| http://dbpedia.org/ontology/abstract
|
En física d'astropartícules, un raig còsmi … En física d'astropartícules, un raig còsmic d'energia ultra alta (UHECR per les sigles en anglès) és un raig còsmic amb una energia cinètica més gran de 1×1018 eV, molt més gran que la massa en repòs i les energies típiques dels raigs còsmics habituals. Un raig còsmic d'energia extrema (EECR) és un raig còsmic amb una energia superior a 1×1019 eV (sobre 8 Joules), anomenat el límit Greisen–Zatsepin–Kuzmin (límit GZK). Aquest límit hauria de ser l'energia màxima d'un raig còsmic que ha viatjat llargues distàncies (uns 160 milions d'anys llum), ja que partícules amb més energia haurien perdut energia amb la distància donada la dispersió de fotons en el fons còsmic de microones. Es pot deduir que els EECR no poden ser supervivents de l'univers primigeni, si que son relativament joves (en temps cosmològic) i emesos a algun lloc del Supercluster local per algun fenomen físic encara desconegut. Totes aquestes partícules son extremadament escasses: entre el 2004 i el 2007, les primeres observacions fetes per l'observatori Pierre Auger (PAO) es van detectar 27 esdeveniment amb energies superiors als 5.7×1019 eV, això és un raig cada 4 setmanes en una àrea de 3000 km² que cobreix l'observatori. Hi ha evidència que aquests raigs podem ser nuclis de ferro, enlloc de protons com la majoria d'altres raigs. Les hipotètiques fonts dels EECR es coneixen per Zevatrons, batejats així com analogia del Bevatron i Tevatron, acceleradors de partícules, capaces d'accelerar partícules fins a 1 ZeV (1021 eV, zetta-electronvolt). El 2004 es va considerar la possibilitat que jets relativistes actuessin com Zevatrons, donat l'acceleració de partícules causades per les ones de xoc dins els jets. En particular, alguns models suggereixen que les ones de xoc dels jets relativistes de la galàxia propera M87 poden accelera nuclis de ferro a energies del rang dels ZeV. El 2007, l'observatori Pierre Auger va associar EECRs amb forats negres supermassius del centre d'algunes galàxies properes anomenat nucli de galàxia actiu (AGN en anglès). Les energies extremadament altes es poden explicar pel mecanisme d'acceleració centrifuga a les magnetosferes dels AGN. Nous resultats indiquen que menys del 40% d'aquests raigs còsmics semblen provenir d'un AGN, baixant la correlació anterior. Una altre especulació feta per Grib i Pavlo (2007, 2008) postula es pot deure a la desintegració de matèria fosca seguint el procés de Penrose.atèria fosca seguint el procés de Penrose.
, En física de astropartículas, un rayo cósm … En física de astropartículas, un rayo cósmico de ultra-altas energías (con siglas en inglés UHECR, Ultra-high-energy cosmic ray) es un rayo cósmico con energías que superen 1 EeV (1018 electronvoltios, aproximadamente 0.16 joulios), valores mucho más altos que su propia masa invariante relativista. Estas energías son altas en comparación al resto de otro tipos de radiación cósmica. Por otra parte, un rayo cósmico de energías extremas (con siglas en inglés EECR, Ultra-high-energy cosmic ray) es un UHECR con energías que superan los 5 x 1018 eV (aproximadamente 8 joules), también llamado límite Greisen-Zatsepin-Kuzmin. Este límite debería ser de la energía cinética máxima posible para protones cósmicos que han viajado largas distancias (aproximadamente 160 millones de años luz), dado que los protones de altas energías habrían perdido energía cinética durante su largo recorrido al chocar con fotones del fondo de microonda cósmico (CMB). Esto es evidencia de que los EECR no podrían ser supervivientes del , sino que son cosmológicamente "jóvenes", emitidos desde algún lugar del supercúmulo local por algún proceso físico desconocido específicamente.roceso físico desconocido específicamente.
, Les zetta-particules (ou rayons cosmiques … Les zetta-particules (ou rayons cosmiques d'ultra haute énergie) sont des particules dont l'énergie estimée est de l'ordre du ZeV (1021 eV, soit environ 100 J). Les records actuels d'énergie pour une particule observée sont :
* par le à l'Université de l'Utah, une zetta-particule de 3,5 × 1020 eV en octobre 1991. Probablement un proton ou un noyau atomique léger qui possédait une énergie équivalente à celle d'une balle de tennis frappée par un bon joueur.
* par l'Akeno Giant Air Shower Array (AGASA), une douche de particules résultant d'une zetta-particule de 2 × 1020 eV le 3 décembre 1993. La source, bien que non identifiée, devrait se situer à seulement quelques dizaines de mégaparsecs de distance de la Terre. Ce sont les phénomènes les plus énergétiques connus dans la nature. Une des raisons qui font la surprise de rencontrer des phénomènes aussi énergétiques (au-delà de la simple inconnue sur leur origine, dont on sait de façon certaine seulement depuis 2017 qu'ils proviennent de l'extérieur de la Voie lactée), est que les particules qui traversent l'espace interagissent avec le fond de rayonnement fossile micro-onde et perdent leur énergie progressivement mais rapidement, jusqu'à tomber sensiblement en dessous de 5 × 1019 eV ou 50 EeV, connue comme la limite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK). Pour cette raison, les zetta-particules devraient soit être formées très près de la Terre, auquel cas les scientifiques s'attendraient alors à un phénomène extrêmement facile à observer étant donné les énergies à mettre en œuvre, soit rester insensibles à cette interaction, ce qui ne laisse guère la place à des particules clairement identifiées ou connues aujourd'hui (2014). De plus ces phénomènes sont rares, de l'ordre de 1 par an et par kilomètre carré. Toutefois, certains théoriciens pensent maintenant que le caractère exceptionnel des observations à ces très hautes énergies pourrait rester compatible avec la limite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK), ses caractéristiques statistiques et l'état actuel des connaissances en physique théorique. En pratique, certaines observations de l'AGASA semblent indiquer une corrélation forte entre les événements les plus puissants et les amas de galaxies. Selon l'édition de Scientific American de janvier 1999, AGASA a seulement détecté un total de 5 événements pendant les huit années ayant suivi la découverte de 1991. L'observatoire Pierre-Auger permet d'observer un nombre nettement plus élevé de ces particules ainsi que d'estimer avec précision la direction de leur provenance. Cette augmentation du nombre de détections devrait permettre de faire la lumière sur les phénomènes à l'origine de ces zetta-particules. Un article publié en 2018 propose un modèle cohérent selon lequel les rayons cosmiques de haute énergie, qu'il s'agisse de noyaux d'atomes, de photons gamma ou de neutrinos, sont issus de jets de trous noirs localisés dans des amas galactiques. La même année, un autre article relie, à la suite de la détection d'un neutrino de 290 TeV par IceCube le 22 septembre 2017, l'activité du blazar TXS0506+056 et l'émission de particules de haute énergie. Il a depuis été établi que ce blazar avait été la source d'autres neutrinos énergétiques détectés trois ans plus tôt. énergétiques détectés trois ans plus tôt.
, في فيزياء الجسيمات الفلكية، الشعاع الكوني … في فيزياء الجسيمات الفلكية، الشعاع الكوني فائق الطاقة هو شعاع كوني ذو طاقة أعلى من 1 إلكترون فولت (1018 إلكترون فولت تساوي تقريبًا 0.16 جول). أبعد بكثير عن كتلة الراحة والطاقات النموذجية لجسيمات الأشعة الكونية الأخرى. الشعاع الكوني شديد الطاقة هو شعاع كوني فائق الطاقة تتجاوز طاقته 5×1019 إلكترون فولت (نحو 8 جول)، والذي يسمى حد غرايسين- زاتسبين-كوزمين (حد جي زِد كي) . يشكل هذا الحد الطاقة القصوى لبروتونات شعاع كوني قطع مسافات طويلة (نحو 160 مليون سنة ضوئية) لأن البروتونات ذات الطاقة الأعلى فقدت الطاقة خلال رحلتها بسبب التبعثر الناتج عن الفوتونات في الخلفية المكروية الكونية (سي إم بي). يدل هذا على أن الشعاع الكوني شديد الطاقة لا يمكن أن يكون قادمًا من الكون المبكر، بل هو فتيٌّ كونيًا (بالنسبة للكون)، وهو قادم من عنقود مجرات العذراء العظيم بسبب بعض العمليات الفيزيائية غير المعروفة. إن لم يكن الشعاع الكوني شديد الطاقة بروتونًا، بل نواة تحتوي عددًا (أ) من الأنوية أو النوكليونات؛ عندئذ يُطبق حد «جي زِد كي» على نوكليوناته، والتي تحمل طاقة تساوي واحدًا مقسومًا على (أ) من الطاقة الكلية لنواته. بالنسبة لنواة الحديد، سيكون الحد المقابل مساويًا 2.8×1021 إلكترون فولت. تقود العمليات الفيزيائية النووية إلى حدود نواة الحديد بشكل مشابه للفوتونات. تملك نوى أخرى كثيرة حدودًا أقل بكثير. تُعد هذه الجسيمات نادرة كثيرًا. كشفت عمليات التشغيل الأولى لمرصد بيير أوجيه بين عامي 2004 و2007 عن 27 حدثًا بطاقات وصول تقدر بـ 5.7×1019 إلكترون فولت أي بمعدل حدث واحد كل أربعة أسابيع ضمن منطقة مرصودة مساحتها 3000 كيلومتر. هناك دليل على احتمالية كون الأشعة الكونية ذات الطاقة الأعلى نواة حديدية، عوضًا عن البروتونات التي تشكل معظم الأشعة الكونية. تُعرف المصادر الافتراضية للأشعة الكونية شديدة الطاقة بالزيفاترونات، والتي سُميّت بشكل مماثل لمسارع الجزيئات بيفاترون في مختبر لورنس بيركلي الوطني، ومسارع الجزيئات تيفاترون في مختبر فيرميلاب، وهي قادرة على تسريع الجسيمات حتى 1 زيتا إلكترون فولت (1 زيتا إلكترون فولت يساوي 1021 إلكترون فولت). في عام 2004، كان هنالك نقاش في إمكانية أن تقوم المقذوفات المجرية بدور الزيفاترونات، بسبب تسارع انتشار الجسيمات الذي تسببه الموجات الصادمة داخل المقذوفات. أشارت النماذج بشكل خاص إلى أن الأمواج الصادمة القادمة من المقذوفات المجرية لمجرة إم87 القريبة استطاعت تسريع نواة الحديد إلى نطاقات زيتا إلكترون فولت. في عام 2007، رصد مرصد بيير أوجيه ارتباطًا بين الأشعة الكونية شديدة الطاقة والثقوب السوداء خارج المجرة فائقة الكتلة في مراكز مجرات قريبة دُعيَ النواة المجرية النشطة. ولكن أصبحت قوة هذا الارتباط أضعف مع استمرار الأرصاد. يمكن تفسير الطاقات العالية جدًا بواسطة آلية الطرد المركزي للتسارع في الأغلفة المغناطيسية للأنوية المجرية النشطة، على الرغم من أن النتائج الأحدث تشير إلى أن أقل من 40% من هذه الأشعة الكونية قادمة من نواة مجرية نشطة، وهذا الارتباط أضعف بكثير مما أُعلن عنه سابقًا. قدّم بافلوف وَغريب (في عامي 2007 و 2008) اقتراحًا أكثر تضاربًا يتصور أن اضمحلال المادة المظلمة فائقة الوزن يحدث بواسطة آلية بنروز.لمظلمة فائقة الوزن يحدث بواسطة آلية بنروز.
, Nella fisica delle particelle, i raggi cos … Nella fisica delle particelle, i raggi cosmici ad altissima energia (in inglese ultra-high energy cosmic ray, o UHECR) sono raggi cosmici aventi un'energia cinetica elevatissima (maggiore di 1018 eV), di diversi ordini di grandezza maggiore delle energie raggiungibili con gli acceleratori di particelle (Large Hadron Collider raggiunge un'energia pari a 14 TeV ovvero 14×1012 eV). L'acronimo EECR (Extreme Energy Cosmic Ray) indica più specificatamente un raggio cosmico di estrema energia, ovvero con energia superiore a quella della "caviglia" nel grafico dello spettro energetico dei raggi cosmici (5×1019 eV). energetico dei raggi cosmici (5×1019 eV).
, Космі́чні про́мені надвисоких енергій (КПН … Космі́чні про́мені надвисоких енергій (КПНВЕ) — космічні промені з енергією, яка перевищує межу Грайзена—Зацепіна—Кузьміна — понад 5× 1019 еВ. Космічними променями називають заряджені частинки високої енергії (від 108 до 1020 еВ), що надходять або від Сонця, або з міжзоряного простору. За своїми фізичними властивостями космічні промені є дуже розрідженим релятивістським газом, частинки якого майже не взаємодіють одна з одною (енергетичний спектр космічних променів має не максвелівський, а ступеневий характер), однак можуть зіштовхуватися з частинками міжзоряного середовища та взаємодіють із міжзоряним магнітним полем. Частинки з найвищою енергією можуть взаємодіяти також із реліктовим випромінюванням. Потік космічних променів поблизу Землі порівняно невеликий, однак густина енергії (близько 1 еВ на см3) порівняна з густиною сумарного електромагнітного випромінювання зір у Галактиці, або з густиною енергії теплового руху міжзоряного газу та кінетичної енергії його турбулентних рухів, а також із середньою густиною енергії магнітного поля поблизу площини галактики. Космічні промені можуть сягати енергій понад 1020 еВ, що значно перевищує можливості наявних земних прискорювачів частинок, в яких можна надати частинці кінетичну енергію лише близько 1012—1013 еВ для опису реєстрації частинки з енергією близько 50 Дж, що еквівалентно тенісному м'ячу, розігнаному до швидкості 42 м/с). Планується досліджувати частинки навіть із більшими енергіями. Для дослідження космічних променів будують установки великої площі, оскільки внаслідок взаємодії енергетичної частинки з атмосферою Землі утворюється потік вторинних частинок — широкі атмосферні зливи (ШАЗ). Вони складаються зі вторинних субатомних частинок (переважно — електронів), що утворюються внаслідок численних каскадних реакцій у земній атмосфері. Ширина зливи біля поверхні землі може сягати сотень і тисяч метрів, площа — десятків квадратних кілометрів. Однією з найчутливіших є ШАЗ-установка обсерваторії П'єра Оже в Аргентині, площа якої сягає 3000 км2.же в Аргентині, площа якої сягає 3000 км2.
, 超高エネルギー宇宙線（ちょうこうエネルギーうちゅうせん、UHECRs, ultra-high-energy cosmic rays）は、宇宙線物理学において、1018eVより大きな運動エネルギーを持つ、典型的な宇宙線とは非常にかけ離れた静止質量とエネルギーの値を持つ宇宙線である。特に、GZK限界の 5×1019eV (約8J) よりも大きなエネルギーを持つ UHECR は最高エネルギー宇宙線 (EECR) とも呼ばれる。
, In astroparticle physics, an ultra-high-en … In astroparticle physics, an ultra-high-energy cosmic ray (UHECR) is a cosmic ray with an energy greater than 1 EeV (1018 electronvolts, approximately 0.16 joules), far beyond both the rest mass and energies typical of other cosmic ray particles. An extreme-energy cosmic ray (EECR) is an UHECR with energy exceeding 5×1019 eV (about 8 joule, or the energy of a proton traveling at ≈ 99.99999999999999999998% the speed of light), the so-called Greisen–Zatsepin–Kuzmin limit (GZK limit). This limit should be the maximum energy of cosmic ray protons that have traveled long distances (about 160 million light years), since higher-energy protons would have lost energy over that distance due to scattering from photons in the cosmic microwave background (CMB). It follows that EECR could not be survivors from the early universe, but are cosmologically "young", emitted somewhere in the Local Supercluster by some unknown physical process. If an EECR is not a proton, but a nucleus with A nucleons, then the GZK limit applies to its nucleons, which carry only a fraction 1/A of the total energy of the nucleus. For an iron nucleus, the corresponding limit would be 2.8×1021 eV. However, nuclear physics processes lead to limits for iron nuclei similar to that of protons. Other abundant nuclei should have even lower limits. These particles are extremely rare; between 2004 and 2007, the initial runs of the Pierre Auger Observatory (PAO) detected 27 events with estimated arrival energies above 5.7×1019 eV, that is, about one such event every four weeks in the 3000 km2 area surveyed by the observatory. There is evidence that these highest-energy cosmic rays might be iron nuclei, rather than the protons that make up most cosmic rays. The postulated (hypothetical) sources of EECR are known as Zevatrons, named in analogy to Lawrence Berkeley National Laboratory's Bevatron and Fermilab's Tevatron, and therefore capable of accelerating particles to 1 ZeV (1021 eV, zetta-electronvolt). In 2004 there was a consideration of the possibility of galactic jets acting as Zevatrons, due to diffusive acceleration of particles caused by shock waves inside the jets. In particular, models suggested that shock waves from the nearby M87 galactic jet could accelerate an iron nucleus to ZeV ranges. In 2007, the Pierre Auger Observatory observed a correlation of EECR with extragalactic supermassive black holes at the center of nearby galaxies called active galactic nuclei (AGN). However, the strength of the correlation became weaker with continuing observations. Extremely high energies might be explained also by the centrifugal mechanism of acceleration in the magnetospheres of AGN, although newer results indicate that fewer than 40% of these cosmic rays seemed to be coming from the AGN, a much weaker correlation than previously reported. A more speculative suggestion by Grib and Pavlov (2007, 2008) envisages the decay of superheavy dark matter by means of the Penrose process.rk matter by means of the Penrose process.
, 在粒子天文物理中，超高能宇宙射線（英語：ultra-high-energy cosm … 在粒子天文物理中，超高能宇宙射線（英語：ultra-high-energy cosmic ray，UHECR）是指能量高於1 EeV（1018電子伏特，相當約0.16焦耳）的宇宙射線，其能量遠高於其他典型宇宙射線的靜質量與能量。 極高能宇宙射線（英語：extreme-energy cosmic ray，EECR）是能量超過5×1019 eV（相當約8焦耳）的UHECR。5×1019 eV這個值即所謂GZK極限，指的是長距離行進（約1.6億光年）的宇宙射線質子會因為宇宙微波背景（CMB）中光子的散射，導致能量有上限。因此，EECR不可能自早期宇宙就存在至今，而是宇宙學上較「年輕」的宇宙射線，而且因某種未知的物理過程而從本超星系團的某個位置發射出來。如果EECR不是質子，而是核子數為 的原子核，那麼GZK極限也適用該核子數，只是原子核的總能量限制前帶有 的分數。對於鐵原子核，相應的極限會是2.8×1021 eV 。但是，核物理過程導致鐵原子核的極限與質子相近。其他高豐度的原子核其極限甚至更低。 這些粒子非常稀有；在2004年至2007年之間， （PAO）初始運行時檢測到27起事件，估計它們抵達天文台時能量超過 5.7×1019 eV ，也就是說，該天文台所調查的 3000 km2 面積之中大約每四週就發生一次這樣的事件。 有證據顯示，這些最高能量的宇宙射線可能是鐵原子核 ，而不是構成大多數宇宙射線的質子。 人們推定EECR的（假說性的）發射源稱為（Zevatron），其命名就如同勞倫斯・柏克萊國家實驗室的貝伐加速器（Bevatron），以及費米實驗室的兆電子伏特加速器（Tevatron）一樣，所以能夠將粒子加速到1 ZeV（1021 eV，皆電子伏特）。基於星系噴流内部的衝擊波可引起粒子的擴散加速，星系噴流在2004年一度被考慮可能就是Zevatron。特别是，模型表明，附近M87星系噴流衝擊波可能將鐵原子核加速到ZeV範圍。 2007年，皮埃爾・奧格天文台觀測到EECR與附近星系中心的河外超大質量黑洞（叫做活躍星系核）具有關聯性。 然而，隨著持續的觀察，兩者關聯性的強度變得越來越弱。雖然最新的結果顯示這些EECR中似乎只有不到40％来自AGN，其相关性比以前报道的要弱得多，但活躍星系核磁層中也可以解釋極高的能量 。 格里布（Grib）和帕夫洛夫（Pavlov）（2007，2008）的提出一個更具推測性的建議，是設想超重暗物質通過潘羅斯過程的衰變 。07，2008）的提出一個更具推測性的建議，是設想超重暗物質通過潘羅斯過程的衰變 。
, 에서 초고에너지 우주선(ultra-high-energy cosmic ray, … 에서 초고에너지 우주선(ultra-high-energy cosmic ray, UHECR)은 운동 에너지가 1 × 1018 eV 이상으로 불변 질량이 평소의 일반적인 우주선보다 매우 높은 자유에너지를 가진 을 뜻한다. 극초고에너지 우주선(extreme-energy cosmic ray, EECR)은 운동 에너지가 (GKZ 한계)를 넘어선 5 × 1019(8 J) eV 이상의 에너지를 가진 UHECR를 말한다. 이 한계는 대략 1억 6천만 광년 정도를 여행한, 먼 거리에서 온 우주선 입자가 가진 최대 에너지 한계로 고에너지 우주선 입자가 우주 마이크로파 배경 광자의 산란으로 오는 동안 최소한의 에너지를 잃고 남은 에너지이다. EECR은 초기 우주에서 온 입자라고 말할 수는 없으나 우주론적으로 굉장히 "젊은" 편에 속한 것이라 할 수 있으며, 알려지지 않은 물리학적 과정을 통해 처녀자리 초은하단에서 방출하여 여행한 것으로 추정된다. 이 입자를 관측하기란 매우 힘들다. 2004년부터 2007년 사이 (PAO)에서 5.7 × 1019 eV를 넘는 에너지를 가진 입자를 발견한 횟수가 총 24건이며,천문대가 관측중인 3000 km2의 영역에서 매 4주마다 한번씩 일어나는 꼴이다. 이러한 초고에너지 우주선의 관측은 UHECR이 대부분의 우주선과 같은 광자가 아닌 철 입자핵일 가능성을 보여주기도 한다. EECR이 방출된 곳이라고 추측하는 기원의 이름은 로런스 버클리 국립연구소의 (Bevatron)과 페르미 국립 가속기 연구소의 (Tevatron)의 이름을 따 제바트론(Zevatrons)으로 이름붙여졌으며, 이름 그대로 입자를 1 ZeV (1021 eV)로 가속시킬 수 있을 것이라 추측한다. 2004년엔 상대론적 제트 내부의 충격파로 인한 입자 가속으로 이 제트가 "제바트론" 역할을 할 것이라는 가설이 세워졌다. 특히 이 모델에서는 우리은하 근처의 M87 은하 내 상대론적 제트가 철 원자핵을 ZeV 단위로 가속시킬 수 있을 것이라고 주장했다. 2007년에는 PAO에서 EECR이 가까운 은하의 중심인 활동은하핵에 있는 초대질량 블랙홀에서 방출되었을 가능성에 대해 논의했다. 또한, 극도로 높은 에너지를 활동은하핵 자기권 내의 를 통해서도 설명할 수 있다. 하지만 여러 연구 결과에서는 우주선의 40% 미만이 활동은하핵에서 나왔다는 결과가 나오면서, 상관관계가 적다는 사실이 나왔다. 그립과 파블로프(2007, 2008)는 매우 무거운 암흑 물질들이 펜로즈 과정을 통해 붕괴되면서 방출되었을 것이란 설을 내놓았다.흑 물질들이 펜로즈 과정을 통해 붕괴되면서 방출되었을 것이란 설을 내놓았다.
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageExternalLink
|
http://www.fourmilab.ch/documents/OhMyGodParticle/ +
, http://www.cosmic-ray.org/reading/flyseye.html%23SEC10 +
, http://www.bioedonline.org/news/news-print.cfm%3Fart=1509 +
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageID
|
474589
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageLength
|
26725
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageRevisionID
|
1102602996
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageWikiLink
|
http://dbpedia.org/resource/Gamma-ray_burst +
, http://dbpedia.org/resource/Crab_Nebula +
, http://dbpedia.org/resource/Fermilab +
, http://dbpedia.org/resource/Sigma_baryon +
, http://dbpedia.org/resource/Lawrence_Berkeley_National_Laboratory +
, http://dbpedia.org/resource/Supernova +
, http://dbpedia.org/resource/Cosmic_ray +
, http://dbpedia.org/resource/COSMICi +
, http://dbpedia.org/resource/Rhode_Island +
, http://dbpedia.org/resource/Tevatron +
, http://dbpedia.org/resource/Mendoza_Province +
, http://dbpedia.org/resource/Tunka_experiment +
, http://dbpedia.org/resource/Argentina +
, http://dbpedia.org/resource/Pierre_Auger_Observatory +
, http://dbpedia.org/resource/Telescope_Array_Project +
, http://dbpedia.org/resource/Electronvolts +
, http://dbpedia.org/resource/Rest_mass +
, http://dbpedia.org/resource/Centrifugal_mechanism_of_acceleration +
, http://dbpedia.org/resource/Blue_shift +
, http://dbpedia.org/resource/Baseball_%28object%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Volcano_Ranch_experiment +
, http://dbpedia.org/resource/Collider +
, http://dbpedia.org/resource/Yakutsk_Extensive_Air_Shower_Array +
, http://dbpedia.org/resource/Ultra-high-energy_gamma_ray +
, http://dbpedia.org/resource/Atomic_nucleus +
, http://dbpedia.org/resource/Low-ionization_nuclear_emission-line_region +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Subatomic_particles +
, http://dbpedia.org/resource/Crab_pulsar +
, http://dbpedia.org/resource/Dark_matter +
, http://dbpedia.org/resource/Local_Supercluster +
, http://dbpedia.org/resource/Oh-My-God_particle +
, http://dbpedia.org/resource/Florida_A&M_University +
, http://dbpedia.org/resource/Seyfert_galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/Ground_state +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Astroparticle_physics +
, http://dbpedia.org/resource/Strange_star +
, http://dbpedia.org/resource/AGASA +
, http://dbpedia.org/resource/Galactic_jet +
, http://dbpedia.org/resource/Dugway_Proving_Ground +
, http://dbpedia.org/resource/Penrose_process +
, http://dbpedia.org/resource/Pulsar +
, http://dbpedia.org/resource/Elliptical_galaxy_M87 +
, http://dbpedia.org/resource/Particle_accelerator +
, http://dbpedia.org/resource/John_Walker_%28programmer%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Cosmic_microwave_background_radiation +
, http://dbpedia.org/resource/Cosmic_microwave_background +
, http://dbpedia.org/resource/Neutrino +
, http://dbpedia.org/resource/Neutron_star +
, http://dbpedia.org/resource/High_Resolution_Fly%27s_Eye_Cosmic_Ray_Detector +
, http://dbpedia.org/resource/Fluorescence +
, http://dbpedia.org/resource/Early_universe +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Unexplained_phenomena +
, http://dbpedia.org/resource/Megaparsec +
, http://dbpedia.org/resource/The_Astrophysical_Journal +
, http://dbpedia.org/resource/Active_galactic_nucleus +
, http://dbpedia.org/resource/Proton +
, http://dbpedia.org/resource/Antarctic_Impulse_Transient_Antenna +
, http://dbpedia.org/resource/Radio_galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/Topological_defect +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Cosmic_rays +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Unsolved_problems_in_astronomy +
, http://dbpedia.org/resource/Magnetohydrodynamics +
, http://dbpedia.org/resource/Strange_matter +
, http://dbpedia.org/resource/Science_%28journal%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Hypernova +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Particle_physics +
, http://dbpedia.org/resource/Extreme_Universe_Space_Observatory +
, http://dbpedia.org/resource/Astroparticle_physics +
, http://dbpedia.org/resource/GRAPES-3 +
, http://dbpedia.org/resource/University_of_Utah +
, http://dbpedia.org/resource/Cosmic-Ray_Extremely_Distributed_Observatory +
, http://dbpedia.org/resource/Joule +
, http://dbpedia.org/resource/Superfluid +
, http://dbpedia.org/resource/Nitrogen +
, http://dbpedia.org/resource/Astrophysics +
, http://dbpedia.org/resource/MARIACHI +
, http://dbpedia.org/resource/Electrons +
, http://dbpedia.org/resource/Preon_star +
, http://dbpedia.org/resource/Magnetar +
, http://dbpedia.org/resource/Electronvolt +
, http://dbpedia.org/resource/Large_Hadron_Collider +
, http://dbpedia.org/resource/John_Linsley +
, http://dbpedia.org/resource/Greisen%E2%80%93Zatsepin%E2%80%93Kuzmin_limit +
, http://dbpedia.org/resource/Supermassive_black_hole +
, http://dbpedia.org/resource/Strangelets +
, http://dbpedia.org/resource/Bevatron +
, http://dbpedia.org/resource/Perseus_Books +
|
| http://dbpedia.org/property/wikiPageUsesTemplate
|
http://dbpedia.org/resource/Template:Val +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Misleading +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Cite_journal +
, http://dbpedia.org/resource/Template:SubatomicParticle +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Short_description +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Main +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Annotated_link +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Convert +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Sfrac +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Citation_needed +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Reflist +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Cite_book +
, http://dbpedia.org/resource/Template:See_also +
|
| http://purl.org/dc/terms/subject
|
http://dbpedia.org/resource/Category:Astroparticle_physics +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Particle_physics +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Cosmic_rays +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Subatomic_particles +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Unsolved_problems_in_astronomy +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Unexplained_phenomena +
|
| http://purl.org/linguistics/gold/hypernym
|
http://dbpedia.org/resource/Particle +
|
| http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
|
http://en.wikipedia.org/wiki/Ultra-high-energy_cosmic_ray?oldid=1102602996&ns=0 +
|
| http://xmlns.com/foaf/0.1/homepage
|
http://www.cosmic-ray.org/reading/flyseye.html%23SEC10 +
|
| http://xmlns.com/foaf/0.1/isPrimaryTopicOf
|
http://en.wikipedia.org/wiki/Ultra-high-energy_cosmic_ray +
|
| owl:sameAs |
http://ja.dbpedia.org/resource/%E8%B6%85%E9%AB%98%E3%82%A8%E3%83%8D%E3%83%AB%E3%82%AE%E3%83%BC%E5%AE%87%E5%AE%99%E7%B7%9A +
, http://es.dbpedia.org/resource/Rayo_c%C3%B3smico_de_ultra-altas_energ%C3%ADas +
, http://dbpedia.org/resource/Ultra-high-energy_cosmic_ray +
, http://tr.dbpedia.org/resource/Y%C3%BCksek_enerjili_kozmik_%C4%B1%C5%9F%C4%B1n +
, http://zh.dbpedia.org/resource/%E8%B6%85%E9%AB%98%E8%83%BD%E5%AE%87%E5%AE%99%E5%B0%84%E7%B7%9A +
, https://global.dbpedia.org/id/jVK9 +
, http://hu.dbpedia.org/resource/Ultranagy_energi%C3%A1j%C3%BA_kozmikus_sug%C3%A1rz%C3%A1s +
, http://it.dbpedia.org/resource/Raggi_cosmici_ad_altissima_energia +
, http://ko.dbpedia.org/resource/%EC%B4%88%EA%B3%A0%EC%97%90%EB%84%88%EC%A7%80_%EC%9A%B0%EC%A3%BC%EC%84%A0 +
, http://ca.dbpedia.org/resource/Raigs_c%C3%B2smics_d%27energia_ultra_alta +
, http://rdf.freebase.com/ns/m.02dxyf +
, http://uk.dbpedia.org/resource/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D1%96%D1%87%D0%BD%D1%96_%D0%BF%D1%80%D0%BE%D0%BC%D0%B5%D0%BD%D1%96_%D0%BD%D0%B0%D0%B4%D0%B2%D0%B8%D1%81%D0%BE%D0%BA%D0%B8%D1%85_%D0%B5%D0%BD%D0%B5%D1%80%D0%B3%D1%96%D0%B9 +
, http://ar.dbpedia.org/resource/%D8%A3%D8%B4%D8%B9%D8%A9_%D9%83%D9%88%D9%86%D9%8A%D8%A9_%D9%81%D8%A7%D8%A6%D9%82%D8%A9_%D8%A7%D9%84%D8%B7%D8%A7%D9%82%D8%A9 +
, http://www.wikidata.org/entity/Q1770333 +
, http://fr.dbpedia.org/resource/Zetta-particule +
, http://yago-knowledge.org/resource/Ultra-high-energy_cosmic_ray +
|
| rdf:type |
http://dbpedia.org/class/yago/PhysicalEntity100001930 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Phenomenon100034213 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Process100029677 +
, http://dbpedia.org/ontology/Scientist +
, http://dbpedia.org/class/yago/NaturalPhenomenon111408559 +
, http://dbpedia.org/class/yago/NaturalObject100019128 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Energy111452218 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Radiation111499284 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Object100002684 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Whole100003553 +
, http://dbpedia.org/class/yago/WikicatSubatomicParticles +
, http://dbpedia.org/class/yago/WikicatCosmicRays +
, http://dbpedia.org/class/yago/CosmicRay111441707 +
, http://dbpedia.org/class/yago/IonizingRadiation111437577 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Particle109386422 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Body109224911 +
, http://dbpedia.org/class/yago/PhysicalPhenomenon111419404 +
|
| rdfs:comment |
En física d'astropartícules, un raig còsmi … En física d'astropartícules, un raig còsmic d'energia ultra alta (UHECR per les sigles en anglès) és un raig còsmic amb una energia cinètica més gran de 1×1018 eV, molt més gran que la massa en repòs i les energies típiques dels raigs còsmics habituals. Totes aquestes partícules son extremadament escasses: entre el 2004 i el 2007, les primeres observacions fetes per l'observatori Pierre Auger (PAO) es van detectar 27 esdeveniment amb energies superiors als 5.7×1019 eV, això és un raig cada 4 setmanes en una àrea de 3000 km² que cobreix l'observatori.rea de 3000 km² que cobreix l'observatori.
, 에서 초고에너지 우주선(ultra-high-energy cosmic ray, … 에서 초고에너지 우주선(ultra-high-energy cosmic ray, UHECR)은 운동 에너지가 1 × 1018 eV 이상으로 불변 질량이 평소의 일반적인 우주선보다 매우 높은 자유에너지를 가진 을 뜻한다. 극초고에너지 우주선(extreme-energy cosmic ray, EECR)은 운동 에너지가 (GKZ 한계)를 넘어선 5 × 1019(8 J) eV 이상의 에너지를 가진 UHECR를 말한다. 이 한계는 대략 1억 6천만 광년 정도를 여행한, 먼 거리에서 온 우주선 입자가 가진 최대 에너지 한계로 고에너지 우주선 입자가 우주 마이크로파 배경 광자의 산란으로 오는 동안 최소한의 에너지를 잃고 남은 에너지이다. EECR은 초기 우주에서 온 입자라고 말할 수는 없으나 우주론적으로 굉장히 "젊은" 편에 속한 것이라 할 수 있으며, 알려지지 않은 물리학적 과정을 통해 처녀자리 초은하단에서 방출하여 여행한 것으로 추정된다. 이러한 초고에너지 우주선의 관측은 UHECR이 대부분의 우주선과 같은 광자가 아닌 철 입자핵일 가능성을 보여주기도 한다. 대부분의 우주선과 같은 광자가 아닌 철 입자핵일 가능성을 보여주기도 한다.
, Nella fisica delle particelle, i raggi cos … Nella fisica delle particelle, i raggi cosmici ad altissima energia (in inglese ultra-high energy cosmic ray, o UHECR) sono raggi cosmici aventi un'energia cinetica elevatissima (maggiore di 1018 eV), di diversi ordini di grandezza maggiore delle energie raggiungibili con gli acceleratori di particelle (Large Hadron Collider raggiunge un'energia pari a 14 TeV ovvero 14×1012 eV). L'acronimo EECR (Extreme Energy Cosmic Ray) indica più specificatamente un raggio cosmico di estrema energia, ovvero con energia superiore a quella della "caviglia" nel grafico dello spettro energetico dei raggi cosmici (5×1019 eV). energetico dei raggi cosmici (5×1019 eV).
, Les zetta-particules (ou rayons cosmiques … Les zetta-particules (ou rayons cosmiques d'ultra haute énergie) sont des particules dont l'énergie estimée est de l'ordre du ZeV (1021 eV, soit environ 100 J). Les records actuels d'énergie pour une particule observée sont : Ce sont les phénomènes les plus énergétiques connus dans la nature. Toutefois, certains théoriciens pensent maintenant que le caractère exceptionnel des observations à ces très hautes énergies pourrait rester compatible avec la limite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK), ses caractéristiques statistiques et l'état actuel des connaissances en physique théorique.l des connaissances en physique théorique.
, 在粒子天文物理中，超高能宇宙射線（英語：ultra-high-energy cosm … 在粒子天文物理中，超高能宇宙射線（英語：ultra-high-energy cosmic ray，UHECR）是指能量高於1 EeV（1018電子伏特，相當約0.16焦耳）的宇宙射線，其能量遠高於其他典型宇宙射線的靜質量與能量。 極高能宇宙射線（英語：extreme-energy cosmic ray，EECR）是能量超過5×1019 eV（相當約8焦耳）的UHECR。5×1019 eV這個值即所謂GZK極限，指的是長距離行進（約1.6億光年）的宇宙射線質子會因為宇宙微波背景（CMB）中光子的散射，導致能量有上限。因此，EECR不可能自早期宇宙就存在至今，而是宇宙學上較「年輕」的宇宙射線，而且因某種未知的物理過程而從本超星系團的某個位置發射出來。如果EECR不是質子，而是核子數為 的原子核，那麼GZK極限也適用該核子數，只是原子核的總能量限制前帶有 的分數。對於鐵原子核，相應的極限會是2.8×1021 eV 。但是，核物理過程導致鐵原子核的極限與質子相近。其他高豐度的原子核其極限甚至更低。 這些粒子非常稀有；在2004年至2007年之間， （PAO）初始運行時檢測到27起事件，估計它們抵達天文台時能量超過 5.7×1019 eV ，也就是說，該天文台所調查的 3000 km2 面積之中大約每四週就發生一次這樣的事件。就是說，該天文台所調查的 3000 km2 面積之中大約每四週就發生一次這樣的事件。
, Космі́чні про́мені надвисоких енергій (КПН … Космі́чні про́мені надвисоких енергій (КПНВЕ) — космічні промені з енергією, яка перевищує межу Грайзена—Зацепіна—Кузьміна — понад 5× 1019 еВ. Космічними променями називають заряджені частинки високої енергії (від 108 до 1020 еВ), що надходять або від Сонця, або з міжзоряного простору. За своїми фізичними властивостями космічні промені є дуже розрідженим релятивістським газом, частинки якого майже не взаємодіють одна з одною (енергетичний спектр космічних променів має не максвелівський, а ступеневий характер), однак можуть зіштовхуватися з частинками міжзоряного середовища та взаємодіють із міжзоряним магнітним полем. Частинки з найвищою енергією можуть взаємодіяти також із реліктовим випромінюванням. Потік космічних променів поблизу Землі порівняно невеликий, однак густина енергії (близько невеликий, однак густина енергії (близьк
, في فيزياء الجسيمات الفلكية، الشعاع الكوني … في فيزياء الجسيمات الفلكية، الشعاع الكوني فائق الطاقة هو شعاع كوني ذو طاقة أعلى من 1 إلكترون فولت (1018 إلكترون فولت تساوي تقريبًا 0.16 جول). أبعد بكثير عن كتلة الراحة والطاقات النموذجية لجسيمات الأشعة الكونية الأخرى. تُعد هذه الجسيمات نادرة كثيرًا. كشفت عمليات التشغيل الأولى لمرصد بيير أوجيه بين عامي 2004 و2007 عن 27 حدثًا بطاقات وصول تقدر بـ 5.7×1019 إلكترون فولت أي بمعدل حدث واحد كل أربعة أسابيع ضمن منطقة مرصودة مساحتها 3000 كيلومتر. هناك دليل على احتمالية كون الأشعة الكونية ذات الطاقة الأعلى نواة حديدية، عوضًا عن البروتونات التي تشكل معظم الأشعة الكونية. البروتونات التي تشكل معظم الأشعة الكونية.
, 超高エネルギー宇宙線（ちょうこうエネルギーうちゅうせん、UHECRs, ultra-high-energy cosmic rays）は、宇宙線物理学において、1018eVより大きな運動エネルギーを持つ、典型的な宇宙線とは非常にかけ離れた静止質量とエネルギーの値を持つ宇宙線である。特に、GZK限界の 5×1019eV (約8J) よりも大きなエネルギーを持つ UHECR は最高エネルギー宇宙線 (EECR) とも呼ばれる。
, En física de astropartículas, un rayo cósm … En física de astropartículas, un rayo cósmico de ultra-altas energías (con siglas en inglés UHECR, Ultra-high-energy cosmic ray) es un rayo cósmico con energías que superen 1 EeV (1018 electronvoltios, aproximadamente 0.16 joulios), valores mucho más altos que su propia masa invariante relativista. Estas energías son altas en comparación al resto de otro tipos de radiación cósmica. resto de otro tipos de radiación cósmica.
, In astroparticle physics, an ultra-high-en … In astroparticle physics, an ultra-high-energy cosmic ray (UHECR) is a cosmic ray with an energy greater than 1 EeV (1018 electronvolts, approximately 0.16 joules), far beyond both the rest mass and energies typical of other cosmic ray particles. These particles are extremely rare; between 2004 and 2007, the initial runs of the Pierre Auger Observatory (PAO) detected 27 events with estimated arrival energies above 5.7×1019 eV, that is, about one such event every four weeks in the 3000 km2 area surveyed by the observatory.3000 km2 area surveyed by the observatory.
|
| rdfs:label |
Rayo cósmico de ultra-altas energías
, Raggi cosmici ad altissima energia
, 超高能宇宙射線
, Космічні промені надвисоких енергій
, Zetta-particule
, Raigs còsmics d'energia ultra alta
, أشعة كونية فائقة الطاقة
, Ultra-high-energy cosmic ray
, 超高エネルギー宇宙線
, 초고에너지 우주선
|
| rdfs:seeAlso |
http://dbpedia.org/resource/Cosmic_ray_observatory +
|
