Air showers are extensive cascades of subatomic particles and ionized nuclei, produced in the atmosphere when a primarycosmic ray enters the atmosphere. Particles of cosmic radiation can be protons, nuclei, electrons, photons, or (rarely) positrons. Upon entering the atmosphere, they interact with molecules and initiate a particle cascade that lasts for several generations, until the energy of the primary particle is fully converted. If the primary particle is a hadron, mostly light mesons like pions and kaons are produced in the first interactions, which then fuel a hadronic shower component that produces shower particles mostly through pion decay. Primary photons and electrons, on the other hand, produce mainly electromagnetic showers. Depending on the energy of the primary particle, the detectable size of the shower can reach several kilometers in diameter.

The air shower phenomenon was unwittingly discovered by Bruno Rossi in 1933 in a laboratory experiment. In 1937 Pierre Auger, unaware of Rossi's earlier report, detected the same phenomenon and investigated it in some detail. He concluded that cosmic-ray particles are of extremely high energies and interact with nuclei high up in the atmosphere, initiating a cascade of secondary interactions that produce extensive showers of subatomic particles.^[1][2]

The most important experiments detecting extensive air showers are HAWC, LHAASO, the Telescope Array Project and the Pierre Auger Observatory. The latter is the largest observatory for cosmic rays ever built, operating with 4 fluorescence detector buildings and 1600 surface detector stations spanning an area of 3,000 km² in the Argentinean desert.

In 1933, shortly after the discovery of cosmic radiation by Victor Hess, Bruno Rossi^[3] conducted an experiment in the Institute of Physics in Florence, using shielded Geiger counters to confirm the penetrating character of the cosmic radiation. He used different arrangements of Geiger counters, including a setup of three counters, where two were placed next to each other and a third was centered underneath with additional shielding. From the detection of air-shower particles passing through the Geiger counters in coincidence, he assumed that secondary particles are being produced by cosmic rays in the first shielding layer as well as in the rooftop of the laboratory, unknowing that the particles he measured were muons, which are produced in air showers and which would only be discovered three years later. He also noted that the coincidence rate drops significantly for cosmic rays that are detected at a zenith angle below ${\displaystyle 60^{\circ }}$. A similar experiment was conducted in 1936 by Hilgert and Bothe in Heidelberg.^[4]

In a publication in 1939, Pierre Auger, together with three colleagues, suggested that secondary particles are created by cosmic rays in the atmosphere, and conducted experiments using shielded scintillators and Wilson chambers on the Jungfraujoch at an altitude of 3,900 m (12,800 ft) above sea level, and on Pic du Midi at an altitude of 2,900 m (9,500 ft) above sea level, and at sea level.^[5] They found that the rate of coincidences reduces with increasing distance of the detectors, but does not vanish, even at high altitudes. Thus confirming that cosmic rays produce air showers of secondary particles in the atmosphere. They estimated that the primary particles of this phenomenon must have energies of up to ${\displaystyle 10^{15}\,{\text{eV}}=1\,{\text{PeV}}}$.

จากแนวคิดของทฤษฎีควอนตัม งานทางทฤษฎีเกี่ยวกับฝนอนุภาคในอากาศได้ดำเนินการระหว่างปี 1935 ถึง 1940 โดยนักฟิสิกส์ที่มีชื่อเสียงหลายคนในยุคนั้น (รวมถึงBhabha , Oppenheimer , Landau , Rossi และคนอื่นๆ) โดยสมมติว่าในบริเวณใกล้เคียงกับสนามนิวเคลียร์ รังสีแกมมาพลังงานสูงจะเกิดการสร้างคู่ของอิเล็กตรอนและโพซิตรอน และอิเล็กตรอนและโพซิตรอนจะสร้างรังสีแกมมาโดยการแผ่รังสี^{[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]} งานวิจัยเกี่ยวกับฝนอนุภาคในอากาศยังคงดำเนินต่อไปส่วนใหญ่หลังสงคราม เนื่องจากบุคคลสำคัญหลายคนมีส่วนร่วมในโครงการแมนฮัตตันในช่วงทศวรรษ 1950 โครงสร้างด้านข้างและเชิงมุมของอนุภาคแม่เหล็กไฟฟ้าในฝนอนุภาคในอากาศได้รับการคำนวณโดยนักวิทยาศาสตร์ชาวญี่ปุ่น Koichi Kamata และ Jun Nishimura ^{[ 10 ]}

ในปี พ.ศ. 2498 ได้มีการสร้างอาร์เรย์ตรวจจับพื้นผิวชุดแรกที่สามารถตรวจจับฝักอากาศด้วยความแม่นยำเพียงพอที่จะตรวจจับทิศทางการมาถึงของรังสีคอสมิกหลักได้ที่สถานี Agassiz ที่MIT [ ^{11 ] อาร์เรย์} Agassiz ประกอบด้วยตัวเรืองแสงพลาสติก 16 ตัวเรียงกันเป็น วงกลมขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 460 เมตร (1,500 ฟุต)อย่างไรก็ตาม ผลการทดลองเกี่ยวกับทิศทางการมาถึงของรังสีคอสมิกยังไม่สามารถสรุปได้  

การ ทดลอง Volcano Ranchซึ่งสร้างขึ้นในปี พ.ศ. 2492 และดำเนินการโดยJohn Linsleyเป็นอาร์เรย์ตรวจจับพื้นผิวแรกที่มีขนาดเพียงพอที่จะตรวจจับรังสีคอสมิกพลังงานสูงพิเศษ [ ^{12 ] ใน} ปี พ.ศ. 2505 รังสีคอสมิกตัวแรกที่มีพลังงาน${\displaystyle 10^{20}\,{\text{eV}}}$มีรายงานว่า ฝนดาวตกที่มีขนาดครอบคลุมพื้นที่หลายกิโลเมตรนั้น มีขนาดใหญ่เป็นสองเท่าของเหตุการณ์ใดๆ ที่เคยบันทึกไว้ โดยมีปริมาณฝนประมาณ...${\displaystyle 5\times 10^{10}}$อนุภาคในฝักบัว นอกจากนี้ ยังได้รับการยืนยันว่าการกระจายด้านข้างของอนุภาคที่ตรวจพบที่พื้นดินตรงกับการประมาณของKenneth Greisen ^{[ 13 ]}ของฟังก์ชันโครงสร้างที่ได้มาจาก Kamata และ Nishimura

เทคนิคการตรวจจับใหม่สำหรับฝักอากาศขนาดใหญ่ได้รับการเสนอโดย Greisen ในปี 1965 เขาแนะนำให้สังเกตการแผ่รังสี Cherenkov ของอนุภาคฝักอากาศโดยตรง และแสงฟลูออเรสเซนซ์ที่เกิดจากโมเลกุลไนโตรเจนที่ถูกกระตุ้นในชั้นบรรยากาศ ด้วยวิธีนี้ จะสามารถวัดการพัฒนาตามแนวยาวของฝักอากาศในชั้นบรรยากาศได้ วิธีนี้ได้รับการนำไปใช้และรายงานอย่างประสบความสำเร็จเป็นครั้งแรกในปี 1977 ที่ Volcano Ranch โดยใช้โมดูลออปติคอล 67 โมดูล ^{[ 14 ]} Volcano Ranch ยุติการดำเนินงานในเวลาไม่นานหลังจากนั้นเนื่องจากขาดเงินทุน

มีการทดลองเกี่ยวกับฝนอากาศหลายครั้งตามมาในช่วงหลายทศวรรษต่อมา รวมถึงKASCADE , AGASAและHIRESในปี 1995 ^{[ 15 ]} HIRES รายงานการตรวจพบรังสีคอสมิกพลังงานสูงพิเศษที่มีพลังงานเกินกว่าขีดจำกัดสเปกตรัมที่คาดการณ์ไว้ตามทฤษฎี^{[ 16 ]} ฝนอากาศของรังสีคอสมิกถูกตรวจพบโดย ระบบตรวจจับฟลูออเรสเซน ซ์ Fly's Eyeและคาดว่ามีอนุภาคประมาณ 240 พันล้านอนุภาคที่จุดสูงสุด ซึ่งสอดคล้องกับพลังงานปฐมภูมิของรังสีคอสมิกประมาณ${\displaystyle 3.2\times 10^{20}{\text{eV}}}$จนถึงปัจจุบัน ยังไม่มีการบันทึกอนุภาคเดี่ยวที่มีพลังงานมากกว่านี้ ดังนั้นจึงเรียกกันทั่วไปว่าอนุภาคโอ้พระเจ้า (Oh-My-God particle )

ฝักบัวอากาศเกิดขึ้นจากการปฏิสัมพันธ์ของรังสีคอสมิกหลักกับชั้นบรรยากาศ จากนั้นจึงเกิดการปฏิสัมพันธ์กับอนุภาครอง และเป็นเช่นนี้เรื่อยไป ขึ้นอยู่กับชนิดของอนุภาคหลัก อนุภาคในฝักบัวอากาศจะถูกสร้างขึ้นโดยส่วนใหญ่จากการปฏิสัมพันธ์แบบแฮดรอนิกหรือแบบแม่เหล็กไฟฟ้า

แบบจำลองฝักบัวอาบน้ำแบบง่าย

หลังจากเข้าสู่ชั้นบรรยากาศได้ไม่นาน รังสีคอสมิกหลัก (ซึ่งต่อไปนี้จะถือว่าเป็นโปรตอนหรือนิวเคลียส) จะถูกกระเจิงโดยนิวเคลียสในชั้นบรรยากาศและสร้างแกนฝักบัว – บริเวณของแฮดรอน พลังงานสูง ที่พัฒนาไปตามวิถีโคจรของรังสีคอสมิกหลัก จนกระทั่งถูกดูดซับโดยชั้นบรรยากาศหรือพื้นดินอย่างสมบูรณ์ ปฏิกิริยาและการสลายตัวของอนุภาคในแกนฝักบัวจะป้อนส่วนประกอบหลักของอนุภาคฝักบัว ซึ่งได้แก่ แฮดรอน มิวออน และอนุภาคแม่เหล็กไฟฟ้าล้วนๆ ส่วนประกอบของแฮดรอนในฝักบัวส่วนใหญ่ประกอบด้วยไพอนและเมซอน ที่หนักกว่าบางชนิด เช่นเคออนและ${\displaystyle \varrho }$เมซอน^{[ 17 ] [ 18 ]}

ไพอนกลาง${\displaystyle \pi ^{0}}$สลายตัวโดยปฏิกิริยาอิเล็กโทรวีค กลาย เป็นคู่ของโฟตอนที่หมุนในทิศทางตรงกันข้าม ซึ่งเป็นเชื้อเพลิงให้กับองค์ประกอบแม่เหล็กไฟฟ้าของฝักอนุภาค ไพอนที่มีประจุ${\displaystyle \pi ^{\pm }}$โดยจะสลายตัวเป็นมิวออนและ (แอนตี้) นิวตริโนผ่านปฏิสัมพันธ์แบบอ่อนเป็นหลักเช่นเดียวกันนี้ก็เป็นจริงสำหรับเคออนที่มีประจุและไม่มีประจุ นอกจากนี้ เคออนยังผลิตไพอนอีกด้วย^{[ 18 ]}นิวตริโนจากการสลายตัวของไพอนและเคออนมักจะไม่ถูกนับรวมเป็นส่วนหนึ่งของฝักบัวเนื่องจากมีภาคตัดขวางต่ำมาก และถูกเรียกว่าเป็นส่วนหนึ่งของพลังงานที่มองไม่เห็นของฝักบัว

ในเชิงคุณภาพ เนื้อหาอนุภาคของฝักสามารถอธิบายได้ด้วยแบบจำลองที่ง่ายขึ้น โดยที่อนุภาคทั้งหมดที่เข้าร่วมในการปฏิสัมพันธ์ใด ๆ ของฝักจะแบ่งปันพลังงานที่มีอยู่เท่า ๆ กัน^{[ 19 ]}เราสามารถสมมติได้ว่าในการปฏิสัมพันธ์แบบแฮดรอนิกแต่ละครั้ง${\displaystyle 2N_{\text{ch}}}$ไพอนประจุบวกและ${\displaystyle N_{\text{ch}}}$ไพออนกลางถูกผลิตขึ้น ไพออนกลางจะสลายตัวเป็นโฟตอน ซึ่งเป็นเชื้อเพลิงให้กับส่วนแม่เหล็กไฟฟ้าของฝักอนุภาค จากนั้นไพออนที่มีประจุจะยังคงมีปฏิสัมพันธ์แบบแฮดรอนิกต่อไป หลังจากนั้น${\displaystyle n}$ปฏิสัมพันธ์ ส่วนแบ่งของพลังงานหลัก${\displaystyle E_{0}}$ปริมาณที่สะสมในส่วนประกอบแฮดรอนิกส์นั้นกำหนดโดย

$${\displaystyle E_{\pi }=\left({\frac {2}{3}}\right)^{n}E_{0},}$$

และส่วนที่เป็นแม่เหล็กไฟฟ้าจึงมีค่าประมาณเท่ากับ

$${\displaystyle E_{\gamma }=\left(1-\left({\frac {2}{3}}\right)^{n}\right)E_{0}.}$$

ไพอนใน${\displaystyle n}$คนรุ่นที่ 5 จึงพกพาพลังงานของ...${\displaystyle E_{0}/(3N_{\text{ch}}/2)^{n}}$ปฏิกิริยาจะดำเนินต่อไปจนกระทั่งไพอนมีพลังงานถึงระดับวิกฤต${\displaystyle \varepsilon _{\text{c}}^{\pi }\simeq 20\,{\text{GeV}}}$ซึ่งพวกมันจะสลายตัวกลายเป็นมิวออน ดังนั้น จำนวนรวมทั้งหมดคือ

$${\displaystyle n_{\text{c}}=\left\lceil {\frac {\ln \left(E_{0}/\varepsilon _{\text{c}}^{\pi }\right)}{\ln \left({\tfrac {3}{2}}\,N_{\text{ch}}\right)}}\right\rceil }$$

คาดว่าจะมีการปฏิสัมพันธ์ และรวมทั้งหมด${\displaystyle (N_{\text{ch}})^{n_{\text{c}}}=(E_{0}/\varepsilon _{\text{c}}^{\pi })^{\beta }}$มีการผลิตมิวออนขึ้น โดยมี${\displaystyle \beta =\ln N_{\text{ch}}/\ln(3N_{\text{ch}}/2)\simeq 0.95}$ส่วนแม่เหล็กไฟฟ้าของการเกิดปฏิกิริยาลูกโซ่จะพัฒนาไปพร้อมกันโดยการแผ่รังสีเบร็มส์ตรัลลิงและการสร้างคู่ของอนุภาคเพื่อความง่าย เรามักจะถือว่าโฟตอน อิเล็กตรอน และโพซิตรอนเป็นอนุภาคที่เทียบเท่ากันในการเกิดปฏิกิริยาลูกโซ่ การเกิดปฏิกิริยาลูกโซ่แม่เหล็กไฟฟ้าจะดำเนินต่อไปจนกว่าอนุภาคจะถึงพลังงานวิกฤต${\displaystyle \varepsilon _{\text{c}}^{\gamma }\simeq 87\,{\text{MeV}}}$จากนั้นพวกมันจะเริ่มสูญเสียพลังงานส่วนใหญ่ไปเนื่องจากการกระเจิงกับโมเลกุลในชั้นบรรยากาศ เพราะว่า${\displaystyle \varepsilon _{\text{c}}^{\gamma }\ll \varepsilon _{\text{c}}^{\pi }}$อนุภาคแม่เหล็กไฟฟ้ามีจำนวนมากกว่าอนุภาคอื่นๆ ในฝักอนุภาคอย่างมาก ค่าประมาณที่ดีสำหรับจำนวนอนุภาค (แม่เหล็กไฟฟ้า) ที่เกิดขึ้นในฝักอนุภาคคือ${\displaystyle N\simeq E_{0}/{\text{GeV}}}$โดยสมมติว่าการปฏิสัมพันธ์ทางแม่เหล็กไฟฟ้าแต่ละครั้งเกิดขึ้นหลังจากระยะการแผ่รังสีเฉลี่ย${\displaystyle X_{0}\simeq 37\,{\text{g}}/{\text{cm}}^{2}}$ฝักบัวจะมีระดับน้ำสูงสุดที่ระดับความลึกประมาณ

$${\displaystyle X_{\text{max}}\simeq X_{1}+X_{0}\ln \left({\frac {E_{0}}{\mathrm {GeV} }}\right),}$$

ที่ไหน${\displaystyle X_{1}}$สันนิษฐานว่านี่คือความลึกของการปฏิสัมพันธ์ครั้งแรกของรังสีคอสมิกกับชั้นบรรยากาศ อย่างไรก็ตาม การประมาณนี้ไม่ถูกต้องสำหรับอนุภาคปฐมภูมิทุกประเภท โดยเฉพาะอย่างยิ่งฝนอนุภาคจากนิวเคลียสหนักจะถึงจุดสูงสุดเร็วกว่ามาก

โปรไฟล์ตามยาว

จำนวนอนุภาคที่มีอยู่ในฝักบัวอากาศนั้นแปรผันโดยประมาณกับพลังงานความร้อนที่สะสมในฝักบัวนั้น พลังงานที่สะสมเป็นฟังก์ชันของสสารในชั้นบรรยากาศที่ถูกพัดผ่าน ซึ่งสามารถมองเห็นได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ตรวจจับฟลูออเรสเซนซ์ เป็นต้น เรียกว่า โปรไฟล์ตามแนวยาวของฝักบัว สำหรับโปรไฟล์ตามแนวยาวของฝักบัวนั้น มีเพียงอนุภาคแม่เหล็กไฟฟ้า (อิเล็กตรอน โพซิตรอน และโฟตอน) เท่านั้นที่มีความสำคัญ เนื่องจากอนุภาคเหล่านี้มีปริมาณมากและมีส่วนสำคัญต่อพลังงานความร้อนที่สะสม

ลักษณะการเกิดอนุภาคในฝักนั้นมีลักษณะเด่นคือจำนวนอนุภาคเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว ก่อนที่พลังงานเฉลี่ยของอนุภาคจะลดลงต่ำกว่าระดับที่กำหนด${\displaystyle \varepsilon _{\text{c}}^{\gamma }}$โดยมีลักษณะเด่นคือ พุ่งขึ้นในช่วงที่มีปริมาณอนุภาคสูงสุด และค่อยๆ ลดลงหลังจากนั้น ในทางคณิตศาสตร์ สามารถอธิบายลักษณะดังกล่าวได้ด้วยฟังก์ชันเกาส์เซียนแบบเอียง ฟังก์ชันไกเซอร์-ฮิลลาสหรือฟังก์ชันไกรเซนแบบทั่วไป

$${\displaystyle N(t)={\frac {\varepsilon }{\sqrt {\beta }}}\,e^{(t-t_{1})-{\tfrac {3}{2}}\ln s}.}$$

ที่นี่${\displaystyle \beta =\ln(E_{0}/\varepsilon _{\text{c}}^{\gamma })}$และ${\displaystyle t=X/X_{0}}$โดยใช้ความยาวการแผ่รังสี แม่เหล็กไฟฟ้า ในอากาศ${\displaystyle X_{0}=37\,{\text{g}}\ {\text{cm}}^{-2}}$.${\displaystyle t_{1}}$ถือเป็นจุดเริ่มต้นของการปฏิสัมพันธ์ครั้งแรก และ${\displaystyle \varepsilon \approx 0.31}$เป็นค่าคงที่ที่ไม่มีมิติ พารามิเตอร์อายุการอาบน้ำ${\displaystyle s}$มีการนำเสนอเพื่อเปรียบเทียบฝักบัวที่มีระดับความลึกเริ่มต้นและพลังงานหลักที่แตกต่างกัน เพื่อเน้นคุณลักษณะทั่วไป เช่น ที่ระดับสูงสุดของฝักบัว${\displaystyle s=1}$สำหรับการอาบน้ำที่มีการปฏิสัมพันธ์ครั้งแรกที่${\displaystyle t_{0}=0}$วัยอาบน้ำ${\displaystyle s}$โดยทั่วไปจะนิยามว่า

$${\displaystyle s={\frac {3t}{t+2\beta }}.}$$

ภาพนี้แสดงให้เห็นถึงลักษณะตามแนวยาวในอุดมคติของฝนดาวตก โดยใช้พลังงานหลักที่แตกต่างกัน และขึ้นอยู่กับความลึกของชั้นบรรยากาศที่ทะลุผ่าน${\displaystyle X}$หรือเทียบเท่ากับจำนวนความยาวของรังสี${\displaystyle t}$.

ลักษณะตามแนวยาวของการเกิดฝนน้ำแข็งมีความน่าสนใจเป็นพิเศษในบริบทของการวัดปริมาณพลังงานความร้อนรวมและระดับความลึกสูงสุดของการเกิดฝนน้ำแข็ง${\displaystyle X_{\text{max}}}$เนื่องจากอย่างหลังเป็นสิ่งที่สังเกตได้และมีความไวต่อชนิดของอนุภาคหลัก ฝักอนุภาคจะปรากฏสว่างที่สุดในกล้องโทรทรรศน์ฟลูออเรสเซนซ์เมื่อถึงจุดสูงสุด

อนุภาคดั้งเดิมมาถึงด้วยพลังงานสูง ดังนั้นความเร็วจึงใกล้เคียงกับความเร็วแสงผลิตภัณฑ์จากการชนจึงมีแนวโน้มที่จะเคลื่อนที่ไปในทิศทางเดียวกันกับอนุภาคหลัก ในขณะที่กระจายออกไปด้านข้างบ้าง นอกจากนี้ อนุภาคทุติยภูมิยังก่อให้เกิดแสงวาบเป็นวงกว้างในทิศทางไปข้างหน้าเนื่องจากปรากฏการณ์เชเรนคอฟรวมถึงแสงฟลูออเรสเซนซ์ที่ปล่อยออกมาอย่างเป็นไอโซโทรปิกจากการกระตุ้นโมเลกุลของไนโตรเจน การเกิดอนุภาคและการเกิดแสงในชั้นบรรยากาศสามารถตรวจจับได้ด้วยอาร์เรย์ตรวจจับบนพื้นผิวและกล้องโทรทรรศน์แบบออปติคอล เครื่องตรวจจับบนพื้นผิวมักใช้เครื่องตรวจจับเชเรนคอฟหรือตัวนับการเรืองแสงเพื่อตรวจจับอนุภาคทุติยภูมิที่มีประจุที่ระดับพื้นดิน กล้องโทรทรรศน์ที่ใช้ในการวัดแสงฟลูออเรสเซนซ์และแสงเชเรนคอฟใช้กระจกขนาดใหญ่เพื่อโฟกัสแสงไปที่ กลุ่ม PMTสุดท้ายนี้ ฝักบัวอากาศจะปล่อยคลื่นวิทยุเนื่องจากการเบี่ยงเบนของอิเล็กตรอนและโพซิตรอนโดยสนามแม่เหล็กโลก ข้อดีเหนือกว่าเทคนิคทางออปติคอลคือ การตรวจจับด้วยคลื่นวิทยุสามารถทำได้ตลอด 24 ชั่วโมง ไม่ใช่เฉพาะในคืนที่มืดและท้องฟ้าแจ่มใสเท่านั้น ดังนั้น การทดลองสมัยใหม่หลายอย่าง เช่นTAIGA , LOFARหรือหอดูดาว Pierre Augerจึงใช้เสาอากาศวิทยุควบคู่ไปกับเครื่องตรวจจับอนุภาคและเทคนิคทางแสง

• หอดูดาวรังสีคอสมิก
• ฝนอนุภาค

• ฝนอากาศโปรยปรายเป็นบริเวณกว้าง
• เครื่องตรวจจับอนุภาคอากาศบัคแลนด์พาร์ค
• ระบบตรวจจับสวนสาธารณะฮาเวอราห์
• ระบบตรวจจับความละเอียดสูง
• หอดูดาวปิแอร์ โอแชร์
• HiSPARC (โครงงานระดับมัธยมปลายเกี่ยวกับการวิจัยด้านฟิสิกส์ดาราศาสตร์ร่วมกับ Cosmics)
• AIRES (AIRshower Extended Simulations)  : แพ็กเกจ Fortran ขนาดใหญ่และมีเอกสารประกอบอย่างดี สำหรับจำลองปรากฏการณ์ฝนรังสีคอสมิก พัฒนาโดย Sergio Sciutto จากภาควิชาฟิสิกส์มหาวิทยาลัยแห่งชาติลาพลาตาประเทศอาร์เจนตินา
• CORSIKA, CORSIKA: Another code for simulating cosmic ray air showers by Dieter Heck of the Forschungszentrum Karlsruhe, Germany
• COSMUS : Interactive animated 3d models of several different cosmic ray air showers, and instructions on how to make your own using AIRES simulations. From the COSMUS group at the University of Chicago.
• Milagro Animations : Movies and instructions for how to make them, showing how air showers interact with the Milagro detector. By Miguel Morales.
• CASSIM Animations : Animations of different cosmic ray air showers by Hajo Dreschler of New York University.
• SPASE2 Experiment : South-Pole Air Shower Experiment (SPASE).
• GAMMA Experiment : High mountain Air Shower Experiment.