AbstractThe intensity of cosmic-ray

Abstract
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. Highenergy
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:

บทคัดย่อความเข้มของรังสีคอสมิกอิเล็กตรอนเพียง 1% ของโปรตอน 10 GeV และลดลงอย่างรวดเร็วกับพลังงานเป็น 0.1% ของโปรตอนที่ 1 TeV อย่างไรก็ตาม อิเล็กตรอนในรังสีคอสมิกมีคุณลักษณะพิเศษ การอื่น ๆ รังสีคอสมิก nucleonic ส่วนประกอบทั้งหมดเพราะพวกเขาช่วยให้เราสามารถค้นหาต้นกำเนิดของรังสีคอสมิกและคุณสมบัติของกลไกการเผยแพร่ของพวกเขาในจักรวาล Highenergyอิเล็กตรอนสูญเสียพลังงาน โดยรตรอนและผกผัน คอมป์ตันกระบวนการระหว่างการเผยแพร่ในจักรวาล ตั้งแต่การสูญเสียพลังงานอัตรา โดยกระบวนการเหล่านี้เป็นสัดส่วนกับตารางพลังงาน อิเล็กตรอน TeV เร่งในแหล่งที่มีขนาดใหญ่กว่า 1 kpc ระยะห่างหรืออายุมากกว่ากี่ 105 ปี ไม่สามารถเข้าถึงระบบสุริยะ นี้แสดงให้เห็นว่า บางแหล่งใกล้เคียงออกจากลายเซ็นที่ไม่ซ้ำกันในการแบบฟอร์มโครงสร้างที่ระบุในคลื่นพลังงานของอิเล็กตรอน TeV และแสดงการเพิ่มขึ้นของฟลักซ์ต่อแหล่งมา ในกระดาษนี้ผมทบทวนข้อสังเกตของอิเล็กตรอนพลังงานสูงในรังสีคอสมิกผ่านมา และหารือเกี่ยวกับความสำคัญของดารา

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

บทคัดย่อ
ความเข้มของอิเล็กตรอนจักรวาล-ray เป็นเพียง 1% ของโปรตอนที่ 10 GeV และลดลงอย่างรวดเร็วด้วยพลังงานที่จะ? 0.1% ของ
โปรตอนที่ 1 TeV อย่างไรก็ตามอิเล็กตรอนในจักรวาลรังสีมีคุณสมบัติที่เป็นเอกลักษณ์ประกอบกับจักรวาลอื่น ๆ -ray ส่วนประกอบ nucleonic ทั้งหมด
เพราะพวกเขาทำให้เราสามารถที่จะหาต้นกำเนิดของจักรวาลครีบและคุณสมบัติของกลไกการขยายพันธุ์ของพวกเขาในจักรวาล Highenergy
อิเล็กตรอนสูญเสียพลังงานโดยซินโครและผกผันกระบวนการคอมป์ตันในระหว่างการเผยแพร่ในจักรวาล เนื่องจากการสูญเสียพลังงาน
อัตราโดยกระบวนการเหล่านี้เป็นสัดส่วนกับตารางของพลังงานที่อิเล็กตรอน TeV เร่งในแหล่งที่มาที่ระยะทางที่มีขนาดใหญ่กว่า 1 KPC,
หรือทุกเพศทุกวัยมากกว่าไม่กี่ 105 ปีไม่สามารถเข้าถึงระบบพลังงานแสงอาทิตย์ นี้แสดงให้เห็นว่าบางแหล่งที่อยู่บริเวณใกล้เคียงออกจากลายเซ็นที่ไม่ซ้ำกันใน
รูปแบบของโครงสร้างที่สามารถระบุตัวในสเปกตรัมพลังงานของอิเล็กตรอน TeV และแสดงการเพิ่มขึ้นของฟลักซ์ที่มีต่อแหล่งที่มา ในบทความนี้
ฉันทบทวนข้อสังเกตที่ผ่านมาของพลังงานสูงอิเล็กตรอนจักรวาล-ray และหารือเกี่ยวกับความสำคัญของพวกเขา Astrophysical

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

บทคัดย่อความเข้มของรังสีคอสมิกอิเล็กตรอนที่เป็นเพียง 1 % ของโปรตอนที่ 10 gev และลดลงอย่างรวดเร็ว ด้วยพลังงานเป็น 0.1% ของโปรตอน 1 ที วี . อย่างไรก็ตาม อิเล็กตรอนในรังสีคอสมิกที่มีคุณลักษณะเฉพาะ ประกอบอื่น ๆทั้งหมดที่รังสีคอสมิก nucleonic ส่วนประกอบเพราะพวกเขาช่วยให้เราเพื่อหาต้นกำเนิดของรังสีคอสมิก และคุณสมบัติของกลไกการขยายพันธุ์ในกาแล็กซี่ highenergyอิเล็กตรอนที่สูญเสียพลังงานโดยซินโครตรอนและกระบวนการตรงกันข้ามคอมป์ตันในการขยายพันธุ์ในกาแล็กซี่ เนื่องจากการสูญเสียพลังงานคะแนน โดยกระบวนการเหล่านี้จะแปรผันโดยตรงกับกำลังสองของพลังงาน ที วี อิเล็กตรอนเร่งในแหล่งที่ระยะทางขนาดใหญ่กว่า KPC 1 ,หรือมากกว่าไม่กี่ อายุ 105 ปี ไม่สามารถเข้าถึงระบบพลังงานแสงอาทิตย์ นี้แสดงให้เห็นว่าบางแหล่งใกล้เคียงกันไว้ในลายเซ็นรูปแบบของโครงสร้างที่ระบุในสเปกตรัมพลังงานของอิเล็กตรอนที วี และแสดงการเพิ่มขึ้นของฟลักซ์ที่มีต่อแหล่งข้อมูล ในกระดาษนี้ฉันทบทวนอดีตของรังสีคอสมิกพลังงานสูงสังเกตอิเล็กตรอนและหารือกำหนดแหล่งกำเนิดของพวกเขา