2) secondary rolling thread
次级绕线
1.
Research on automobile secondary rolling thread of ignition coils;
汽车点火线圈次级绕线分析
4) secondary,ray
次级射线
5) secondary wiring
次级线路
6) secondary wire
次级导线
补充资料：次级宇宙线
初级宇宙线与大气作用产生的各种射线。初级宇宙线的粒子进入大气后逐渐被吸收，它们与大气中原子核作用产生的强子构成次级宇宙线的强子成分；产生的π0或η介子,又衰变为γ光子,γ光子在大气中电磁级联簇射，构成次级宇宙线的电子光子成分；π±或K±介子衰变产生次级宇宙线的μ子成分。这些粒子统称为次级宇宙线。人们在地面上探测到的宇宙线（除初级宇宙线中微子外）基本都是次级宇宙线。
吸收 次级宇宙线的强度（单位时间内通过单位立体角单位面积的粒子数）与大气深度和天顶角有关。
宇宙线进入大气层后，随大气?疃龋ǖ酱笃惚咴档木嗬耄ǔＳ迷谡庖痪嗬肽诘ノ缓峤孛婕涞奈镏实牧坷幢硎?,单位为克／厘米2）的增加，次级宇宙线不断产生，宇宙线平均能量逐渐降低，其强度最初是逐渐增大，在海平面上12～22公里高度处宇宙线强度有极大值，以后因大气吸收，强度逐渐减弱。由于地磁效应，在地磁极区初级宇宙线包含有较多的低能粒子，其强度比地磁赤道区约高一个量级，但能量较低的粒子产生的次级粒子的数量较少，也容易被吸收，因而随着大气深度的增加，地磁极区的宇宙线强度较快地达到极大，以后吸收也较快,它与地磁赤道区的宇宙线强度差别逐渐减小,在海平面二者间的差别仅约为14％。在海平面宇宙线强度约为1.1×109cm9·s-1·sr-1，这个强度比极大值处低20～50倍。
次级宇宙线的天顶角分布也反映它在大气中的吸收特性,在大天顶角方向,宇宙线穿过的大气吸收层比垂直方向厚，其强度就弱。以I(x,θ)表示大气深度为x、θ方向的宇宙线强度，一般有I(x，θ)=I(x，0)cosθ，其中I(x，0)为垂直方向的宇宙线强度。n值随宇宙线成分及大气深度不同而异,在同一深度n值越大表明它在大气中的吸收越快。对海平面宇宙线有n=2。
强子成分 初级宇宙线中原子核进入大气后，在几十克／厘米2深度内几乎全部因与大气核作用而碎裂,故次级宇宙线中的强子成分不再包含原子核，大部分是核子，少部分是介子。它们在大气中的吸收较快，吸收长度λa≈100克／厘米2,即在大气深度为x处观测强子成分垂直方向的强度为I(x，0)=I(0)exp(-x/λa)，其中I(0)为大气顶端的强子成分强度（近似于初级宇宙线强度）。在海平面带电强子成分的强度约为 1×104cm9·s-1·sr-1，约比初级宇宙线强度低三四个量级。在地面上能量大于E的带电强子数目即积分能谱可表为N(>E )∝(E+D)-m，其中D≈9×108eV,m＝2,对于能量E>1010eV区域能谱与初级宇宙线相似,这是一个很陡的谱,即每当能量高一个量级，宇宙线的强度要降两个量级。因此研究流强极为微小的超高能宇宙线事例要有大规模的探测器并且放置在尽可能高的地方去观测。如放置在5500米高山上的乳胶室,每平方米每年可得到一个观察能量超过1014eV的宇宙线作用事例，而要观察1018～10τeV的广延大气簇射事例则需要把探测器布置在若干平方公里范围。宇宙线的中子成分对于能量高于1010eV的高能部分,在地面上观察到的强度与能谱均与质子相似，但能量低于500MeV的宇宙线的中子强度比质子大，在海平面宇宙线中包含了能量从eV到100MeV的中子, 其强度为10-3cm9·s-1·sr-1量级。对能量高于1010eV的宇宙线强子以I(x,θ)=I(x,0)cosθθ表其天顶角分布，在5500米高山有n=5，在海平面n值更大。
光子电子成分 初级宇宙线中只有百分之几的电子成分和一些低能光子，次级宇宙线中的光子电子成分主要来自宇宙线与大气核作用产生的π0介子衰变放出的γ光子，这些γ光子在大气中电磁级联簇射，所以从大气顶端开始光子电子成分随大气深度强度逐渐增大，在海平面上15～20公里高空达到极大值，此时它的强度约占宇宙线强度的3／4，比初级宇宙线的强度还高一倍左右。以后它在大气中逐步被吸收，因为它主要来源于强子成分的核作用，所以其能谱形式及吸收规律和强子成分相近，天顶角分布也与强子成分相近。但到达海平面，有部分光子电子成分是μ子成分的作用产物,在地下还可以探测到强度很低的光子电子成分,它们基本都是μ子成分的作用产物，这时光子电子成分的能谱形式和天顶角分布就与强子成分不一样。由于光子电子成分容易被铅吸收，常称为宇宙线的软成分（实验上指被10厘米铅吸收的宇宙线为宇宙线的软成分）。
μ子成分 宇宙线中的μ子是π±、K±介子的衰变产物。初级宇宙线进入到大气层不到100克／厘米2的深度范围，多数会发生核作用，产生π±、K±，在12～20公里高空空气稀薄，介子在此发生次级作用的几率较小而衰变几率大，多数μ子在此层产生。故称之为μ子产生层。μ子产生的平均高度约为100克／厘米2（大概对应于16公里左右的高空）,称为μ子的产生高度,μ子寿命较长（约2×10-6秒），它在物质中运动损失能量也小，因而有很强的穿透力，通常很容易穿过10厘米厚的铅吸收体,故称μ子成分为宇宙线的硬成分。临近地面随大气厚度增加，宇宙线的其他成分被大气逐渐吸收,强度逐渐减小，而μ子成分吸收慢，它的强度逐渐超过其他成分,在海平面μ子成分的强度占宇宙线强度的3／4,约8×10-3cm9·s-1·sr-1。
海平面宇宙线的天顶角分布主要反映μ子成分的天顶角分布，即I(x,θ)＝I（x,0）cos2θ。但对能量大于1012eV的高能μ子成分具有完全不同的天顶角分布,这是因为在大天顶角方向大气吸收层较厚,经过路程较长,通常μ子成分能量约为(1～10)×1010eV有较大的几率被吸收或衰变,而对于能量大于1012eV的μ子在大天顶角方向，不被吸收也不会衰变，相反在大天顶角方向有较厚的μ子产生层，产生的μ子数目多，对于这种高能μ子成分具有I(x,θ)=I(x,0)secθ的天顶角分布。
μ子成分是π±、K±的衰变产物，故其能谱与π、K的能谱相关，以dN/dE表示介子能谱，则μ子成分能谱可表为dNμ/dE=(dN/dE)B/(B+E)。对于π,B=9×1010eV；对于K,B=5.2×1011eV。即在E能区μ子能谱与介子能谱相似，但到E≥1012eVB时,有dNμ／dE≈(1/E)dN/dE,这是因为介子的衰变几率与其能量成反比，而其作用几率近于常数的缘故。因而在高能区μ子成分能谱比强子能谱更陡，所以探测1014eV的超高能宇宙线μ子是很困难的课题。
地下宇宙线 在地下宇宙线其他成分很快被吸收，μ子成分强度也逐渐减弱。在地下 200米水当量（每100克/厘米2的地层厚度称一米水当量）处 μ子成分强度为109cm9s-1·sr-1, 在地下4000米水当量处μ子成分强度为10-8cm9·sr-1 ，从1.2×104米水当量起到更深的地下有一近似为恒定的μ子成分强度, 约为2×10-12cm9s-1·sr-1，而水平方向此值约高一倍，这是宇宙线中微子与地球作用的产物。
中微子成分 次级宇宙线的中微子（主要vμ）的强度及能谱均可较准确的计算。在实验上，由于中微子与物质作用几率极小，因此它与初级宇宙线的中微子成分一样，作用事例极少(其强度也不因吸收减弱)，只有在深层地下当其他宇宙线成分都被吸收后，它的作用事例才显示出来。
次级宇宙线强度的时间变化 连续测量地面宇宙线强度，发现它有百分之几的小变化（在极个别情况下强度可有短时的成倍增长）。引起这些变化的原因除了是因初级宇宙线强度变化外。地球气象条件的变化（大气压、高层大气的温度和密度变化）也能引起宇宙线强度的微小变化。中国和世界其他一些国家都设有地面观测台站记录宇宙线μ子和中子强度以及总强度的变化。
参考书目
J.G.Wilson,ed., Progress in Cosmic Ray Physics, Vol.1,North-Holland,Amsterdam,1952.
S. Hayakawa, Cosmic Ray Physics, Wiley-Interscience,New York,1969.
吸收 次级宇宙线的强度（单位时间内通过单位立体角单位面积的粒子数）与大气深度和天顶角有关。
宇宙线进入大气层后，随大气?疃龋ǖ酱笃惚咴档木嗬耄ǔＳ迷谡庖痪嗬肽诘ノ缓峤孛婕涞奈镏实牧坷幢硎?,单位为克／厘米2）的增加，次级宇宙线不断产生，宇宙线平均能量逐渐降低，其强度最初是逐渐增大，在海平面上12～22公里高度处宇宙线强度有极大值，以后因大气吸收，强度逐渐减弱。由于地磁效应，在地磁极区初级宇宙线包含有较多的低能粒子，其强度比地磁赤道区约高一个量级，但能量较低的粒子产生的次级粒子的数量较少，也容易被吸收，因而随着大气深度的增加，地磁极区的宇宙线强度较快地达到极大，以后吸收也较快,它与地磁赤道区的宇宙线强度差别逐渐减小,在海平面二者间的差别仅约为14％。在海平面宇宙线强度约为1.1×109cm9·s-1·sr-1，这个强度比极大值处低20～50倍。
次级宇宙线的天顶角分布也反映它在大气中的吸收特性,在大天顶角方向,宇宙线穿过的大气吸收层比垂直方向厚，其强度就弱。以I(x,θ)表示大气深度为x、θ方向的宇宙线强度，一般有I(x，θ)=I(x，0)cosθ，其中I(x，0)为垂直方向的宇宙线强度。n值随宇宙线成分及大气深度不同而异,在同一深度n值越大表明它在大气中的吸收越快。对海平面宇宙线有n=2。
强子成分 初级宇宙线中原子核进入大气后，在几十克／厘米2深度内几乎全部因与大气核作用而碎裂,故次级宇宙线中的强子成分不再包含原子核，大部分是核子，少部分是介子。它们在大气中的吸收较快，吸收长度λa≈100克／厘米2,即在大气深度为x处观测强子成分垂直方向的强度为I(x，0)=I(0)exp(-x/λa)，其中I(0)为大气顶端的强子成分强度（近似于初级宇宙线强度）。在海平面带电强子成分的强度约为 1×104cm9·s-1·sr-1，约比初级宇宙线强度低三四个量级。在地面上能量大于E的带电强子数目即积分能谱可表为N(>E )∝(E+D)-m，其中D≈9×108eV,m＝2,对于能量E>1010eV区域能谱与初级宇宙线相似,这是一个很陡的谱,即每当能量高一个量级，宇宙线的强度要降两个量级。因此研究流强极为微小的超高能宇宙线事例要有大规模的探测器并且放置在尽可能高的地方去观测。如放置在5500米高山上的乳胶室,每平方米每年可得到一个观察能量超过1014eV的宇宙线作用事例，而要观察1018～10τeV的广延大气簇射事例则需要把探测器布置在若干平方公里范围。宇宙线的中子成分对于能量高于1010eV的高能部分,在地面上观察到的强度与能谱均与质子相似，但能量低于500MeV的宇宙线的中子强度比质子大，在海平面宇宙线中包含了能量从eV到100MeV的中子, 其强度为10-3cm9·s-1·sr-1量级。对能量高于1010eV的宇宙线强子以I(x,θ)=I(x,0)cosθθ表其天顶角分布，在5500米高山有n=5，在海平面n值更大。
光子电子成分 初级宇宙线中只有百分之几的电子成分和一些低能光子，次级宇宙线中的光子电子成分主要来自宇宙线与大气核作用产生的π0介子衰变放出的γ光子，这些γ光子在大气中电磁级联簇射，所以从大气顶端开始光子电子成分随大气深度强度逐渐增大，在海平面上15～20公里高空达到极大值，此时它的强度约占宇宙线强度的3／4，比初级宇宙线的强度还高一倍左右。以后它在大气中逐步被吸收，因为它主要来源于强子成分的核作用，所以其能谱形式及吸收规律和强子成分相近，天顶角分布也与强子成分相近。但到达海平面，有部分光子电子成分是μ子成分的作用产物,在地下还可以探测到强度很低的光子电子成分,它们基本都是μ子成分的作用产物，这时光子电子成分的能谱形式和天顶角分布就与强子成分不一样。由于光子电子成分容易被铅吸收，常称为宇宙线的软成分（实验上指被10厘米铅吸收的宇宙线为宇宙线的软成分）。
μ子成分 宇宙线中的μ子是π±、K±介子的衰变产物。初级宇宙线进入到大气层不到100克／厘米2的深度范围，多数会发生核作用，产生π±、K±，在12～20公里高空空气稀薄，介子在此发生次级作用的几率较小而衰变几率大，多数μ子在此层产生。故称之为μ子产生层。μ子产生的平均高度约为100克／厘米2（大概对应于16公里左右的高空）,称为μ子的产生高度,μ子寿命较长（约2×10-6秒），它在物质中运动损失能量也小，因而有很强的穿透力，通常很容易穿过10厘米厚的铅吸收体,故称μ子成分为宇宙线的硬成分。临近地面随大气厚度增加，宇宙线的其他成分被大气逐渐吸收,强度逐渐减小，而μ子成分吸收慢，它的强度逐渐超过其他成分,在海平面μ子成分的强度占宇宙线强度的3／4,约8×10-3cm9·s-1·sr-1。
海平面宇宙线的天顶角分布主要反映μ子成分的天顶角分布，即I(x,θ)＝I（x,0）cos2θ。但对能量大于1012eV的高能μ子成分具有完全不同的天顶角分布,这是因为在大天顶角方向大气吸收层较厚,经过路程较长,通常μ子成分能量约为(1～10)×1010eV有较大的几率被吸收或衰变,而对于能量大于1012eV的μ子在大天顶角方向，不被吸收也不会衰变，相反在大天顶角方向有较厚的μ子产生层，产生的μ子数目多，对于这种高能μ子成分具有I(x,θ)=I(x,0)secθ的天顶角分布。
μ子成分是π±、K±的衰变产物，故其能谱与π、K的能谱相关，以dN/dE表示介子能谱，则μ子成分能谱可表为dNμ/dE=(dN/dE)B/(B+E)。对于π,B=9×1010eV；对于K,B=5.2×1011eV。即在E
地下宇宙线 在地下宇宙线其他成分很快被吸收，μ子成分强度也逐渐减弱。在地下 200米水当量（每100克/厘米2的地层厚度称一米水当量）处 μ子成分强度为109cm9s-1·sr-1, 在地下4000米水当量处μ子成分强度为10-8cm9·sr-1 ，从1.2×104米水当量起到更深的地下有一近似为恒定的μ子成分强度, 约为2×10-12cm9s-1·sr-1，而水平方向此值约高一倍，这是宇宙线中微子与地球作用的产物。
中微子成分 次级宇宙线的中微子（主要vμ）的强度及能谱均可较准确的计算。在实验上，由于中微子与物质作用几率极小，因此它与初级宇宙线的中微子成分一样，作用事例极少(其强度也不因吸收减弱)，只有在深层地下当其他宇宙线成分都被吸收后，它的作用事例才显示出来。
次级宇宙线强度的时间变化 连续测量地面宇宙线强度，发现它有百分之几的小变化（在极个别情况下强度可有短时的成倍增长）。引起这些变化的原因除了是因初级宇宙线强度变化外。地球气象条件的变化（大气压、高层大气的温度和密度变化）也能引起宇宙线强度的微小变化。中国和世界其他一些国家都设有地面观测台站记录宇宙线μ子和中子强度以及总强度的变化。
参考书目
J.G.Wilson,ed., Progress in Cosmic Ray Physics, Vol.1,North-Holland,Amsterdam,1952.
S. Hayakawa, Cosmic Ray Physics, Wiley-Interscience,New York,1969.
说明：补充资料仅用于学习参考，请勿用于其它任何用途。
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