The intensity of cosmic-ray electro

The intensity of cosmic-ray electrons is only 1% of the protons at 10 GeV, and decreases very rapidly with energy to be 0.1% of protons at 1 TeV. Nevertheless, electrons in cosmic-rays have unique features, complementary to all other cosmic-ray nucleonic components,because they enable us to find the origins of cosmic-rays and the properties of their propagation mechanisms in the Galaxy. High energy electrons lose energy by synchrotron and inverse Compton processes during the propagation in the Galaxy. Since the energy loss rate by these processes is proportional to the square of energy, TeV electrons accelerated in the sources at distances larger than 1 kpc, or ages greater than a few 105 yr, cannot reach the solar system. This suggests that some nearby sources leave unique signatures in the form of identifiable structures in the energy spectrum of TeV electrons, and show increases of the flux towards the sources. In this paper,
I review the past observations of high-energy cosmic-ray electrons and discuss their astrophysical significance.

ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

ความเข้มของรังสีคอสมิกอิเล็กตรอนเพียง 1% ของโปรตอน 10 GeV และลดลงอย่างรวดเร็วกับพลังงานเป็น 0.1% ของโปรตอนที่ 1 TeV อย่างไรก็ตาม อิเล็กตรอนในรังสีคอสมิกมีคุณลักษณะพิเศษ การทั้งรังสีคอสมิก nucleonic คอมโพเนนต์อื่น ๆ เนื่องจากพวกเขาทำให้เราสามารถค้นหาต้นกำเนิดของรังสีคอสมิกและคุณสมบัติของกลไกการเผยแพร่ของพวกเขาในจักรวาล อิเล็กตรอนพลังงานสูงสูญเสียพลังงาน โดยรตรอนและผกผัน คอมป์ตันกระบวนการระหว่างการเผยแพร่ในจักรวาล เนื่องจากอัตราการสูญเสียพลังงาน ด้วยกระบวนการเหล่านี้เป็นสัดส่วนกับตารางพลังงาน อิเล็กตรอน TeV เร่งในแหล่งที่มีขนาดใหญ่กว่า 1 kpc หรืออายุมากกว่ากี่ 105 ปี ระยะที่ไม่สามารถเข้าถึงระบบสุริยะ นี้แสดงให้เห็นว่า บางแหล่งใกล้เคียงออกจากเฉพาะลายเซ็นในแบบฟอร์มโครงสร้างบุคคลในสเปกตรัมพลังงานของอิเล็กตรอน TeV และแสดงการเพิ่มขึ้นของฟลักซ์ต่อแหล่งมา ในกระดาษนี้ผมทบทวนข้อสังเกตของอิเล็กตรอนพลังงานสูงในรังสีคอสมิกผ่านมา และหารือเกี่ยวกับความสำคัญของดารา

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

ความเข้มของอิเล็กตรอนจักรวาล-ray เป็นเพียง 1% ของโปรตอนที่ 10 GeV และลดลงอย่างรวดเร็วด้วยพลังงานที่จะ? 0.1% ของโปรตอนที่ 1 TeV อย่างไรก็ตามอิเล็กตรอนในจักรวาลรังสีมีคุณสมบัติที่เป็นเอกลักษณ์ประกอบกับจักรวาลอื่น ๆ -ray ส่วนประกอบ nucleonic ทั้งหมดเพราะพวกเขาช่วยให้เราเพื่อหาต้นกำเนิดของจักรวาลครีบและคุณสมบัติของกลไกการขยายพันธุ์ของพวกเขาในจักรวาล อิเล็กตรอนพลังงานสูงสูญเสียพลังงานโดยซินโครและผกผันกระบวนการคอมป์ตันในระหว่างการเผยแพร่ในจักรวาล เนื่องจากอัตราการสูญเสียพลังงานโดยกระบวนการเหล่านี้เป็นสัดส่วนกับตารางของพลังงานที่อิเล็กตรอน TeV เร่งในแหล่งที่มาที่ระยะทางที่มีขนาดใหญ่กว่า 1 KPC หรือมากกว่าทุกเพศทุกวัยไม่กี่ 105 ปีไม่สามารถเข้าถึงระบบพลังงานแสงอาทิตย์ นี้แสดงให้เห็นว่าบางแหล่งที่อยู่บริเวณใกล้เคียงออกจากลายเซ็นที่ไม่ซ้ำกันในรูปแบบของโครงสร้างที่สามารถระบุตัวในสเปกตรัมพลังงานของอิเล็กตรอน TeV และแสดงการเพิ่มขึ้นของฟลักซ์ที่มีต่อแหล่งที่มา ในบทความนี้
ฉันทบทวนข้อสังเกตที่ผ่านมาของพลังงานสูงอิเล็กตรอนจักรวาล-ray และหารือเกี่ยวกับความสำคัญของพวกเขา Astrophysical

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

ความเข้มของรังสีคอสมิกอิเล็กตรอนที่เป็นเพียง 1 % ของโปรตอนที่ 10 gev และลดลงอย่างรวดเร็ว ด้วยพลังงานเป็น 0.1% ของโปรตอน 1 ที วี . อย่างไรก็ตาม อิเล็กตรอนในรังสีคอสมิกที่มีคุณลักษณะเฉพาะ ประกอบกับรังสีคอสมิก nucleonic ส่วนประกอบทั้งหมดอื่น ๆเพราะพวกเขาช่วยให้เราเพื่อหาต้นกำเนิดของรังสีคอสมิก และคุณสมบัติของกลไกการขยายพันธุ์ในกาแล็กซี่ อิเล็กตรอนพลังงานสูง สูญเสียพลังงานโดยซินโครตรอนและกระบวนการตรงกันข้ามคอมป์ตันในการขยายพันธุ์ในกาแล็กซี่ เนื่องจากสูญเสียพลังงานเท่ากัน โดยกระบวนการเหล่านี้จะแปรผันโดยตรงกับกำลังสองของพลังงาน ที วี อิเล็กตรอนเร่งในแหล่งที่ระยะทางขนาดใหญ่กว่า 1 KPC หรือมากกว่าไม่กี่ อายุ 105 ปี ไม่สามารถเข้าถึงระบบพลังงานแสงอาทิตย์ นี้แสดงให้เห็นว่าบางแหล่งใกล้เคียงทิ้งลายเซ็นเฉพาะในรูปแบบของโครงสร้างที่ระบุในสเปกตรัมพลังงานของอิเล็กตรอนที วี และแสดงการเพิ่มขึ้นของฟลักซ์ที่มีต่อแหล่งข้อมูล ในกระดาษนี้ฉันทบทวนอดีตของรังสีคอสมิกพลังงานสูงสังเกตอิเล็กตรอนและหารือกำหนดแหล่งกำเนิดของพวกเขา