਲ ਘਟਦਾ ਹੈ. ਲਗਭਗ 100 ਜੀ.ਵੀ. / ਨਿ nucਕਲੀਅਨ, pathਸਤ ਰੋਗ ਦੀ ਲੰਬਾਈ l g / cm2 ਜਿੰਨੀ ਛੋਟੀ ਹੋ ​​ਸਕਦੀ ਹੈ, ਇੱਕ ਸਭ ਤੋਂ ਹੈਰਾਨੀਜਨਕ ਨਤੀਜਾ ਜਿਸ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਇਸ ਵੇਲੇ ਤੀਬਰ ਅਧਿਐਨ ਦਾ ਵਿਸ਼ਾ ਹੈ. (iii) ਭਾਰੀ ਤੱਤ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਵਿੱਚ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੇ ਮੁਕਾਬਲੇ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਵਧੇਰੇ ਮਾਤਰਾ ਵਿੱਚ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਸੰਭਵ ਤੌਰ ਤੇ ਵਧੇਰੇ ਅਸਾਨੀ ਨਾਲ ਜਿਸ ਨਾਲ ਤੇਜ਼ ਪ੍ਰਮਾਣੂ ਪ੍ਰਵੇਗ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ionized ਜਾ ਸਕਦੇ ਹਨ. ਲਗਭਗ 10 ਐਮ.ਵੀ. / ਨਿ nucਕਲੀਅਨ ਜਾਂ ਇਸਤੋਂ ਘੱਟ ਦੀ ਬਹੁਤ ਘੱਟ withਰਜਾ ਵਾਲੀਆਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦਾ ਇਕ & ਹਵਾਲਾ ਭਾਗ ਅਤੇ ਹਵਾਲਾ ਕੱ-ਿਆ ਗਿਆ ਹੈ. ਇਸ ਦਾ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਧ ਸੰਭਾਵਤ ਰੂਪ ਇੰਟਰਸੈਲਰਲ ਪਦਾਰਥ ਦੇ ਨਿਰਪੱਖ ਪਰਮਾਣੂ ਹੈ, ਸੂਰਜ ਦੇ ਨੇੜਲੇ ਖੇਤਰ ਵਿੱਚ ਫੋਟੋਆਨਾਈਜ਼ ਕੀਤੇ ਗਏ ਅਤੇ ਸੂਰਜੀ ਪਥਰੀ ਵਿੱਚ ਮੈਗਨੇਟੋਹਾਈਡ੍ਰੋਡਾਇਨਾਮਿਕ ਗੜਬੜੀ ਦੁਆਰਾ ਤੇਜ਼ ਕੀਤੇ ਗਏ. 1012 ਈਵੀ ਤੋਂ ਉਪਰ ਦੀਆਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੀ ਰਚਨਾ ਜ਼ਰੂਰੀ ਤੌਰ ਤੇ ਅਣਜਾਣ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ, specਰਜਾ ਸੰਬੰਧੀ ਵਿਚਾਰਾਂ ਦੇ ਮਾਪਾਂ ਨੂੰ ਲਗਭਗ 1012 ਈਵੀ ਤੱਕ ਵਧਾ ਦਿੱਤਾ ਗਿਆ ਹੈ. 3 ਐਕਸ 10 ਈਵੀ ਤੋਂ ਉੱਪਰ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਡਿਗਣਾ ਸ਼ੁਰੂ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਸੰਭਵ ਤੌਰ 'ਤੇ ਗਲੈਕਸੀ ਤੋਂ ਲੀਕ ਹੋਣ ਦੀ ਉੱਚ ਦਰ ਦੇ ਕਾਰਨ. 1019 ਈਵੀ ਤੋਂ ਉੱਪਰ ਇਹ ਰੁਝਾਨ ਉਲਟ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਪਹੁੰਚਣ ਦੀ ਦਿਸ਼ਾ ਦੀ ਵੰਡ ਵਿਚ ਇਕ ਛੋਟੀ ਜਿਹੀ ਪਰ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਐਨੀਸੋਟਰੋਪੀ ਸਪੱਸ਼ਟ ਤੌਰ ਤੇ ਮੌਜੂਦ ਹੈ. ਇਹ ਸੰਭਾਵਨਾ ਹੈ ਕਿ 1019 ਤੋਂ ਉੱਪਰਲੇ ਕਣਾਂ ਦੀ ਸ਼ੁਰੂਆਤ ਵਾਧੂ ਗੈਲੇਕਟਿਕ ਹੈ, ਪਰ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਸਰੋਤਾਂ ਦੀ ਪ੍ਰਕਿਰਤੀ ਅਤੇ ਸਥਾਨ ਅਣਜਾਣ ਹਨ. ਬੀ. ਜ਼ੈਡ ਗ੍ਰੇਟਰ 28 ਤੋਂ ਵੱਧ ਦੇ ਨਾਲ ਅਲਟਰਾਹੇਵੀ ਨਿucਕਲੀ 1979 ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਬਹੁਤ ਹੀ ਸੀਮਤ ਡੇਟਾ ਬਹੁਤ ਹੀ ਘੱਟ ਦੁਰਲੱਭ ਅਲਟਰਾਹੀਵੀ ਨਿ nucਕਲੀ ਤੇ ਉਪਲਬਧ ਸਨ. ਹੈਡ -3 ਅਤੇ ਏਰੀਅਲ VI ਦੀ ਸ਼ੁਰੂਆਤ ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਸਥਿਤੀ ਬਦਲ ਗਈ. ਵਿਚ-

ਇਨ੍ਹਾਂ ਪੁਲਾੜ ਯਾਨਾਂ ਵਿਚ ਸਵਾਰ 61 ਸਟਰੂਮੈਂਟਸ ਪਹਿਲੀ ਵਾਰ ਐਕਟਿਨਾਈਡ ਤੱਤਾਂ ਦੇ ਪ੍ਰਮਾਣੂ ਦੋਸ਼ਾਂ ਵਾਲੇ ਵਧੇਰੇ ਤੱਤ ਨੂੰ ਹੱਲ ਕਰਨ ਦੇ ਯੋਗ ਸਨ. ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਅੰਕੜੇ ਨਿਸ਼ਚਤ ਤੌਰ ਤੇ ਇਹ ਸਥਾਪਿਤ ਕਰਨ ਲਈ ਕਾਫ਼ੀ ਨਹੀਂ ਸਨ ਕਿ ਕੀ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਸਮੱਗਰੀ ਦੀ ਉਮੀਦ ਅਨੁਸਾਰ ਪਲੇਟਿਨ ਅਤੇ ਐਕਟਿਨਾਈਡਜ਼ ਵਰਗੇ ਭਾਰੀ ਪ੍ਰਤੀਕਰਮ ਦੇ ਤੱਤ ਮੌਜੂਦ ਹਨ. ਹੇਠਲੇ ਪ੍ਰਮਾਣੂ ਖਰਚਿਆਂ ਦੇ ਖੇਤਰ ਵਿੱਚ (Z ਤੱਕ 40) ਮੁroਲੇ ਰਚਨਾ ਪ੍ਰਤਿਸ਼ਟਾਚਾਰ ਨਿleਕਲੀਓ- ਸੰਸਲੇਸ਼ਣ ਦੇ ਉਤਪਾਦਾਂ ਉੱਤੇ ਸਪੱਸ਼ਟ ਤੌਰ ਤੇ ਹਾਵੀ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦੀ, ਅਤੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਅਤੇ ਸੂਰਜੀ-ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੀ ਬਹੁਤਾਤ ਦੇ ਅੰਤਰ ਫਰਕ ਦੇ ਲਗਭਗ ਪਹਿਲੇ ਦੀਆਂ ਕਦਰਾਂ ਕੀਮਤਾਂ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦਾ ਹੈ. ionization ਸਮਰੱਥਾ. ਸੀ. ਆਈਸੋਟੋਪਿਕ ਰਚਨਾ ਘੱਟ-energyਰਜਾ ਵਾਲੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੀ ਤਾਜ਼ਾ ਜਾਂਚ ਨੇ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਤੋਂ ਆਇਰਨ ਤੱਕ ਦੇ ਤੱਤਾਂ ਦੇ ਵਿਅਕਤੀਗਤ ਆਈਸੋਟੋਪਾਂ ਦਾ ਹੱਲ ਕੀਤਾ ਹੈ ਅਤੇ ਅਜਿਹੀ ਜਾਣਕਾਰੀ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕੀਤੀ ਹੈ ਜੋ ਇਕੱਲੇ ਤੱਤ ਦੀ ਬਹੁਤਾਤ ਦੇ ਮਾਪ ਤੋਂ ਨਹੀਂ ਲਈ ਜਾ ਸਕਦੀ. ਉਦਾਹਰਣ ਦੇ ਲਈ, ਨੀਯਨ, ਮੈਗਨੀਸ਼ੀਅਮ ਅਤੇ ਸਿਲੀਕਾਨ ਦੇ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਨਾਲ ਭਰੇ ਆਈਸੋਟੋਪਸ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੀ ਸਮਗਰੀ ਦੀ ਤੁਲਨਾ ਵਿਚ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਜ਼ਿਆਦਾ ਹਨ. ਇਹ ਸਪੱਸ਼ਟ ਪ੍ਰਮਾਣ ਹੈ ਕਿ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਕਿਰਨ ਪਦਾਰਥ ਦਾ ਇੱਕ ਨਿ nucਕਲੀਓਸੈਂਟੈਟਿਕ ਇਤਿਹਾਸ ਹੈ ਜੋ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੀ ਸਮਗਰੀ ਨਾਲੋਂ ਵੱਖਰਾ ਹੈ. ਇਕ ਹੋਰ ਉਦਾਹਰਣ ਹੈ ਕਿ ਰੇਡੀਓ ਐਕਟਿਵ ਆਈਸੋਟੋਪ 1 ਓ ਬੀ (ਅੱਧ-ਜੀਵਨ = 1-5 ਐਕਸ 106 ਸਾਲ) ਦੇ 200 ਮੀ.ਵੀ. / ਨਿ nucਕਲੀਅਨ ਦੇ ਆਲੇ-ਦੁਆਲੇ ਦੀ ਘੱਟ ਬਹੁਤਾਤ, ਜਿਸ ਤੋਂ ਇਹ ਸੰਕੇਤ ਮਿਲਦਾ ਹੈ ਕਿ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਕਿਰਨ ਦਾ ਸਮਾਂ ਲਗਭਗ 10 ਸਾਲ ਹੈ, ਜੋ ਪਹਿਲਾਂ ਮੰਨਿਆ ਗਿਆ ਸੀ ਨਾਲੋਂ ਬਹੁਤ ਲੰਮਾ ਹੈ. ਇਹ ਅਤੇ ਜਾਣੀ ਜਾਂਦੀ averageਸਤ ਪੈਥਲੈਂਥਥਿਟੀ ਤੋਂ ਇਹ ਸੰਕੇਤ ਮਿਲਦਾ ਹੈ ਕਿ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਇੰਟਰਸੈਲਟਰਲ ਸਪੇਸ ਦੇ ਘੱਟ ਘਣਤਾ ਵਾਲੇ ਖੇਤਰਾਂ (ਲਗਭਗ 0.2 ਐਟਮ / ਸੈਮੀ .3 ਦੇ ਨਾਲ) ਜਾਂ ਸ਼ਾਇਦ ਗੈਲੈਕਟਿਕ ਹੈਲੋ ਵਿੱਚ ਸੀਮਤ ਹਨ. ਡੀ. ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰੌਨ ਅਤੇ ਪੋਜ਼ੀਟ੍ਰੋਨ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਾਂ ਅਤੇ ਪੋਸੀਟ੍ਰੋਨਸ ਦੇ ਨਿਰੀਖਣ ਹੇਠ ਦਿੱਤੇ ਸਿੱਟੇ ਕੱ .ਦੇ ਹਨ: (i) ਲਗਭਗ 30 ਜੀਵੀ ਤੋਂ ਉਪਰਲੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਾਂ ਦਾ spectਰਜਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਸਾਰੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਨਿ nucਕਲੀਅਸ ਨਾਲੋਂ ਵਧੇਰੇ ਖੜ੍ਹਾ ਹੈ. ਇਸ ਪ੍ਰਭਾਵ ਨੂੰ ਕਾਮਪਟਨ- ਅਤੇ ਇੰਟਰਸੈਲਰ ਸਪੇਸ ਵਿੱਚ ਸਿੰਕਰੋਟ੍ਰੋਨ-energyਰਜਾ ਦੇ ਨੁਕਸਾਨ ਦੇ ਪ੍ਰਭਾਵ ਨੂੰ ਸਮਰਪਿਤ ਕਰਦੇ ਹੋਏ, ਇੱਕ ਨੂੰ ਗਲੈਕਸੀ ਵਿੱਚ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਾਂ ਦੇ ਕੰਟੇਨਟ ਟਾਈਮ ਨੂੰ 107 ਸਾਲਾਂ ਦੇ ਕ੍ਰਮ ਦਾ ਪਾਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਦੇ ਸਮਝੌਤੇ ਦੇ ਸਮੇਂ ਦੇ ਨਾਲ ਚੰਗੇ ਸਮਝੌਤੇ ਵਿੱਚ. ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਨਿ nucਕਲੀ 1OB ਦੇ ਮਾਪ ਤੋਂ ਲਿਆ ਗਿਆ ਹੈ. (ii) -30ਰਜਾ ਸੀਮਾ 1-30 ਜੀਵੀ ਵਿੱਚ, ਪੋਜੀਟਰੋਨ ਦੀ ਤੀਬਰਤਾ ਨਕਾਰਾਤਮਕ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਾਂ ਨਾਲੋਂ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਹੁੰਦੀ ਹੈ. ਕਿਉਂਕਿ ਪੋਜੀਟ੍ਰੋਨਸ ਅਤੇ ਨਕਾਰਾਤਮਕ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਸ ਉੱਚ-interਰਜਾ ਦੇ ਅੰਤਰ- ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਲਗਭਗ ਬਰਾਬਰ ਗਿਣਤੀ ਵਿੱਚ ਤਿਆਰ ਹੁੰਦੇ ਹਨ.

ਅੰਤਰਸੰਗੀ ਪਦਾਰਥ ਦੇ ਨਾਲ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਨਿ nucਕਲੀਅਸ ਦੀਆਂ 62 ਕਿਰਿਆਵਾਂ, ਇਹ ਨਿਰੀਖਣ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਕਿਰਨ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਾਂ ਦਾ ਸਿਰਫ ਇੱਕ ਛੋਟਾ ਜਿਹਾ ਹਿੱਸਾ ਅਜਿਹੀਆਂ ਕਿਰਿਆਵਾਂ ਤੋਂ ਪੈਦਾ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. (iii) ਧਰਤੀ ਦੇ ਨੇੜੇ ਘੱਟ atਰਜਾਾਂ (50 MeV ਤੋਂ ਘੱਟ) 'ਤੇ ਵੇਖੇ ਗਏ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਾਂ ਵਿਚ ਨਾ ਸਿਰਫ ਅੰਤਰ-ਤਾਰ ਅਤੇ ਸੂਰਜੀ ਉਤਪੱਤੀ ਦੇ ਕਣ ਸ਼ਾਮਲ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਬਲਕਿ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ, ਉਹ ਕਣ ਵੀ ਸ਼ਾਮਲ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਜੋ ਜੁਪੀਟਰ ਦੇ ਚੁੰਬਕ ਖੇਤਰ ਵਿਚ ਪੈਦਾ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. 1980 ਅਤੇ # 039 ਦੇ ਵਿਗਿਆਨਕ ਟੀਚੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਖੋਜ ਇਸ ਪੜਾਅ ਤੇ ਪਹੁੰਚ ਗਏ ਹਨ ਜਿਥੇ ਹੁਣ ਨਿਸ਼ਚਤ ਮਾਪਾਂ ਨੂੰ ਬਣਾਉਣਾ ਸੰਭਵ ਹੋ ਗਿਆ ਹੈ ਜੋ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੇ ਮੁੱins ਅਤੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ, ਇੰਟਰਸੈਲਰ ਪਦਾਰਥ ਅਤੇ ਖੇਤਰਾਂ ਦੇ ਆਪਸ ਵਿੱਚ ਆਪਸ ਵਿੱਚ ਮੇਲ ਖਾਂਦਾ ਹੈ. ਹੇਠਾਂ ਦਿੱਤੇ ਨਿਗਰਾਨੀ 1980 ਅਤੇ # 039 ਦੇ ਮੁੱਖ ਟੀਚੇ ਹਨ. 1. ਨਿਕੋਲ ਦੇ ਮਾਧਿਅਮ ਨਾਲ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਤੋਂ ਆਈਸੋਟੋਪਿਕ ਰਚਨਾ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੀ ਬਹੁਤਾਤ ਦੇ ਨਾਲ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਦੇ ਆਈਸੋਟੋਪਾਂ ਦੀ ਭਰਪੂਰ ਜਾਣਕਾਰੀ ਦੀ ਤੁਲਨਾ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਬਣਨ ਵਾਲੀ ਸਮੱਗਰੀ ਦੇ ਨਿleਕਲੀਓਸੈਂਟੈਟਿਕ ਇਤਿਹਾਸ ਦੀ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਜਾਣਕਾਰੀ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰੇਗੀ ਅਤੇ ਤੁਲਨਾ ਕਰਕੇ, ਇਕ ਨਵਾਂ ਪਰਿਪੇਖ ਸੌਰ ਮੰਡਲ ਦੀ ਸ਼ੁਰੂਆਤ. ਨਿonਨ, ਮੈਗਨੀਸ਼ੀਅਮ, ਸਿਲੀਕਾਨ, ਸਲਫਰ, ਆਇਰਨ ਅਤੇ ਨਿਕਲ ਦੇ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਨਾਲ ਭਰੇ ਆਈਸੋਟੋਪਾਂ ਦੀ ਬਹੁਤਾਤ ਖ਼ਾਸ ਤੌਰ 'ਤੇ ਮਹੱਤਵਪੂਰਨ ਹੈ, ਇਹ ਸਾਰੇ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਧਮਾਕੇ ਦੇ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਪੜਾਅ ਦੀਆਂ ਸਥਿਤੀਆਂ ਪ੍ਰਤੀ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲ ਹਨ. ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੀਆਂ ਕਿਰਨਾਂ ਦੇ ਗੈਲੈਕਟਿਕ ਰੋਕ ਦੇ ਸਮੇਂ ਬਾਰੇ ਜਾਣਕਾਰੀ ਰੇਡੀਓ ਐਕਟਿਵ ਆਈਸੋਟੋਪਜ਼ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰੀ ਬਹੁਤਾਤ ਦੇ ਮਾਪ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ. ਇਹ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਹੈ ਕਿ ਵੱਖ ਵੱਖ ਕਿਸਮਾਂ ਦੇ ਆਈਸੋਟੋਪਾਂ ਦੀ ਬਹੁਤਾਤ ਦਾ ਨਿਵੇਸ਼ ਕੀਤਾ ਜਾਵੇ ਤਾਂ ਜੋ ਇਹ ਸੁਨਿਸਚਿਤ ਕੀਤਾ ਜਾ ਸਕੇ ਕਿ ਕੀ ਸਾਰੀਆਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਣਾਂ ਇਕਸਾਰ ਪ੍ਰਸਾਰ ਦੇ ਇਤਿਹਾਸ ਦਾ ਅਨੁਭਵ ਕਰਦੀਆਂ ਹਨ. ਉਪਾਅ ਵਿੱਚ ਲਾਜ਼ਮੀ ਤੌਰ 'ਤੇ ਇੱਕ ਵਿਸ਼ਾਲ coverਰਜਾ ਦਾਇਰਾ ਸ਼ਾਮਲ ਕਰਨਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ ਜੋ ਕਿ ਸੰਬੰਧਤ ਸਮੇਂ ਦੇ ਵਿਸਤਾਰ ਨਾਲ ਸਬੰਧਤ ਹੈ. 2. ਅਲਟਰਾਹੀਵੀ ਨਿucਕਲੀ ਦਾ ਮੁ Compositionਲੀ ਰਚਨਾ Z = 26 ਦੇ ਉੱਪਰ ਪਰਮਾਣੂ ਸੰਖਿਆਵਾਂ ਦੀ ਸੀਮਾ ਵਿੱਚ ਮੁ compositionਲੀ ਰਚਨਾ ਨਿ nucਕਲੀਓਸਿਨ-ਥੀਸਸ ਅਤੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੇ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆ ਦਾ ਸੰਕੇਤ ਦਿੰਦੀ ਹੈ. ਸਹੀ ਅਬੁਨ-ਡਾਂਸ ਮਾਪ ਵਿਅਕਤੀਗਤ ਤੱਤ ਦੇ ਬਣਾਏ ਜਾਣੇ ਚਾਹੀਦੇ ਹਨ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਵਿੱਚ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਅਨੌਖੇ-, ਤੱਤ ਸ਼ਾਮਲ ਹਨ. ਹੋਰ ਵੀ ਕੀਮਤੀ

63 ਜਾਣਕਾਰੀ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਆਈਸੋਟੋਪਿਕ ਬਹੁਤਾਤ ਦੇ ਮਾਪ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ, ਪਰ ਅਜਿਹੀਆਂ ਮਾਪਾਂ ਦੀਆਂ ਤਕਨੀਕੀ ਸਮੱਸਿਆਵਾਂ ਗੰਭੀਰ ਹਨ. ਅਲਟਰਾਹੀਵੀ ਨਿ nucਕਲੀ ਦੇ ਅੰਤਰ-ਸਮੂਹਕ ਸੈਕਿੰਡਰੀ (Z१-ances9 ਅਤੇ-67-7575 ਦੀਆਂ ਸੀਮਾਵਾਂ ਵਿੱਚ ਜ਼ੈੱਡ ਦੇ ਮੁੱਲ) ਦੀ ਅਨੁਸਾਰੀ ਬਹੁਤਾਤ ਸੰਖੇਪ ਮਾਰਗ-ਲੰਬਾਈ ਤੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੀ ਰਸਤਾ ਦੀ ਵੰਡ ਦਾ ਖਾਸ ਤੌਰ ਤੇ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲ ਮਾਪ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਦੀ ਹੈ ਕਿਉਂਕਿ ਉਹਨਾਂ ਦੇ ਆਪਸੀ ਕਿਰਿਆ ਕ੍ਰਾਸ ਭਾਗ ਉਹਨਾਂ ਨਾਲੋਂ ਬਹੁਤ ਵੱਡੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਹਲਕੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੀ. ਰੇਡੀਓ-ਕਿਰਿਆਸ਼ੀਲ ਐਕਟਿਨਾਇਡ ਤੱਤ ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ ਤੇ ਕ੍ਰੋਮੋਮੀਟਰਸ ਵਜੋਂ ਉਹਨਾਂ ਦੇ ਨਿleਕਲੀਓਸਿੰਥੇਸਿਸ ਦੇ ਸਮੇਂ ਦੇ ਬੀਤਣ ਵਾਲੇ ਸਮੇਂ ਦਾ ਅਨੁਮਾਨ ਲਗਾਉਣ ਲਈ ਲਾਭਦਾਇਕ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. 3. ਉੱਚ Enerਰਜਾ 'ਤੇ ਐਲੀਮੈਂਟਲ ਬਣਤਰ ਮੁੱਖ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਭਾਗਾਂ ਦੀ ਬਣਤਰ ਅਤੇ ਵਿਅਕਤੀਗਤ energyਰਜਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਘੱਟੋ ਘੱਟ 104 ਜੀਵੀ / ਨਿ nucਕਲੀਅਨ ਦੀ toਰਜਾ ਤੱਕ ਸਿੱਧੀ ਮਾਪ ਵਿਚ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕੀਤੀ ਜਾਣੀ ਚਾਹੀਦੀ ਹੈ. ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਉੱਪਰ ਦੱਸਿਆ ਗਿਆ ਹੈ, ਇਨ੍ਹਾਂ ਉੱਚ giesਰਜਾਾਂ ਤੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਨਿ nucਕਲੀ ਦੀ pathਸਤਨ ਗਤੀਸ਼ੀਲਤਾ ਸ਼ਾਇਦ 1 ਗ੍ਰਾਮ / ਸੈਮੀ 2 ਤੋਂ ਘੱਟ ਹੈ. ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਇੰਟਰਸੈਲਟਰਲ ਸਪੈਲਲੇਸਨ ਕਾਰਨ ਹੋਣ ਵਾਲੀਆਂ ਭਰਪੂਰ ਤਬਦੀਲੀਆਂ ਲਗਭਗ ਅਣਗੌਲੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਮਾਪਾਂ ਨੂੰ ਪ੍ਰਵੇਗ ਵਾਲੀ ਥਾਂ 'ਤੇ ਐਲੀਮੈਂਟਰੀ ਕੰਪਯੂਸ਼ਨ' ਤੇ ਸਿੱਧੀ ਜਾਣਕਾਰੀ ਮਿਲੇਗੀ. ਇਹ ਮਾਪ ਇਹ ਵੀ ਪ੍ਰਗਟ ਕਰਨਗੇ ਕਿ ਕਿਵੇਂ pathਸਤਨ ਰਸਤਾ energyਰਜਾ 'ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਗਲੈਕਸੀ ਵਿਚ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੀ ਸੀਮਤ' ਤੇ ਨਵੀਂ ਰੋਸ਼ਨੀ ਪਾਉਂਦਾ ਹੈ. ਸਿੱਧੇ ਮਾਪਾਂ ਦੀ ਰੇਂਜ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਵਾਲੀਆਂ ਤਕਨੀਕਾਂ ਦੇ ਪ੍ਰਭਾਵਸ਼ਾਲੀ ਕ੍ਰਾਸ ਕੈਲੀਬ੍ਰੇਸ਼ਨ ਨੂੰ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਨ ਲਈ ਹਵਾ-ਸ਼ਾਵਰ ਮਾਪਾਂ ਦੀ ਅਤਿਅੰਤ-ਉੱਚ-energyਰਜਾ ਰੇਂਜ ਨੂੰ ਪਾਰ ਕਰਨਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ. 4. ਉੱਚ giesਰਜਾ ਤੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਾਂ ਦੇ Energyਰਜਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ-ਰੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰੌਨ ਦੇ spectਰਜਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਨੂੰ ਘੱਟੋ ਘੱਟ 104 ਜੀਵੀ ਤੱਕ ਮਾਪਿਆ ਜਾਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ. ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦੇ ਮਾਪ ਲਗਭਗ 1 ਕਿਲੋਪਾਰਸੇਕ ਤੋਂ ਵੀ ਨੇੜੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਸਰੋਤਾਂ ਦੀ ਸੰਭਾਵਤ ਮੌਜੂਦਗੀ ਬਾਰੇ ਜਾਣਕਾਰੀ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਨਗੇ. ਉਹ ਗਲੈਸਟਿਕ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਾਂ ਦੇ ਖਰਚੇ ਸਮੇਂ ਬਾਰੇ ਵਧੇਰੇ ਸਹੀ ਜਾਣਕਾਰੀ ਵੀ ਦੇਣਗੇ. ਪੋਜੀਟਰੋਨ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੀ ਮਾਪ ਦਾ ਮਹੱਤਵ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਹੈ ਕਿਉਂਕਿ ਪੋਜੀਟਰੋਨਸ ਦੇ ਇਨਪੁਟ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਨੂੰ ਅੰਤਰ-ਮੰਡਲ ਪ੍ਰਮਾਣੂ ਟੱਕਰਾਂ ਦੇ ਗਿਆਨ ਤੋਂ ਗਿਣਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ ਜਿਸ ਵਿਚ ਉਹ ਪੈਦਾ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਵਰਤਮਾਨ ਵਿੱਚ ਉਪਲਬਧ ਪੋਜ਼ੀਟ੍ਰੋਨ ਡੇਟਾ ਅਜੇ ਤੱਕ 30 ਜੀਵੀ ਦੇ ਉੱਪਰ aboveਰਜਾ ਦੇ ਖੇਤਰ ਨੂੰ ਕਵਰ ਨਹੀਂ ਕਰਦੇ, ਜਿੱਥੇ ਰੇਡੀਏਟਿਵ energyਰਜਾ ਦੇ ਘਾਟੇ ਮਹੱਤਵਪੂਰਨ ਹਨ.

5. 64 5. ਅਲਟਰਾ-ਹਾਈ-Energyਰਜਾ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੀ ਬਣਤਰ ਅਤੇ ਉਤਪੱਤੀ 1018 ਈਵੀ ਤੋਂ ਉਪਰ ਦੀ giesਰਜਾ ਵਾਲੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ-ਰੇ ਕਣਾਂ ਦੀ ਸ਼ੁਰੂਆਤ ਉੱਚ-astਰਜਾ ਦੇ ਐਸਟ੍ਰੋ-ਫਿਜ਼ਿਕਸ ਦੀ ਕੇਂਦਰੀ ਸਮੱਸਿਆ ਬਣੀ ਹੋਈ ਹੈ ਜਿਸ ਨੂੰ ਸਿਰਫ ਖੋਜ ਅਤੇ ਵਿਸ਼ਲੇਸ਼ਣ ਦੁਆਰਾ ਹੀ ਪਹੁੰਚਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਬਹੁਤ ਵੱਡੇ ਬਾਰਸ਼ ਜੋ ਕਿ ਅਜਿਹੇ ਕਣ ਵਾਤਾਵਰਣ ਵਿੱਚ ਪੈਦਾ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਸ਼ਾਵਰ ਵਿਕਾਸ ਦੇ ਬਿਹਤਰ ਗਿਆਨ ਅਤੇ ਡਿਟੈਕਟਰਾਂ ਦੇ ਸਹੀ ਕੈਲੀਬ੍ਰੇਸ਼ਨਾਂ ਦੀ ਭਰੋਸੇਯੋਗਤਾ ਨੂੰ ਸੁਧਾਰਨ ਲਈ ਲੋੜੀਂਦਾ ਹੈ ਜਿਸ ਨਾਲ ਅਤਿ-ਉੱਚ-energyਰਜਾ ਦੀਆਂ ਪ੍ਰਾਇਮਰੀ ਦੀ energyਰਜਾ ਅਤੇ ਰਚਨਾ ਨੂੰ ਸ਼ਾਵਰਾਂ ਦੇ ਨਿਰੀਖਣ ਤੋਂ ਘਟਾ ਦਿੱਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੀ ਮਾਪ ਅਤੇ ਪਹੁੰਚਣ ਦੀਆਂ ਦਿਸ਼ਾਵਾਂ ਦੀ ਵੰਡ ਵਿਚ ਵਿਆਖਿਆ ਦੇ ਅੰਕੜਿਆਂ ਦੀ ਸ਼ੁੱਧਤਾ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਨ ਲਈ ਵੱਡੇ ਪ੍ਰਾਪਤੀਯੋਗ ਪ੍ਰਭਾਵੀ ਇਕੱਠੇ ਕਰਨ ਵਾਲੇ ਖੇਤਰਾਂ ਦੇ ਖੋਜਕਰਤਾਵਾਂ ਦੇ ਨਾਲ ਐਕਸਪੋਜਰ ਦਾ ਸਮਾਂ ਲੋੜੀਂਦਾ ਹੋਵੇਗਾ. 6. ਇੰਟਰਸਟੇਲਰ ਸਪੇਸ ਵਿੱਚ ਘੱਟ-Energyਰਜਾ ਦੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ (& lt300 MeV / Nucleon) ਇੰਟਰਸੈਲਰ ਗੈਸ ਨੂੰ ਗਰਮ ਕਰਨ ਲਈ ਘੱਟ energyਰਜਾ ਵਾਲੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਦੇ ਯੋਗਦਾਨ ਅਤੇ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਪ੍ਰਭਾਵ 'ਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਪ੍ਰਭਾਵਾਂ ਤੇ ਮਾਪ ਦੇ ਬਾਹਰ ਮਾਪ ਦੁਆਰਾ ਅਧਿਐਨ ਕੀਤਾ ਜਾਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ. ਹੇਲੀਓਸਪਿਅਰ. ਸਿੱਧੀ ਮਾਪ ਸਿਰਫ ਡੂੰਘੀ ਥਾਂ ਦੀ ਪੜਤਾਲ ਨਾਲ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ ਜੋ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਨੂੰ ਛੱਡਦੀ ਹੈ. 7. ਸੌਰ-ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੀਆਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਘੱਟ ਪਹੁੰਚਯੋਗ ਖੇਤਰਾਂ ਵਿੱਚ ਪਾਰਲੀਕਲ ਪ੍ਰਵੇਗ ਅਤੇ ਪ੍ਰਸਾਰ ਦੇ ਕਾਰਜਾਂ ਦੀ ਬਿਹਤਰ ਸਮਝ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਨ ਦੇ ਯਤਨ ਵਿੱਚ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਵਿੱਚ ਪੈਦਾ ਹੋਣ ਵਾਲੇ getਰਜਾਵਾਨ ਕਣਾਂ ਦੇ ਮਾਪ ਬੁਨਿਆਦੀ ਮਹੱਤਤਾ ਦੇ ਹਨ. ਅਜਿਹੀਆਂ ਮਾਪਾਂ ਨਾਲ ਸੂਰਜੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਕਿਰਨਾਂ ਅਤੇ ਧਰਤੀ ਦੇ ਸਮਗਰੀ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਆਈਸੋਟੋਪਿਕ ਰਚਨਾ ਵਿਚ ਸੂਖਮ ਅੰਤਰ ਵੀ ਪ੍ਰਗਟ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਇਸ ਨਾਲ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੇ ਮੁੱ origin ਅਤੇ ਇਤਿਹਾਸ ਬਾਰੇ ਨਵੀਂ ਰੋਸ਼ਨੀ ਪਾਈ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ. In order to distinguish clearly between temporal and spatial variations the measurements must be made simultaneously at widely separated locations in the solar system and over several solar cycles.

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? - ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

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? - ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

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


ਸਾਰ

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? - ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

About Us
Research
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 ਕੁਦਰਤ 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."


ਵੀਡੀਓ ਦੇਖੋ: ਬਰਹਮਡ ਵਚ ਹਰ ਕ ਕ ਹ? ਹਰ ਕਨ ਬਰਹਮਡ ਹਨ? बरहमणड कय ह? The Universe (ਜਨਵਰੀ 2023).