ტერმინი "კოსმოსური სხივები", როგორც წესი, გულისხმობს გალაქტიკურ კოსმოსურ სხივებს, რომლებიც წარმოშობა მზის სისტემის გარეთ, და განაწილებულია ჩვენს გალაქტიკაში. თუმცა, ეს ტერმინი ასევე მოიცავს სხვა კლასების ენერგეტიკულ ნაწილაკებს, მათ შორის ბირთვებს და ელექტრონებს რომელთა აჩქარება გამოწვეულია მზეზე მიმდინარე პროცესებთან (ე.წ. მზის ენერგეტიკული ნაწილაკები – მზის ქარი) და ნაწილაკებს აჩქარებულს პლანეტთაშორის სივრცეში.

$\ast$ აღმოჩენა და ადრეული კვლევები :

კოსმოსური სხივები 1912 წელს აღმოაჩინა ვიქტორ ჰესმა, როდესაც მან შეამჩნია, რომ ელექტროსკოპი უფრო სწრაფად განიმუხტებოდა რაც უფრო მაღლა ადიოდა ის საჰაერო ბუშტით. მან ეს მიაწერა რადიაციის წყაროს რომელიც შემოდიოდა ატმოსფეროში ზემოდან. ამისთვის მას მიენიჭა ნობელის პრემია 1936 წელს. გარკვეული დროის განმავლობაში მას სჯეროდა, რომ გამოსხივება იყო ელექტრომაგნიტური ბუნებით (აქედან მომდინარეობს სახელწოდება კოსმოსური "სხივები"). თუმცა, 1930 წელს აღმოაჩინა, რომ კოსმოსური სხივები უნდა ყოფილიყო ელექტრულად დამუხტული, რადგან მათზე მოქმედებდა დედამიწის მაგნიტური ველი.



1930 წ.–დან 1950 წ.–მდე, სანამ ამაჩქარებლები მიაღწევდნენ ძალიან მაღალ ენერგიებს, კოსმოსური სხივები იყო ერთადერთი წყარო მაღალი ენერგიების ნაწილაკების შესასწავლად. ამ პერიოდში კოსმუსური სხივების საშუალებით მოხდაა სუბატომური ნაწილაკების, პოზიტრონის და მიუონის, აღმოჩენა. მას შემდეგ, კოსმოსური ერის დასაწყისში, კოსმოსური სხივების კვლევის ფოკუსმა გადაინაცვლა ასტროფიზიკურ კვლევებში: სად იღებენ კოსმოსური სხივები სათავეს, როგორ ჩქარდებიან ასეთ მაღალ ენერგიებამდე, რა როლი აქვთ გალაქტიკის დინამიკაში და რას გვეუბნება მათი შემადგენლობა მატერიაზე მზის სისტემის გარეთ.

$\ast$ კოსმოსური სხივების შემსწავლელი ობსერვატორიები :

დღეს-დღეობით ბევრი ექპერიმენტია გაშვებული კოსმოსური სხივების შესასწავლად: სატელიტებზე, საერთაშორისო კოსმოსურ სადგურზე, ხმელეთზე და წყალში, დიდ სიღრმეებზე და ატმოსფეროში საჰაერო ბუშტებზე.

$\hspace{15 mm}\cdot$ AGASA - Akeno Giant Air Shower Array in Japan
$\hspace{15 mm}\cdot$ ATIC - Advanced Thin Ionization Calorimeter
$\hspace{15 mm}\cdot$ ANITA - Antarctic Impulsive Transient Array
$\hspace{15 mm}\cdot$ GRAPES-3 - Gamma Ray Astronomy PeV EnergieS 3rd establishment
$\hspace{15 mm}\cdot$ HiRes - High Resolution Fly's Eye Cosmic Ray Detector
$\hspace{15 mm}\cdot$ Haverah Park
$\hspace{15 mm}\cdot$ ISS-CREAM - International Space Station - Cosmic Ray Energetics and Mass
$\hspace{15 mm}\cdot$ Pierre Auger Observatory
$\hspace{15 mm}\cdot$ TARA - Telescope Array Radar
$\hspace{15 mm}\cdot$ TA - Tibet As-Gamma Experiment
$\hspace{15 mm}\cdot$ Yakutsk Extensive Air Shower Array

$\hspace{15 mm}\cdot\hspace{1 mm}\cdot\cdot\cdot\cdot\cdot$

$\ast$ შემადგენლობა და ენერგიები :

შემადგენლობა

კოსმოსური სხივებში გვხვდება ყველა ელემენტი პერიოდული ტაბულიდან; დაახლოებით
$\hspace{15 mm}$89% პროტონები,
$\hspace{15 mm}$10% ალფა ნაწილაკები,
$\hspace{5 mm}$და დაახლოებით
$\hspace{15 mm}$1% მძიმე ელემენტები C, O , Mg, Si და Fe
არის მნიშვნელოვანი სიჭარბე იშვიათი ელემენტების Li, Be და B - წარმოქმნილი როდესაც მძიმე კოსმოსური სხივები, როგორიცაა ნახშირბადი, აზოტი და ჟანგბადი, იშლებიან მსუბუქი ელემენტების ბირთვებად ვარსკვლავთშორის გაზთან დაჯახებებისას. იზოტოპ ${}^{22}{Ne} $ აგრეთვე სიჭარბითაა, რაც გვიჩვენებს, რომ ნუკლეოსინთეზი განსხვავდებოდა შორეულ კოსმოსში და მზის სისტემაში.
$\hspace{15 mm}$ელექტრონები წარმოადგენენ დაახლოებით 1% -ს გალაქტიკური კოსმოსური სხივების. ჯერ ცნობილი არ არის რატომ არიან ელექტრონები ნაკლებ ეფექტურად აჩქარებული ვიდრე ბირთვები.

ენერგიები

კოსმოსური სხივების ენერგია ჩვეულებრივ იზომება MeV (მილიონი ელექტრონვოლტი) (Gev, Tev, Pev, Eev) ერთეულებში (ერთი ელექტრონ ვოლტი არის ენერგია რომელსაც მიიღებს ერთეულოვანი მუხტის მქონე ნაწილაკი, 1 ვოლტ პოტენციალთა სხვაობაში აჩქარებისას).

გალაქტიკური კოსმოსური სხივების დიდ ნაწილს ააქვს ენერგია 100 MeV (შეესაბამება პროტონებს რომლებსის სიჩქარე არის სინათლის სიჩქარის 43 %) და 10 GeV (შეესაბამება 99.6 % სინათლის სიჩქარით მოძრაობას).

კლასები

კოსმოსური სხივები მზის სისტემაში :

ისევე, როგორც კოსმოსური სხივები მრუდდებიან მაგნიტური ველებით ვარსკვლავთშორის სივრცეში, ისინი ასევე განიცდიან ზემოქმედებას პლანეტთაშორისი მაგნიტური ველით და მზის ქარით (მზიდან კორონიდან წამოსული, დაახლოებით 400 კმ/წმ სიჩქარის იონების და ელექტრონების პლაზმა), და ამიტომ უძნელდებათ შეაღწიონ შიდა მზის სისტემაში. თუ კოსმოსური ხომალდი გავა მზის სისტემის საზღვარს მიღმა აღმოაჩენს, რომ გალაქტიკური კოსმოსური სხივების ინტენსივობა იზრდება მზიდან დაშორების მიხედვით (ვოიაჯერ 1-მა, რომელიც გასცდა ჰელიოსფეროს დაადასტურა ინტენსივობის ზრდა). როგორც მზის აქტივობა იცვლება 11 წლიანი ციკლის განმავლობაში, ასევე კოსმოსური სხივების ინტენსივობა დედამიწაზე იცვლება საწინააღმდეგო შესაბამისობით მზის ლაქების რიცხვთან. მზე ასევე წარმოადგენს კოსმოსური სხივების, ბირთვების და ელექტრონების, წყარო. ეს ნაწილაკები ჩქარდებიან მზის კორონაში არსებული დარტყმითი ტალღებით და მზის ამოფრქვევებში მაგნიტური ენერგიის გამოთავისუფლების შედეგად. ასეთი შემთხვევებისას ენერგეტიკული ნაწილაკების ინტენსივობა შეიძლება გაიზარდოს $10^{2}$-დან $10^{6}$-მდე რამდენიმე საათის ან რამდენიმე დღის განმავლობაში. ასეთი მოვლენები უფრო ხშირია მზის ციკლის აქტიურ ფაზაში. მაქსიმალური ენერგია რომელსაც აღწევენ მზის ნაწილაკები ასეთი მოვლენების დროს, როგორც წესი, 10 – 100 MeV ფარგლებშია, ზოგჯერ აღწევს 1 GeV (დაახლოებით წელიწადში ერთხელ) 10 GeV (დაახლოებით ათწლეულში ერთხელ). მზის ენერგეტიკული ნაწილაკები შეიძლება გამოყენებულ იქნას იმისთვის, რომ სპექტროსკოპიული კვლევებით განვსაზღვროთ მზის ელემენტარული და იზოტოპური შემადგენლობა.

კოსმოსური სხივები გალაქტიკაში :

იმის გამო რომ კოსმოსური სხივები ძირითადად ელექტრულად დამუხტული ნაწილაკებისგან შედგება, გალაქტიკის მაგნიტური ველი, მზის სისტემა და დედამიწა ცვლის მათ ტრაექტორიებს იმდენად, რომ არ შეგვიძლია მივუთითოთ მათ წყაროზე პირდაპირ. თუმცა, მათ მიერ გამოსხივებული ელექტრომაგნიტური გამოსხივების მეშვეობით გალაქტიკის სხვა რეგიონებში, შეიძლება მოხდეს დაკვირვება მათზე.

თუ გავაკეთებთ ცის რუკას კოსმოსური სხივების ინტენსივობის, ის იქნება სრულიად ერთგვაროვანი. მაღალი ენერგიების (10 MeV - 1000 MeV) გამა სხივებზე დაკვირვება, რომელიც წარმოიქმნება კოსმოსური სხივების შეჯახებისას ვარსკვლავთშორის გაზთან, აჩვენებს რომ კოსმოსური სხივების წყაროების დიდი ნაწილი  მდებარეობს გალაქტიკის დისკზე, სავარაუდოდ მაგნიტური ველის გავლენით.


ჩვენი გალაქტიკის რუკა კოსმოსურ სხივებში (გამა სხივებში) ენერგიით მეტი 1Gev-ზე.

ულტრა მაღალი ენერგიის კოსმოსური სხივები (UHECR):

როდესაც მაღალი ენერგიის კოსმოსური სხივები ეჯახებიან ატომებს ატმოსფეროს ზედა ფენებში, ისინი წარმოქმნიან კასკადს "მეორადი" ნაწილაკების, რომელიც ღვარივით მოდის ქვემოთ ატმოსფეროს გავლით დედამიწის ზედაპირისკენ.


https://www.youtu...GwQoYi_Tow

მეორადი კოსმოსური სხივები მოიცავს პიონებს (რომელიც სწრაფად იშლება მიუონად, ნეიტრინოდ და 2 გამა კვანტად). მეორადი კოსმოსური ნაწილაკები თავის მხრივ კიდევ ახალ ნაწილაკებს წარმოქმნიან და ეს პროცესი გრძელდება დედამიწის ზედაპირამდე. ამ პროცესს ფართო ატმოსფერულ ღვარს უწოდებენ. მიწის ზედაპირამდე აღწევს მილიარდობით ენერგეტიკული ნაწილაკი, რომელმაც შეიძლება 10 კმ² ფართობი მოიცვას. კოსმოსური სხივები ენერგიით > $ 10^{14}$ eV შეისწავლება დიდი "ატომოსფერული ღვარის" მასივების დეტექტორებით განთავსებული მრავალ კვადრატულ კილომეტრზე.

სიხშირე ატმოსფერული ღვარების მერყეობს დაახლოებით 100 - 1 $მ^2$-ზე წელიწადში ენერგიებისთვის > $10^{15}$ eV და მხოლოდ დაახლოებით 1 - 1 $კმ^{2}$ საუკუნის განმავლობაში ენერგიებისთვის > $10^{20}$ eV. კოსმოსური სხივების ურთიერთქმედების პროდუქტები, როგორიცაა ნეიტრინო ასევე შეისწავლება დიდი დეტექტორებით, განთავსებული ღრმად მიწისქვეშა შახტებში, ან წყალში. კოსმოსური სხივების რაოდენობა 1 GeV - ზე ზემოთ მცირდება დაახლოებით 50-ჯერ ყოველ 10-ჯერ ენერგიის გაზრდისას. ენერგიების ფართო ენერგეტიკულ სპექტრზე, ნაწილაკების რაოდენობა მოსულ $მ^2$-ზე, ერთ სტერადიანში, ერთ წამში, მეტი ენერგიით ვიდრე $E$ (გაზომილი GeV–ში ) მოიცემა დაახლოებით

$N(>E)=k(E+1)^{-a}$
სადაც $k$ ~ 5000 $მ^2$, 1 სტერადიანში, 1 წამში და $a$ ~ 1.6.

კოსმოსური სხივების სპექტრი:



< 1 Gev - შესაბამისობაშია მზის აქტივობასთან დროში
1 Gev-დან Knee–მდე - გალაქტიკური წარმოშობის (ზეახალის დარტყმითი ტალღები)
Knee-დან ankle-მდე - ფართომასშტაბიანი დარტყმითი ტალღები (ზეახალის აფეთქებების გადასვლისას ვარსკვლავურ ქარებში)
Ankle-დან > $10^{19.5}$-მდე სავარაუდოდ გალატიკური და ექსტრაგალაქტიკური წარმოშობის გადაკვეთაა
> $10^{20}$ - 20 შემთხვევაა დაფიქსირებული AGASA, Fly’s eye, HiRes მიერ

უდიდესი ენერგიის კოსმოსური სხივი რომელიც დაფიქსირდა 1991 წელს Fly’s eye - ს ექსპერიმენტზე იუტას უნივერსიტეტში, იყო $3.2$x$10^{20}$eV ენერგიის ნაწილაკი. მისი ენერგია ექვივალენტურია ბეისბოლის ბურთის კინეტიკური ენერგიის, მოძრავის დაახლოებით 100 მილი/სთ სიჩქარით (~ 50 ჯოული, ~ 12 კალორია) !

პროტონისთვის ენერგიით > $6$x$10^{19}$ eV (საკმარისად მცირე ენერგიით) განიცდის არადრეკად დაჯახებებს მიკროტალღოვანი ფონური გამოსხივების (Cosmic Microwave Background – CMB) $\gamma_{CMB}$ ფოტონებთან, რომლითაც სავსეა კოსმოსური სივრცე და წარმოქმნის პიონს.

$\gamma_{CMB} + p \rightarrow \Delta^{+} \rightarrow p + \pi^0$

$\gamma_{CMB} + \gamma \rightarrow e^+ + e^-$

$\gamma_{CMB} + p \rightarrow \Delta^{+} \rightarrow n + \pi^{+}$

$E_{\gamma} \approx$ $8.2$x$10^{14}$ eV - გამა კვანტისთვის

$E_{p} \approx$ $2$x$10^{20}$ eV - პროტონისთვის

ენერგიის ამ მნიშვნელობას უწოდებენ გრეიზენ–ზაცეპინ–კუზმინის (GZK) ზღვარს. ეს არის თეორიული ზედა ზღვარი კოსმოსური სხივების ენერგიის, რომლებიც მოდიან "შორეული" წყაროებიდან. ეს არის ის მაქსიმალური ენერგია, რომელიც შეიძლება გააჩნდეს მაგალითისთვის პროტონს და მაღალი ენერგიის ფოტონს რომლებმაც ჩვენამდე მოაღწიეს, წინააღმდეგ შემთხვევაში – მეტი ენერგიით, ისინი აუცილებლად დაკარგავენ ენერგიას CMB ფოტონებთან ურთიერთქმედებისას.

Auger observatory, Hi Res I, Hi Res II, Yakutsk, Fly’s eye, AGASA–ს მონაცემები კარგ თანხვედრაშია GZK ზღვარზე სპექტრის ჩამოჭრასთან.

კვლევები და გაზომვის საშუალებები

კოსმოსური სხივების დეტექტირების მეთოდები დამოკიდებულია მათ ენერგიაზე:

< $0.1$ x $10^{15}$ eV – ნაკადი საკმარისად დიდია პირდაპირი დაკვირვებისთვის

$\triangleright$ კალორიმეტრები
$\triangleright$ ემულსიები
$\triangleright$ TR Detectors საჰაერო ბუშტებში
$\triangleright$ სატელიტებზე და კოსმოსურ სადგურზე

დაჯახება მაღალი ენერგიის კოსმოსური სხივის, ატომზე ფოტოგრაფიულ
ემულსიაში შეიძლება დანახული იყოს მიკროსკოპში


< $0.1$ x $10^{15}$ eV – ნაკადი საკმაოდ მცირეა პირდაპირი დაკვირვებისთვის – "ფართო ატმოსფერული ღვარები"


Hi-Res I,  pierre auger observatory - დეტექტირების ფართობი 3000 $კმ^2$

დეტექტორების მასივი :

ატმოსფერული ნათების
$\triangleright$ ჩერენკოვის დეტექტორები
$\triangleright$ ფლუორესცენციური დეტექტორები (აზოტის სცინტილაციები ულტრაიისფერ სპექტრში)

მაგალითისთვის; Pierre Auger Observatory, ამჟამად ყველაზე დიდი ობსერვატორია რომლის დეტექტირების ფართობი მოიცავს 3000 კმ²–ს (ლუქსემბურგზე დიდი 2,586.4 $კმ^2$). განთავსებულია მენდოსას პროვინციაში, ანდების მთათა სისტემასთან ახლოს და იყენებს ჰიბრიდულ დეტექტირების მეთოდს; ჩერენკოვის და ფლუორესცენციურ დეტექტორებს.

$\ast$ ენერგიის წყაროები და აჩქარების მექანიზმები :

1949 წელს, ენრიკო ფერმის მიერ, შემოთავაზებული იყო, რომ მაღალი ენერგიის კოსმოსური სხივები ჩქარდებიან ვარსკვლავთშორისი გაზის ღრუბლების მაგნიტურ ველებში.

დამუხტული ნაწილაკი მომწყვდეულია ზეახალი ვარსკვლავის ნარჩენის მაგნიტურ ველში მოძრაობს შემთხვევითად და ზოგჯერ კვეთს ზეახალის აფეთქების შედეგად წარმოშობილ დარტყმით ტალღას. თითოეული გადაკვეთისას დარტმითი ტალღა ზრდის ნაწილაკების სიჩქარეს დაახლოებით 1 %–ით. ბევრი გადაკვეთის შემდეგ, ნაწილაკი იძენს საკმარის ენერგიას დატოვოს ზეახალის ნარჩენი და იმოძრაოს გალაქტიკაში, როგორც ახალშობილმა კოსმოსურმა სხივმა.

https://www.youtu...3ue7cEocvI

2008 წელს, ამოქმედების დღიდან Fermi's Large Area Telescope (LAT)–მა გააკეთა დეტექტირება მილიონიდან მილიარდამდე ელექტრონ ვოლტის (MeV დან GeV მდე) გამა სხივების, ზეახალის ნარჩენებიდან. შედარებისთვის, ენერგია ხილული სინათლის არის 2 და 3 eV–ს შორის.

LAT–ის შედეგები ეხება ორ კონკრეტულ ზეახალის ნარჩენებს, რომელიც ცნობილია როგორც IC 443 და W44. ისინი ფართოვდებიან ცივი, მკვრივი ღრუბლების სახით ვარსკვლავთშორის გაზად. ეს ღრუბლები ასხივებენ გამა სხივებს. გამა სხივების მიზეზი არის კოსმოსური სხივების პროტონები. როდესაც კოსმოსური სხივების პროტონები ეჯახებიან ნორმალურ პროტონებს (დაბალი ენერგიის, “ადგილობრივს“), წარმოიქმნებიან მოკლე სიცოცხლის ხანგრძლივობის მქონე ნაწილაკებს – ნეიტრალურ პიონებს. პიონი სწრაფად იშლება წყვილ გამა კვანტად. გამა გამოსხივება კი პირდაპირ მოდის ჩვენთან.


ბლაზარებს – აქტიური გალაქტიკების ერთ–ერთი ტიპი, შეესაბამება ყველაზე დიდ წყაროს ფერმი LAT-ის მეორე კატალოგში, წყაროს მესამედი უცნობია

UHCER-ს წყაროების ასახსნელად პოპულარულია ორი მოდელი ასტროფიზიკური და ახალი ფიზიკით ან როგორც ეძახიან “Bottom-up” და “top-down” შესაბამისად.

ასტროფიზიკური მოდელის თანახმად (Bottom up) :

წყარო უნდა აკმაყოფილებდეს ორ პირობას:
- დიდი ნათება
- მაღალი მაქსიმალური ენერგია აჩქარების $E_{max}$

ამ პირობებს აკმაყოფილებენ: აქტრიური გალაქტიკური ბირთვები (AGN) და გამა სხივური აფეთქებები (GRB). არის დაკვირვებების მითითება AGN-ზე როგორც წყაროებზე; თანხვედრა UHCER მიმართულებების BL Lacs–ზე (BL Lacs არის AGN მომართული ჯეტებით დამკვირვებლის მხარეს). ისინი აჩქარებენ ნაწილაკებს ჯეტის გასწვრივ. არის გარკვეული კორელაცია მატერიის განაწილებასა და UHECR –ს მოსვლის მიმართულებებს შორის:


ცის რუკა მატერიის განაწილების და UHECR -ს მოსვლის მიმართულებების გალაქტიკურ კოორდინატებში. ბნელი რეგიონები შეესაბამება დიდ ნაკადს
C: Centaurus supercluster (60 Mpc); Co: Coma cluster (90 Mpc); E: Eridanus cluster (30 Mpc);F: Fornax cluster (20 Mpc); Hy: Hydra supercluster (50 Mpc); N: Norma supercluster (65 Mpc); PI: Pavo-Indus supercluster (70 Mpc); PP: Perseus-Pisces supercluster (70 Mpc); Ursa Major North group (20 Mpc) South group (20 Mpc); V: Virgo cluster (20 Mpc).

UHECR-ს აჩქარება ხდება რელატივისტური დარტყმითი ტალღის საშუალებით AGN ჯეტში. ასევე შეიძლება მოხდეს პინჩ აჩქარებით ჯეტში, ეს მექანიზმი თანხვედრაშია ტოკამაკებში და კოსმოსურ დისტანციებზე დაკვირვებებთან.

ეს არის სტატისტიკური აჩქარების მექანიზმი.

ხოლო პირდაპირი აჩქარების მექანიზმით $10^{20}$ eV ენერგიამდე - შეუძლია ნეიტრონულ ვარსკვლავებს ძალიან ძლიერი მაგნიტური ველით $10^{12} - 10^{13}$ გაუსი.

ჰილასის გრაფიკი. ასტრონომიული ობიექტების მაგნიტური ველის სიძლიერის მათ ზომაზე დამოკიდებულება.

ახალი ფიზიკის თანახმად (top down) : (> $10^{20}$ eV შემთხვევებისთვის)

სხვადასხვა მოდელის მიხედვით მოითხოვს შემდეგის არსებობას :

$\bullet $ სუპერ მძიმე ბნელი მატერია ($X \rightarrow hadrons$)

$\hspace{ 40 mm} M_{X} = 10^{22} - 10^{25}$ eV

$\bullet $ რეზონანსული ნეიტრიონები ( $Z\hspace{ 1mm} bursts$ )

$\hspace{40 mm} \nu + \bar{\nu} \rightarrow Z \rightarrow hadrons$ მოითხოვს ნეიტრინოების ძალიან დიდ ნაკადს

$\bullet $ ტოპოლოგიური დეფექტები ადრეულ სამყაროში

$\bullet $ ახალი ნაწილაკები

$\hspace{30 mm} $ ძლიერად ურთიერთქმედი ნეიტრინო, მსუბუქი (კვაზი) სტაბილური ადრონი (glueballino $g\tilde{g}$), სარკული ნეიტრინოები

$\bullet $ ლორენც ინვარიანტობის დარღევევა

არის კიდევ ე.წ. ჰიბრიდული მოდელი ულტრა მაღალი ენერგიის კოსმოსური სხივების წყაროს ასახსნელად, რომელიც ითავსებს ფიზიკას სტანდარტული მოდელის მიღმა და “Bottom up”-ს.

ყველაზე ფართო მასშტაბიანი და ყველაზე დიდი შესაძლებლობის მქონე ექსპერიმეტი რომელიც უახლოეს მომავალში იგეგმება:

2016 წელს იგეგმება JEM-EUSO "Japanese Experiment Module" (JEM), "Extreme Universe Space Observatory" (EUSO), ექსპერიმენტი რომელიც განთავსდება საერთაშორისო კოსმოსურ სადგურზე 400 კმ სიმაღლეზე და დედამიწას გარშემო შემოუვლის ყოველ 90 წუთში. ჩაიწერს ფართო ატმოსფერულ ღვარების ტრეკს 2.5 მიკროწამი დროითი გარჩევადობით და სივრცული გარჩევადობით 0.75 კმ. მყისიერი აპერტურა 50–250 ჯერ დიდია Pierre Auger Observatory–ზე. მისი დაკვირვების აპერტურა დედამიწაზე არის წრე 250 კმ რადიუსის და ატმოსფეროს მოცულობა მის ზემოთ $60^{\circ}$ გრადუსიანი ხედვის არით, არის 1 ტერატონაზე ($10^{12}$ ტ) მეტი.



წყარო

http://www.srl.ca...encyc.html
http://en.wikiped...cosmic_ray
http://www.nasa.g...5YAUFPNJSG
http://www.nasa.g...ensus.html
http://home.fnal....elerators/
http://www.fe.inf...zinsky.pdf
http://arxiv.org/...
http://jemeuso.ri...