科技动态国际空间站的高能天体物理载荷 1 概述定反氦原子核/氦原子通量比率上限为国际空间站是由五个国际空间机构美国并证实了建造空间反物质探测器的可行性国家航空航天局俄罗斯联宇航局日本宇宙在AMS-01原型机完成试验任务之后丁肇中航空研究开发机构加拿大航天局和欧

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诫桑
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科技动态国际空间站的高能天体物理载荷 1 概述定反氦原子核/氦原子通量比率上限为1.

1 科技动态国际空间站的高能天体物理载荷 1 概述定反氦原子核/氦原子通量比率上限为国际空间站是由五个国际空间机构美国并证实了建造空间反物质探测器的可行性国家航空航天局俄罗斯联宇航局日本宇宙在AMS-01原型机完成试验任务之后丁肇中航空研究开发机构加拿大航天局和欧洲空间开始了全功能研究系统AMS-02的建造这一计划局联合推进的一个运行于近地轨道的研究设由美国能源部资助来自16个国家的56个研究所施国际空间站运行于距离地面360km的地球轨的500多名科学家参与这一迄今为止送入太空道上载荷中包括阿尔法磁谱仪(Alpha Magnetic 最精致的粒子探测器于2011年5月16日由奋 Spectrometer) 量能器电子望远镜(CALorimetric 进号航天飞机发射升空 Electron Telescope) 宇宙射线质能探测器(Cosmic Ray Energetics and Mass)及极端宇宙空间天文台 (Extreme Universe Space Observatory)等高能天体物理探测载荷高能天体物理的主要研究对象是黑洞中子星超新星遗迹和伽玛射线爆它们几乎都是天体物理研究的前沿热点问题和天文学其他分支类似高能天体物理学也是由观测驱动的学科[1] 自20世纪50年代以来大量的空间观测卫星升空其观测数据大大拓展了人类对宇宙图 1安装在国际空间站的阿尔法磁谱仪和天体的认识本文着重介绍国际空间站的高能天体物理探测载荷科学目标 AMS-02将利用独特的太空环境去探寻宇宙的 2 设备介绍奥秘并通过寻找反物质暗物质和测量宇宙射 2.1 阿尔法磁谱仪AMS 线来探索宇宙的起源概述反物质阿尔法磁谱仪(Alpha Magnetic Spectrometer)是是否存在反物质是宇宙起源与性质的基本问题安装在国际空间站上的粒子物理实验设备它用之一反物质的存在可以解决大爆炸理论中的不于测量宇宙射线中的反物质和寻找暗物质存在的自洽性对反氦原子核的任何确认观测将会证实证据丁肇中带领的国际团队建造的AMS原型反物质在宇宙中的存在 1998年 AMS-01对宇宙 AMS-01 由发现号航天飞机于1998年6月送入太中的反氦/氦通量比的探测上限为10-6 通过改进后空 AMS-01没有探测到任何反氦原子核由此制的AMS-02灵敏度将达到10-9 从而提供了更充分 19

2 载人航天空间科学与应用动态 Utilization Trend of Manned Space Engineering 的能力来探寻扩展中的宇宙边缘和寻找反物质暗物质整个宇宙的构成中, 我们常说的物质占 4.9%, 而暗物质则占 26.8%, 还有 68.3% 是暗能量超中性子 (neutralino) 被认为是暗物质的主要潜在候选成分, 如果超中性子真的存在的话, 它们应该与其他粒子碰撞并释放出能被 AMS-02 检测出的带电粒子奇异夸克团根据实验证明, 夸克包括上夸克下夸克奇异夸克等六类 ; 然而, 地球上的大多物质仅仅由上夸克和下夸克构成因此宇宙中是否存在由上夸克下夸克和奇异夸克共同构成的稳定物质成为一个基本难题奇异夸克团可能具有非常大或非常小的荷质比, 它可能会是一种全新的物质 AMS-02 将会探索出是否存在这种物质宇宙辐射环境宇宙线对于载人航天任务是一种主要的干扰因素, 因此需要采用适当的手段以精确地测量太空的辐射环境 AMS-02 将通过国际空间站控制运行至少二十年的时间, 收集大量精确的数据并测量在宽能量范围内宇宙射线的长期变化此外, 这些数据将帮助了解载人航天对于宇宙射线的防护要求, 还将有利于确定宇宙射线的星际传播及起源主要技术指标 AMS-02 的主要技术参数如表 1 所示表 1 AMS-02 的主要技术参数质量 8500kg 功率 2500W 内部数据传输速率 7Gbit/s 空地数据传输速率 2Mbit/s 任务周期年磁场强度 0.15T 2 个铌钛超导线圈产生 0.87T 的原始超导磁体中心磁场 AMS-02 的核心部件磁系统的主要技术指标为 : 表 2 AMS-02 磁系统的主要技术指标中心磁场强度 0.87T 双极偏转功率 0.78Tm 2 标称电流 459A 标称磁感 48.9H 储存能量 5.15MJ Helmholtz 线圈的峰值磁场强度 6.6T 粒子轨道线圈的峰值磁场强度 5.9T 在 R=3m 处的最大杂散场 3.9mT 磁力矩 0.27Nm 系统组成描述 AMS-02 有效载荷的系统组成如图 2 所示, 其功能模块如下所述 [2] 图 2 AMS 的设备功能示意图磁铁系统 : 使正反粒子在磁场中分离穿越辐射探测器 (Transition Radiation Detector,TRD) 从其他宇宙射线中识别出电子和正电子飞行时间计数器 (Time-of-Flight System, ToF) 当宇宙射线进入时唤醒次级探测器径迹探测器 (Silicon Tracker) 检测粒子电荷符号和刚度, 分离出物质和反物质环形成像切连科夫探测器 (Ring-Imaging Cherenkov Detector,RICH) 高精度测量宇宙射线的速度 20

3 科技动态电磁量能器 (Electromagnetic Calorimeter, ECAL) 测量进入的电子正电子和伽马射线能量反符合计数器 (Anti-Coincidence Counter, ACC) 排除侧面入射的宇宙线粒子径迹室准直系统 ( Tr a c k e r A l i g n m e n t System,TAS) 检查径迹定位的稳定性星跟踪器与全球定位系统 (Star Tracker and GPS) 确定 AMS-02 的在空间中的位置和指向已取得的成果 2013 年 4 月 3 日,AMS-02 的首篇测量结果正式发表于物理评论快报 [4] 根据论文介绍, 在能量范围 GeV 之间, 已收集了大约个正电子与电子事例从 GeV, 正电子比率稳定地随着能量增强而上升, 但是从 GeV, 上升速率逐渐减小在正电子比率的能谱里, 没有观测到任何精细结构, 正电子与电子比率没有观测到任何各向异性权威学者评论, 从阿尔法磁谱仪得到的结果, 证实了射向地球的宇宙线含有额外的高能量正电子, 这些结果与正电子源自于太空的暗物质湮灭的理论相符合, 但尚未能足以确定并排除其它解释丁肇中表示, 在未来几年将能证实这些正电子是否是暗物质湮灭的信号 2.2 量能器电子望远镜 CALET 概述 CALET(CALorimetric Electron Telescope) 是由日本意大利和美国联合开发的空间观测设备, 设备将安装在国际空间站上, 并将会在一个五年的观测任务中测量研究 1GeV-10 TeV 的电子 10 GeV-10TeV 的伽玛射线和 10GeV-1000 TeV 的质子与核子等设备包括了一个粒子电荷识别模块一个薄成像量能器 ( 总计 3 r.l.) 和一个含有钨酸铅晶体的厚成像量能器 (27 r.l.) CALET 拥有通过深度分辨率成像解析度和能量分辨率对强子电子和伽玛射线进行分离的卓越能力, 将会在 2014 年作为国际空间站的暴露载荷发射它将研究高能电子在附近可能存在的源星系粒子传播的细节以及暗物质特征科学目标 CALET 旨在研究高能宇宙射线, 扩展以前的气球试验和目前的太空任务的观测结果该仪器在测量高能粒子方面有超强的能量分辨率和卓越的粒子鉴别能力 CALET 致力于解决高能天体物理中许多备受关注的问题, 如宇宙射线的起源, 宇宙射线的加速机制, 星系的传播机制, 暗物质的存在及附近的宇宙射线源 CALET 提供了一个重要窗口, 让我们可以通过研究宇宙射线来获知发生在星系中的高能现象 CALET 的主要目标之一就是发现邻近宇宙射线源存在的第一个证据功能和技术指标 CALET 将测量以下参数 : 正负电子数 :1GeV-10TeV 伽玛射线 :10GeV-10TeV 质子氦和重原子核 :10GeV-1000 TeV 伽玛射线暴 :7 kev-20 MeV 安装在国际空间站的 CALET 质量设计上限是 300kg, 视场为 45 度, 设计寿命为 5 年其主要观测性能指标如下所示 : [5] 表 3 伽玛射线的观测性能指标能量范围 (GeV) 10-10,000 有效面积 (cm 2 ) 32cm 32cm 视场 (sr) MeV (deg) <5.0 点源灵敏度 (cm -2 s -1 )(>100 MeV) [5] 表 4 电子探测的性能指标能量范围几何因子 10 GeV-10 TeV ~0.12 m 2 sr 角分辨率系统组成描述 CALET 任务的有效载荷设备如图 3 所示, 包括星体追踪器伽玛射线暴监测器任务数据控 21

载人航天空间科学与应用动态 Utilization Trend of Manned Space Engineering 制器和主望远镜星体追踪器将为伽玛射线暴监测器监测到的事件或者观测源提供精密的定位 CALET将使用国际空间站的冷却回路约了研发时间大大增加了其效益 CALET使用成熟技术来测量入射带电粒子或者伽玛射线最开始由电荷探测器和顶层成像量能器来测量入射粒子或伽玛射线

4 载人航天空间科学与应用动态 Utilization Trend of Manned Space Engineering 制器和主望远镜星体追踪器将为伽玛射线暴监测器监测到的事件或者观测源提供精密的定位 CALET将使用国际空间站的冷却回路约了研发时间大大增加了其效益 CALET使用成熟技术来测量入射带电粒子或者伽玛射线最开始由电荷探测器和顶层成像量能器来测量入射粒子或伽玛射线由此确定它是一个光子还是一个带电粒子大多数的电子和光子会在IMC中开始簇射 IMC可测量簇射的横向发展然后簇射进入底部的全吸收量能器 TASC 将收集簇射的总能量泄漏率仅为百分之几但是质子不易在IMC中发生反应而是在TASC中开始层叠反应一般来说会从底部泄露相当一部分能量通过在TASC和IMC中追踪簇射的中心以及在IMC和CHD中追踪单个粒子可以提供粒子和射线事件的入射轨迹从而能够映射到太空未来预期成果 CALET任务计划对能量高达10 TeV的电子进图3 CALET载荷设备功能示意图行观测通过观测TeV 能区的电子能谱和到达方向的分布可以发现附近的源区还能确定银河系的电子扩散特性在伽玛射线观测中我们通过散射分量点源的起源和传播过程可得知源区的电子特征此外质子和原子核的观测可用来研究宇宙线膝区的加速机制和传播过程 2.3 宇宙射线质能探测器ISS-CREAM 概述宇宙线质能探测器 (Cosmic Ray Energetics and Mass ISS-CREAM) 是由美国韩国墨西哥和法国联合开发的由美国马里兰大学教授Eun-Suk Seo领导研究的一个高能天体物理空间载荷图4 CALET的主望远镜组成示意图 NASA计划将CREAM安放于国际空间站由 CALET设备的核心是主望远镜其组成结构此命名为ISS-CREAM 在此之前该设备已经经如图4所示它主要由电荷探测器 CHD 成过6次搭载飞行搭载在气球上环绕南极总共161 像量能器 IMC 和全吸收量能器 TASC 等组天在那里地球的磁力线基本是垂直的电子和成具有以天顶为中心的45 视角主望远镜的光学探测器测量通过仪器的宇宙射线粒子从氢足迹 footprint 覆盖区约为0.7 m 0.7 m 到铁以得到它们的强度尽管CREAM搭载在气与空间站标准托盘相适配重新构建的CALET望球上飞行到达高海拔地区但是大气仍然会干扰 2 2 测量精度所以ISS-CREAM计划放置于国际空间 sr降低了5.8倍重新构建的CALET完全有能力实站在400km的高度上足以消除大气影响研究人现其科学目标同时降低了技术风险和成本节员正在重新布置CREAM现有硬件使它可以连接远镜的几何因子为0.12 m sr 比初步设计的0.7 m 22

科技动态到国际空间站日本实验舱(JEM-EF/ Kibo)的扩展实而言必须充分解决电子回路的辐射影响用来减验平台上这个载荷计划在2014年发射轻空间影响如辐射的替换零件来自NASA批准 2.3.

26 的高能宇宙射线恒温冷却液循环由JEM-EF通过负载接口单元安放在国际空间站上的优势在于在大气层外实 PIU 提供现长时间暴露没有搭载于气球设备要面临的大正处于实施阶段的ISS-CREAM将完成详细设气干扰从而提高探测精度因此国际空间站是计部件研制集成和总装集成测试美国航空 CREAM的一个理想平台便于测量能量达10 15 ev 航天局 / 戈达德宇航

5 科技动态到国际空间站日本实验舱(JEM-EF/ Kibo)的扩展实而言必须充分解决电子回路的辐射影响用来减验平台上这个载荷计划在2014年发射轻空间影响如辐射的替换零件来自NASA批准科学目标的零件列表正在接受严格的环境测试相关软 CREAM已经在南极积累了约161天的气球观件亦在更新测数据这是有史以来最长的单气球球载试验来约翰逊航天中心的国际空间站项目办公室为验证仪器的设计和可靠性其实验的目的是通过 ISS-CREAM完成了一个国际空间站和运载火箭一系列的长期气球飞行来研究主要范围由氢到铁的适配研究 ISS-CREAM利用主动热控系统进行 1 Z 26 的高能宇宙射线恒温冷却液循环由JEM-EF通过负载接口单元安放在国际空间站上的优势在于在大气层外实 PIU 提供现长时间暴露没有搭载于气球设备要面临的大正处于实施阶段的ISS-CREAM将完成详细设气干扰从而提高探测精度因此国际空间站是计部件研制集成和总装集成测试美国航空 CREAM的一个理想平台便于测量能量达10 15 ev 航天局 / 戈达德宇航中心的瓦勒普斯飞行研究所的高能宇宙射线 ISS-CREAM实验在未来几年内 (WFF 为ISS-CREAM提供项目管理和工程支将能够探索宇宙射线的超新星加速度限制探测持通过环境测试后载荷将被运到肯尼迪航天从太阳系以外到达地球的电子和重核等中心目前CREAM的结果揭示了宇宙射线的加速和系统组成描述传播模型的重要制约因素这些因素对了解电子异常非常重要引起了科学界极大的兴趣同时也提供了暗物质的一个可能解释 CREAM安装于国际空间站上会大大降低统计的不确定性并扩大了球载设备的测量结果测量的能量远远超过球载所能达到的范围它将会提供了解宇宙射线的起源加速和传播的关键因素[6] 功能和技术指标图6 ISS-CREAM的设备功能示意图 ISS-CREAM的主要性能指标如下质量约1300kg ISS-CREAM设备主要包括以下几个探测器功率约600W 四层硅电荷探测器 SCD 标称数据传输速率约350kbps 精确的电荷测量长宽高 1.85m 0.95m 1m 厚度 380μm 像素 2.12cm2 有源探测面积 79cm 79cm 碳靶 C-targets 诱发强子相互作用用于测量能量图5 CREAM与ISS-CREAM结构示意图该有效载荷设备的主体设计是成熟的它拥有在近太空环境中的多年运行经验对ISS-CREAM 上/下计数探测器(TCD/BCD) 每个探测器具有20 20个光电二极管和一个塑料闪烁体用于电子/质子分离独立的触发器 23

6 载人航天空间科学与应用动态 Utilization Trend of Manned Space Engineering 量能器 (CAL): 确定能量 ; 提供跟踪 ; 提供能量触发 ; 硼化闪烁体探测器 (BSD): 电子 / 质子分离 ; 中子探测 SCD 具有优良的分辨率, 能够测量高能宇宙射线 (10 10 到 ev 以上 ) 中从质子到铁元素范围内粒子的电荷和能量 TCD 位于碳靶和量能器之间,BCD 位于量能器下这些探测器能够使电子与质子分离, 给量能器提供额外的能量触发, 还能为地面测试和校准触发宇宙射线利用簇射开始 (>400 ns) 时的热中子活动, 可以显著增强从电子 / 质子簇射形状差异得出的强子排斥能力强子诱发的簇射往往比电磁簇射伴随着更多的中子活动 BSD 通过检测硼化闪烁体里面捕获的热中子, 来测量这些晚期热中子的簇射行为未来预计成果 CREAM 通过一系列超长时间气球 (ULDB) 飞行实验对宇宙线的频谱进行了初步测量, ISS- CREAM 的目标是从宇宙线的成分测量扩展到能量测量, 实现 ev 及以上的高能原子核探测在 ISS 上的三年暴露实验将会使统计不确定性大大降低, 并扩展 CREAM 的测量范围由于其位于大气层之上, 观测环境将远远优于气球飞行, 因此必将取得更丰硕的观测成果 2.4 极端宇宙空间天文台 JEM-EUSO 概述极端宇宙空间天文台 (Extreme Universe Space Observatory,JEM-EUSO), 安装于国际空间站日本实验舱的暴露平台上, 是首个专注于极高能宇宙射线 (E>10 19 ev) 科学研究的空间设备超广角的望远镜从国际空间站往下俯视夜空, 检测超高能宇宙射线穿过地球大气时产生的空气簇射 (EAS) 发出的紫外 (UV) 光子它将会测量极高能宇宙射线的最高速率和寻找中微子与光子产生的簇射该设备预计在 2017 年发射, 该探测任务将至少持续 5 年相比目前正在运行的最大的地面大气簇射观测阵,JEM-EUSO 将会显著地提高超高能宇宙射线的曝光率 [7] 该项计划由大约 280 位研究人员合作, 他们来自 13 个国家 77 个研究所,NASA 于 2013 年开始支持该任务科学目标天体物理学和宇宙学超高能宇宙射线源的识别单个源的能谱测量 Trans-GZK 能谱测量探索 UHE 中微子探索 UHE 伽玛射线研究银河系和银河系外周边磁场大气科学夜气辉瞬态发光事件 (TLE) 流星和流星体未知的新窗口质心能量高于 100 TeV 的粒子间相互作用相对论和量子引力测试功能和技术指标 JEM-EUSO 设备主要包括四个部分, 分别是光子收集组件焦平面探测器电子学组件和机械结构 [8] 下面介绍 JEM-EUSO 中两个重要部件的性能参数 : 表 5 光子收集组件参数光学孔径 4.5 m 2 Ensquared 收集效率 35%( 波长为 350nm 时 ) Ensquared 能量 86%( 波长为 350nm 时 ) 光学带宽 nm 视场 0.85sr 观测区域 km 2 ( 高度为 400km 时 ) 24

科技动态表6 焦平面探测器和电子学主要参数像素数录如图7所示的荧光条纹 EAS看起来就像一个小 3. 2 105 圆盘状的发光物体连续观测时它以光速直线移动所记录的光通量几乎与大气不同深度处的孔径角分辨率 0.074 每像素地面覆盖距离 0.

7 科技动态表6 焦平面探测器和电子学主要参数像素数录如图7所示的荧光条纹 EAS看起来就像一个小圆盘状的发光物体连续观测时它以光速直线移动所记录的光通量几乎与大气不同深度处的孔径角分辨率每像素地面覆盖距离 0.51km 高度为400km时量子效率 41% 收集效率 80% 秒的成像可以确定主要宇宙射线的抵达方向总光通量的记录将确定主要宇宙射线的能量而串扰 <2% UV滤波器透射率 97% 采样时间 2.5μs JEM-EUSO通过测量空气簇射(EAS)产生的荧光和切伦科夫光子来观测极高能宇宙射线 (EECR) 如图7所示一束EECR到达地球大气层时将会和大气中的原子核发生相互作用产生次级粒子次级粒子又反过来与大气中的原子发生碰撞进一步产生数千亿个粒子在一个EAS中次级粒子的数目与初级超高能宇宙射线的能量有关 EAS中的主导粒子是穿越大气层的电子这些电子激发大气中的原子核和分子达到亚稳能级特别是氮然后通过发射紫外波段 nm 的特征荧光返回到基态发射出来的荧光是各向同性的其强度正比于积淀在大气中的能量由EECR诱发的EAS接着会在它经过大气传播的过程中形成显著的荧光条纹这取决于初级 EECR的入射能量和角度此外大量的次级粒子有着比在大气中光速还高的速度因此会发射出簇射尺寸成正比通过对荧光发射运动每隔几微级联的形状特别是在穿过斜面深度时簇射达到最大值的位置将会给出宇宙射线的主要性质系统组成描述 JEM-EUSO设备包含极高能宇宙射线 EECR 望远镜辅助大气监测器和控制校准系统该望远镜是一个快速高像素和大孔径大视场的数码相机工作在近紫外波段 nm 有单光子计数功能望远镜的主要部件是光学聚集器焦面探测器和电子部件光学系统是由两片菲涅尔透镜和一片高衍射精度菲涅尔透镜构成焦面探测器是由一个约5000多阳极光电倍增管 MAPMT 的网格构成每个光电倍增管有着64个像素总共达到个像素它们将把入射光子的能量转换成电子脉冲它们被安排在137个光子探测模块(PDM)中每个模块有2304个像素电子设备对电子脉冲的计数周期为2.5 μs 切伦科夫光子这些切伦科夫光子被高度集束在沿 JEM-EUSO的大气监测器将使用一个红外相机粒子轨迹的<1.3 半圆锥内并且可能被大气中的分子和一个紫外激光雷达来观测在EECR望远镜视场内和气溶胶散射当到达陆地海面或者云层时的大气状况这些光子中的一小部分将会发生各向同性散射 JEM-EUSO将通过位于空间站和地面的设备进行联合校准空间站的校准系统将由一套不同波长 nm 的3个发光二极管构成它们将会被安装在望远镜镜筒作为发射光源在地面上检测和校准将会由一个拥有位于全球12个不同地点的激光和氙光源的全球光系统执行它可以与飞行器系统相辅相成未来预期成果 JEM-EUSO是一个新型的探测器它将地球大图7 JEM-EUSO的观测示意图 JEM-EUSO向下俯视黑暗的地球大气时将记气层作为高能粒子的探测器紫外望远镜将会从约400km的高度观测极高能宇宙射线产生的大 25

8 载人航天空间科学与应用动态 Utilization Trend of Manned Space Engineering 气簇射中粒子激发的氮荧光的荧光轨迹, 由此可确定主要粒子的能量和来源方向 JEM-EUSO 预计将用 H2B 火箭发射, 然后用 H-II 转运到 ISS; 也可能会用 SpaceX 的龙飞船传输系统运输至国际空间站一旦到达国际空间站, 它将安装于日本实验舱暴露载荷的某一个非标准载荷接口其数据将通过中继卫星 (TDRS) 传输到筑波空间中心 JAXA 的任务操作中心 3 结论以及展望进入 21 世纪, 美国欧盟日本和俄罗斯基于国际空间站项目开展或计划了若干高能天体物理探测任务这些探测任务对于黑洞中子星超新星遗迹和伽玛射线暴等课题研究, 对加深宇宙的起源和本质的理解, 有着巨大的促进作用我国的高能天体物理探测起步比较晚, 与其他航天大国相比, 中国在该领域的探测和认知方面的能力还比较弱, 缺少具备前沿性探索性和原始创新性的重大科学发现和成果迄今为止, 我国高能天体物理科研工作者使用的观测数据以国外的观测数据为主, 这些数据大多数都是别国一手分析过的, 已经很难从中获得重大发现 [10] 随着国家的经济发展和社会的进步, 我们有着比以前更加雄厚的基础来开展空间探测计划我国的高能天体物理载荷上天, 对我国的日地空间环境和宇宙起源研究 ; 空间探测技术航天技术以及电子通讯技术的发展, 有着巨大的促进作用我国自主的空间载荷研发, 不仅会促进重大基础科学难题的突破, 而且能够给我国的技术体系带来巨大的提升参考文献 1 张双南, 高能天体物理学的研究和发展, 中国科学院院刊,2012(1): 唐志成陈国明, 阿尔法磁谱仪实验及首个物理结果, 科学,2013 年 7 月 3 Blau. B; Harrison, S.M.; Hofer, H.; Horvath, I.L.; Milward, S.R.; Ross, J.S.H.; Ting, S.C.C.; Ulbricht, J; et al. The superconducting magnet system of AMS-02 a particle physics detector to be operated on the International Space Station. IEEE Transactions on Appiled Superconductivity. 2002,12(1): Aguilar,M.; Alberti,G.; Alpat,B.; et al. First Result from the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station: Precision Measurement of the Positron Fraction in Primary Cosmic Rays of GeV. Physical Review Letters, 2013,110(14) 5 Orii.S, et al. The CALET, CALorimetric Electron Telescople, on ISS/JEM, Nuclear Physics B, 2004, 134: Eun-Suk Deo, CREAM Mission Overview, Nov. 21, 2008, URL: 7 Piero Galeotti, The Extreme Universe Space Observatory (EUSO),22nd Texas Symposium on Relativistic Astrophysics at Stanford University, Dec , J.H. Adams; et al. An Evaluation of the Exposure in Nadir Observation of the JEM-EUSO mission, Astroparticle Physics, 2013,44 9 JEM-EUSO Collaboration, Dec. 25, 2013, URL: index.html 10 吴季等, 中国空间科学中长期发展规划设想, 国际太空,2009 年 12 月号 ( 国家天文台太阳活动重点实验室黄冲编译, 靳召君张伟校对 ) 26