कॉस्मिक रे एनर्जेटिक्स एंड मास एक्सपेरिमेंट: Difference between revisions

Revision as of 18:34, 17 April 2023

ब्रह्मांडीय किरण एनर्जेटिक्स एंड मास (सीआरईएएम) ब्रह्मांडीय किरण स्पेक्ट्रम में 10¹⁵ eV (जिसे "नी की संभावना" के रूप में भी जाना जाता है) तक ब्रह्मांडीय किरणों की संरचना निर्धारित करने के लिए एक प्रयोग है।

यह परिकल्पना की गई है कि ब्रह्मांडीय किरण स्पेक्ट्रम की नी की संभावना को सैद्धांतिक अधिकतम ऊर्जा द्वारा समझाया जा सकता है कि सुपरनोवा फर्मी त्वरण के अनुसार कणों को गति प्रदान कर सकता है। उच्च तंगुता गुब्बारे की सहायता से कम से कम 34 km (21 mi) की ऊंचाई पर भेजे गए समय-आधारित आवेश डिटेक्टर और संक्रमण विकिरण डिटेक्टर का उपयोग करके माप पूरा किया जाता है।

अंटार्कटिका में मैकमुर्डो केंद्र से प्रक्षेपित करने के बाद, गुब्बारा 60-100 दिनों तक ऊपर रहेगा और डिटेक्टरों पर प्रहार करने वाली अबाध ब्रह्मांडीय किरणों के आवेशों और ऊर्जाओं पर डेटा एकत्र करेगा।

अपेक्षित परिणाम

इस प्रकार के प्रयोग के लाभों में से एक यह है कि मूल कण की पहचान करना संभव है, जिसके कारण भू-आधारित डिटेक्टरों द्वारा एयर शावर (भौतिकी) का पता लगाया गया होगा। अधिकतम पता लगाने योग्य ऊर्जा स्तर उड़ान की अवधि और डिटेक्टर के आकार द्वारा निर्धारित किया जाता है; जो इस प्रकार के प्रयोगों के लिए कठिन बाधा है। 10¹⁵ eV पर नी के ऊपर पाई जाने वाली ब्रह्मांडीय किरणों की उत्पत्ति को समझने के लिए ब्रह्मांडीय किरणों की संरचना का स्पष्ट माप आवश्यक है। तिथि के लिए, सीआरईएएम गुब्बारा प्रयोगों ने कुल 161 दिनों का एक्सपोजर एकत्र किया है, जो किसी भी अन्य एकल गुब्बारा-जनित प्रयोग से अधिक है।^[1]^[2]

सीआरईएएम III अंटार्कटिका में उड़ान भरती है

प्रायोगिक लक्ष्य

क्या नी को सुपरनोवा के कारण अधिकतम त्वरण द्वारा समझाया जा सकता है?
क्या ब्रह्मांडीय किरणों की संरचना समय के साथ परिवर्तित हो गई है?
क्या ब्रह्मांडीय किरणों के उत्पादन के लिए कई तंत्र उत्तरदायी हैं?

निर्माण

सीआरईएएम II का इंस्ट्रुमेंटेशन।

इन प्रश्नों का उत्तर देने के लिए, 10¹² से 10¹⁵ eV क्षेत्र में ब्रह्मांडीय किरणों की जांच करना विशेष रुचि है, नी के ठीक नीचे मौलिक संरचना में परिवर्तन की भविष्यवाणी करने वाले कई सिद्धांत हैं। ब्रह्मांडीय किरणों के तात्विक स्पेक्ट्रम को निर्धारित करने के लिए, सीआरईएएम लोहे (Z = 26) तक के कणों के आवेश का पता लगाने के लिए सिलिकॉन आवेशित डिटेक्टर, टाइमिंग आवेशित डिटेक्टर और स्किंटिलेटिंग फाइबर होडोस्कोप का उपयोग करता है। आयनीकरण कैलोरीमीटर के साथ, ऊर्जा को संक्रमण विकिरण डिटेक्टर (टीआरडी) से मापा जाता है। क्योंकि सभी डिटेक्टर एक-दूसरे के निकट हैं, कैलोरीमीटर में उत्पादित बौछारों और आवेश-मापने वाले यंत्रों के बीच वार्तालाप को कम करना प्रमुख चिंता का विषय है। इस प्रभाव को कम करने के लिए, सीआरईएएम छोटे से क्षेत्र के साथ बड़ी संख्या में पिक्सेल का उपयोग करता है, साथ ही प्राथमिक कण के कारण होने वाली घटनाओं और कैलोरीमीटर से बैक-स्कैटरिंग के कारण होने वाली घटनाओं के बीच अंतर करने के लिए बहुत तीव्र रीडआउट समय होता है।

टीआरडी का अपेक्षाकृत कम घनत्व कम प्रवाह वाले कणों का पता लगाने के लिए बड़े डिटेक्टर ज्यामिति की अनुमति देता है। लॉरेंत्ज़ कारक γ को मापकर, कण के आवेश के ज्ञान के साथ मिलकर, डिटेक्टर को आवेश ±1 (इलेक्ट्रॉन, पियोन, म्यूऑन, आदि) की विभिन्न ब्रह्मांडीय किरणों के साथ जांचना संभव है। दक्षिणी ध्रुव के पास ब्रह्मांडीय किरणों के लिए अपेक्षाकृत कम भू-चुंबकीय कटऑफ ऊर्जा के कारण, इन कम-ऊर्जा कणों के वीटो के रूप में कार्य करने के लिए टीआरडी के मॉड्यूल के बीच चेरेंकोव डिटेक्टर रखा गया है।^[3]

विद्युत् के लिए, प्रणाली में ऊर्जा भंडारण के लिए बैटरी सम्मिलित हैं, साथ ही 100 दिनों के लिए मिशन को बनाए रखने के लिए रेटेड सौर सरणी भी सम्मिलित है। कुल मिलाकर, उपकरण से 28-वोल्ट की आपूर्ति से केवल 380 वाट खींचने की आशा है, ऊर्जा-कुशल इलेक्ट्रॉनिक्स की बहुत ही सावधानीपूर्वक पसंद के लिए धन्यवाद। निकट-निर्वात स्थितियों में, 100 वोल्ट से कम पर कार्य करने वाले बिना शील्ड वाले इलेक्ट्रॉनिक्स के बीच कोरोनल डिस्चार्ज के विरुद्ध महत्वपूर्ण सावधानी बरतनी चाहिए। प्लास्टर जैसे हल्के हल्के अचालक यौगिक में सभी प्रासंगिक इलेक्ट्रॉनिक्स को घेर कर इसे कम किया जाता है।

उपकरण को तापमान की विस्तृत श्रृंखला में संचालित करने में सक्षम होना चाहिए, क्योंकि अंटार्कटिका के उच्च अल्बेडो बहुत अधिक तापमान उत्पन्न कर सकते हैं, जबकि अंधेरे की अवधि के परिणामस्वरूप बहुत कम तापमान होगा।

वांछित ऊंचाई तक पहुँचने के लिए गिट्टी को छोड़कर, उपकरण का कुल वजन 5,500 pounds (2,500 kg) से अधिक नहीं होना चाहिए। पर्याप्त मात्रा में संकट के बाद उपकरण को गुब्बारे से अलग करके पुनर्प्राप्ति की जाती है, और उपकरण के अवतरण को कुछ सीमा तक धीमा करने के लिए पैराशूट खुलता है। यद्यपि प्रयोग को कोलंबिया वैज्ञानिक गुब्बारा सुविधा की संरचनात्मक आवश्यकताओं को पूरा करने के लिए डिज़ाइन किया गया है, यह अपरिहार्य है कि उपकरण के बदले जाने वाले भागों को कुछ हानि होगी। मुख्य प्राथमिकता डेटा पुनर्प्राप्ति है; अन्य सभी प्रणालियों को इस बिंदु पर द्वितीयक माना जाता है।

सीआरईएएम उड़ानें

सीआरईएएम **उड़ानें (प्रक्षेपण इतिहास)**
वर्ष	आरंभ तिथि (यूटीसी)	अंतिम तिथि (यूटीसी)	उड़ान	संदर्भ
2004	16 दिसम्बर, 2004	27 जनवरी, 2005	सीआरईएएम I	^[4]
2005	15 दिसम्बर, 2005	13 जनवरी, 2006	सीआरईएएम II	^[5]
2007	18 दिसम्बर, 2007	17 जनवरी, 2008	सीआरईएएम III	^[6]
2008	18 दिसम्बर, 2008	7 जनवरी, 2009	सीआरईएएम IV	^[7]
2009	1 दिसम्बर, 2009	8 जनवरी, 2010	सीआरईएएम V	^[8]
2010	21 दिसम्बर, 2010	26 दिसम्बर, 2010	सीआरईएएम VI	^[9]
2016	28 नवम्बर, 2016		बीएसीसीयूएस	^[10]
2017	Delivered on August 14, 2017; pending activation		आईएसएस-सीआरईएएम	^[11]

आईएसएस-सीआरईएएम

उच्चारित "आइस-क्रीम", आईएसएस-सीआरईएएम, सीआरईएएम गुब्बारा प्रयोगों की अगली पीढ़ी का संस्करण है जिसे सीआरएस-12 मिशन के साथ 14 अगस्त, 2017 को अंतर्राष्ट्रीय अंतरिक्ष केंद्र भेजा गया था, और केंद्र पर स्थायी रूप से स्थापित किया जायेगा। 410 किमी की ऊंचाई पर स्थित, पिछली गुब्बारा उड़ानों की तुलना में 10 गुना अधिक, आईएसएस-सीआरईएएम अपने तीन साल के मिशन के समय लगभग नॉन-स्टॉप डेटा लेने में सक्षम होगा। अत्यधिक ऊंचाई के कारण, संसूचक तक पहुँचने से पहले आपतित कणों के बिखरने के लिए कोई वातावरण नहीं है। यह आशा की गई थी कि यह आईएसएस-आधारित मिशन क्रैम गुब्बारा प्रयोगों की तुलना में परिमाण के क्रम में अधिक डेटा एकत्र करेगा।^[12]

परियोजना प्रबंधन संकट के बाद, आईएसएस-सीआरईएएम को फरवरी 2019 में बंद कर दिया गया।^[13]

अनुदान

सीआरईएएम प्रयोगों को वर्तमान में नासा द्वारा वित्त पोषित किया जा रहा है।

सहयोगी

वर्तमान सीआरईएएम सहयोग टीम में सदस्य सम्मिलित हैं

मैरीलैंड विश्वविद्यालय, कॉलेज पार्क
पेंसिल्वेनिया राजकीय विश्वविद्यालय
सुंगक्यंकवान विश्वविद्यालय
मेक्सिको का राष्ट्रीय स्वायत्त विश्वविद्यालय
ग्रेनोबल, फ्रांस के लेबरेटोर डी फिजिक सबाटोमिक एट डी कॉस्मोलोजी
क्यूंगपुक राष्ट्रीय विश्वविद्यालय
गोडार्ड अंतरिक्ष उड़ान केंद्र
वॉलॉप्स उड़ान सुविधा
उत्तरी केंटकी विश्वविद्यालय

यह भी देखें

ब्रह्मांडीय किरण प्रणाली (वॉयजर्स पर ब्रह्मांडीय किरण प्रयोग)

संदर्भ

↑ E.S. Seo; et al. (25 April 2003). "Cosmic-ray energetics and mass (CREAM) balloon project" (PDF). Advances in Space Research. 33 (10): 1777–1785. Bibcode:2004AdSpR..33.1777S. doi:10.1016/j.asr.2003.05.019.
↑ "Cosmic Ray Energetics and Mass (CREAM)". 4 March 2015.
↑ H.S. Ahn; et al. (10 May 2007). "Cosmic-ray energetics and mass (CREAM) instrument" (PDF). Nuclear Instruments and Methods in Physics Research. 579 (3): 1034–1053. Bibcode:2007NIMPA.579.1034A. CiteSeerX 10.1.1.476.5252. doi:10.1016/j.nima.2007.05.203. Archived from the original (PDF) on 4 March 2016.
↑ "CREAM Flight 2004". cosmicray umd edu. Retrieved 15 August 2017.
↑ "CREAM Flight 2005". cosmicray umd edu. Retrieved 15 August 2017.
↑ "CREAM Flight 2007". cosmicray umd edu. Retrieved 15 August 2017.
↑ "CREAM Flight 2008". cosmicray umd edu. Retrieved 15 August 2017.
↑ "CREAM Flight 2009". cosmicray umd edu. Retrieved 15 August 2017.
↑ "CREAM Flight 2010". cosmicray umd edu. Retrieved 15 August 2017.
↑ "BACCUS". cosmicray umd edu. Retrieved 15 August 2017.
↑ "Activities". cosmicray umd edu. Retrieved 15 August 2017.
↑ "Cosmic Ray Energetics and Mass for the International Space Station" (PDF).
↑ Kramer, David (24 Jan 2022). "परित्यक्त कॉस्मिक-रे प्रयोग संभावित भस्मीकरण की प्रतीक्षा कर रहा है". Physics Today. doi:10.1063/PT.6.2.20220124a.

बाहरी संबंध

[1] E.S. Seo; et al. (25 April 2003). "Cosmic-ray energetics and mass (CREAM) balloon project" (PDF). Advances in Space Research. 33 (10): 1777–1785. Bibcode:2004AdSpR..33.1777S. doi:10.1016/j.asr.2003.05.019.

[2] "Cosmic Ray Energetics and Mass (CREAM)". 4 March 2015.

[3] H.S. Ahn; et al. (10 May 2007). "Cosmic-ray energetics and mass (CREAM) instrument" (PDF). Nuclear Instruments and Methods in Physics Research. 579 (3): 1034–1053. Bibcode:2007NIMPA.579.1034A. CiteSeerX 10.1.1.476.5252. doi:10.1016/j.nima.2007.05.203. Archived from the original (PDF) on 4 March 2016.

[4] "CREAM Flight 2004". cosmicray umd edu. Retrieved 15 August 2017.

[5] "CREAM Flight 2005". cosmicray umd edu. Retrieved 15 August 2017.

[6] "CREAM Flight 2007". cosmicray umd edu. Retrieved 15 August 2017.

[7] "CREAM Flight 2008". cosmicray umd edu. Retrieved 15 August 2017.

[8] "CREAM Flight 2009". cosmicray umd edu. Retrieved 15 August 2017.

[9] "CREAM Flight 2010". cosmicray umd edu. Retrieved 15 August 2017.

[10] "BACCUS". cosmicray umd edu. Retrieved 15 August 2017.

[11] "Activities". cosmicray umd edu. Retrieved 15 August 2017.

[12] "Cosmic Ray Energetics and Mass for the International Space Station" (PDF).

[13] Kramer, David (24 Jan 2022). "परित्यक्त कॉस्मिक-रे प्रयोग संभावित भस्मीकरण की प्रतीक्षा कर रहा है". Physics Today. doi:10.1063/PT.6.2.20220124a.

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-[[ ब्रह्मांड किरण | ब्रह्मांडीय किरण]] एनर्जेटिक्स एंड मास (सीआरईएएम) ब्रह्मांडीय किरण स्पेक्ट्रम में 10<sup>15</sup> eV (जिसे "नी की संभावना" के रूप में भी जाना जाता है) तक ब्रह्मांडीय किरणों की संरचना निर्धारित करने के लिए एक प्रयोग है। '''(नी की संभावना के रूप में भी जाना जाता है)'''
+[[ ब्रह्मांड किरण | ब्रह्मांडीय किरण]] एनर्जेटिक्स एंड मास (सीआरईएएम) ब्रह्मांडीय किरण स्पेक्ट्रम में 10<sup>15</sup> eV (जिसे "नी की संभावना" के रूप में भी जाना जाता है) तक ब्रह्मांडीय किरणों की संरचना निर्धारित करने के लिए एक प्रयोग है।
 यह परिकल्पना की गई है कि ब्रह्मांडीय किरण स्पेक्ट्रम की नी की संभावना को सैद्धांतिक अधिकतम ऊर्जा द्वारा समझाया जा सकता है कि [[सुपरनोवा]] [[फर्मी त्वरण]] के अनुसार [[कण|कणों]] को गति प्रदान कर सकता है। उच्च तंगुता गुब्बारे की सहायता से कम से कम 34 km (21 mi) की ऊंचाई पर भेजे गए समय-आधारित आवेश डिटेक्टर और संक्रमण विकिरण डिटेक्टर का उपयोग करके माप पूरा किया जाता है।
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 == अपेक्षित परिणाम ==
-इस प्रकार के प्रयोग के लाभों में से एक यह है कि मूल कण की पहचान करना संभव है, जिसके कारण भू-आधारित डिटेक्टरों द्वारा [[एयर शावर (भौतिकी)]] का पता लगाया गया होगा। अधिकतम पता लगाने योग्य ऊर्जा स्तर उड़ान की अवधि और डिटेक्टर के आकार द्वारा निर्धारित किया जाता है; जो इस प्रकार के प्रयोगों के लिए कठिन बाधा है। 10<sup>15</sup> eV पर नी के ऊपर पाई जाने वाली ब्रह्मांडीय किरणों की उत्पत्ति को समझने के लिए ब्रह्मांडीय किरणों की संरचना का स्पष्ट माप आवश्यक है। तिथि '''करने''' के लिए, सीआरईएएम गुब्बारा प्रयोगों ने कुल 161 दिनों का एक्सपोजर एकत्र किया है, जो किसी भी अन्य एकल गुब्बारा-जनित प्रयोग से अधिक है।<ref>{{cite journal
+इस प्रकार के प्रयोग के लाभों में से एक यह है कि मूल कण की पहचान करना संभव है, जिसके कारण भू-आधारित डिटेक्टरों द्वारा [[एयर शावर (भौतिकी)]] का पता लगाया गया होगा। अधिकतम पता लगाने योग्य ऊर्जा स्तर उड़ान की अवधि और डिटेक्टर के आकार द्वारा निर्धारित किया जाता है; जो इस प्रकार के प्रयोगों के लिए कठिन बाधा है। 10<sup>15</sup> eV पर नी के ऊपर पाई जाने वाली ब्रह्मांडीय किरणों की उत्पत्ति को समझने के लिए ब्रह्मांडीय किरणों की संरचना का स्पष्ट माप आवश्यक है। तिथि के लिए, सीआरईएएम गुब्बारा प्रयोगों ने कुल 161 दिनों का एक्सपोजर एकत्र किया है, जो किसी भी अन्य एकल गुब्बारा-जनित प्रयोग से अधिक है।<ref>{{cite journal
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 टीआरडी का अपेक्षाकृत कम घनत्व कम प्रवाह वाले कणों का पता लगाने के लिए बड़े डिटेक्टर ज्यामिति की अनुमति देता है। लॉरेंत्ज़ कारक γ को मापकर, कण के आवेश के ज्ञान के साथ मिलकर, डिटेक्टर को आवेश ±1 (इलेक्ट्रॉन, पियोन, म्यूऑन, आदि) की विभिन्न ब्रह्मांडीय किरणों के साथ जांचना संभव है। दक्षिणी ध्रुव के पास ब्रह्मांडीय किरणों के लिए अपेक्षाकृत कम भू-चुंबकीय कटऑफ ऊर्जा के कारण, इन कम-ऊर्जा कणों के वीटो के रूप में कार्य करने के लिए टीआरडी के मॉड्यूल के बीच [[चेरेंकोव डिटेक्टर]] रखा गया है।<ref>{{cite journal

v t e Space observatories
Operating	ACE (since 1997) AGILE (since 2007) AMS-02 (since 2011) Aoi (since 2018) Astrosat (since 2015) BRITE constellation (since 2013) CALET (since 2015) Chandra (AXAF) (since 1999) CHEOPS (since 2019) DAMPE (since 2015) DSCOVR (since 2015) Fermi (since 2008) Gaia (since 2013) GECAM (since 2020) Hayabusa2 (since 2021) Hibari (since 2021) Hinode (Solar-B) (since 2006) HiRISE (since 2005) Hisaki (SPRINT-A) (since 2013) Hubble (since 1990) HXMT (Insight) (since 2017) IBEX (since 2008) INTEGRAL (since 2002) IRIS (since 2013) ISS-CREAM (since 2017) IXPE (since 2021) Max Valier Sat (since 2017) MAXI (since 2009) Mikhailo Lomonosov (since 2016) Mini-EUSO (since 2019) MinXSS-2 (since 2018) NCLE (since 2018) NEOSSat (since 2013) NICER (since 2017) NuSTAR (since 2012) Odin (since 2001) Queqiao (since 2018) SDO (since 2010) SOHO (since 1995) SOLAR (since 2008) Solar Orbiter (since 2020) Spektr-RG (since 2019) STEREO (since 2006) Swift (since 2004) TESS (since 2018) Wind (since 1994) WISE (since 2009) XMM-Newton (since 1999) James Webb (since 2022) CHASE (since 2021) Advanced Space-based Solar Observator (since 2022)
Planned	iWF-MAXI (2021) Astro-1 Telescope (2021) Nano-JASMINE (2021) ORBIS (2021) ILO-X (2022) PETREL (2022) Space Solar Telescope (2022) Euclid (2023) K-EUSO (2023) SVOM (2023) XPoSat (2023) XRISM (2023) Xuntian (2023) LORD (2024) COSI (2025) SPHEREx (2025) Nancy Grace Roman Space Telescope (2026) PLATO (2026) Solar-C EUVST (2026) JASMINE (2028) LiteBIRD (2028) NEO Surveyor (2028) Spektr-UV (2028) ARIEL (2029) Spektr-M (2030+) Athena (2035) LISA (2037)
Proposed	Arcus AstroSat-2 EXCEDE Fresnel Imager FOCAL HabEx Hypertelescope ILO-1 JEM-EUSO LUCI LUVOIR Lynx Nautilus Deep Space Observatory New Worlds Mission NRO donation to NASA OST PhoENiX Solar-D THEIA THESEUS
Retired	Akari (Astro-F) (2006–2011) ALEXIS (1993–2005) Alouette 1 (1962–1972) Ariel 1 (1962, 1964) Ariel 2 (1964) Ariel 3 (1967–1969) Ariel 4 (1971–1972) Ariel 5 (1974–1980) Ariel 6 (1979–1982) ASTERIA (2017–2019) ATM (1973–1974) ASCA (Astro-D) (1993–2000) Astro-1 (1990) BBXRT HUT Astro-2 (HUT) (1995) Astron (1983–1991) ANS (1974–1976) BeppoSAX (1996–2003) CHIPSat (2003–2008) Compton (CGRO) (1991–2000) CoRoT (2006–2013) Cos-B (1975–1982) COBE (1989–1993) CXBN-2 (2017–2019) DXS (1993) EPOCh (2008) EPOXI (2010) Explorer 11 (1961) EXOSAT (1983–1986) EUVE (1992–2001) FUSE (1999–2007) Kvant-1 (1987–2001) GALEX (2003–2013) Gamma (1990–1992) Ginga (Astro-C) (1987–1991) Granat (1989–1998) Hakucho (CORSA-b) (1979–1985) HALCA (MUSES-B) (1997–2005) HEAO-1 (1977–1979) Herschel (2009–2013) Hinotori (Astro-A) (1981–1991) HEAO-2 (Einstein Obs.) (1978–1982) HEAO-3 (1979–1981) HETE-2 (2000–2008) Hipparcos (1989–1993) IUE (1978–1996) IRAS (1983) IRTS (1995–1996) ISO (1996–1998) IXAE (1996–2004) Kepler (2009–2018) Kristall (1990–2001) LEGRI (1997–2002) LISA Pathfinder (2015–2017) MinXSS (2015–2017) MOST (2003–2019) MSX (1996–1997) OAO-2 (1968–1973) OAO-3 (Copernicus) (1972–1981) Orbiting Solar Observatory OSO 1 OSO B OSO 3 OSO 4 OSO 5 OSO 6 OSO 7 OSO 8 Orion 1 (1971) Orion 2 (1973) PAMELA (2006–2016) PicSat (2018) Planck (2009–2013) RELIKT-1 (1983–1984) R/HESSI (2002–2018) ROSAT (1990–1999) RXTE (1995–2012) SAMPEX (1992–2004) SAS-B (1972–1973) SAS-C (1975–1979) Solwind (1979–1985) Spektr-R (2011–2019) Spitzer (2003–2020) Suzaku (Astro-EII) (2005–2015) Taiyo (SRATS) (1975–1980) Tenma (Astro-B) (1983–1985) Uhuru (1970–1973) Vanguard 3 (1959) WMAP (2001–2010) Yokoh (Solar-A) (1991–2001)
Hibernating (Mission completed)	SWAS (1998–2005) TRACE (1998–2010)
Lost/Failed	OAO-1 (1966) OAO-B (1970) CORSA (1976) CXBN (2012-2013) OSO C (1965) ABRIXAS (1999) HETE-1 (1996) WIRE (1999) Astro-E (2000) Tsubame (2014–2015) Hitomi (Astro-H) (2016)
Cancelled	AOSO Astro-G Constellation-X Darwin Destiny EChO Eddington FAME FINESSE GEMS HOP IXO JDEM LOFT OSO J OSO K Sentinel SIM & SIMlite SNAP SPICA SPOrt TAUVEX TPF XEUS XIPE
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कॉस्मिक रे एनर्जेटिक्स एंड मास एक्सपेरिमेंट: Difference between revisions

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