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我们已经知道，对于典型的宇宙射线，由于带电宇宙射线粒子在我们银河系中围绕着纠缠扭曲的磁场作着螺旋运动，所以我们不可能由到达方向追溯到它的天文发射源。然而，对最高能粒子来说，我们期望它出现显著的不同。运动着的带电粒子在磁场中所经受的弯曲总量与磁场强度和粒子电荷成正比。特别要提到的是，随着粒子能量的增加而弯曲会减少。所以，当我们考察的粒子能量越来越高时，一方面粒子越来越稀少，另一方面它们的运动路经越来越直。确实是这样，我们对火山牧场的数据所期望的东西是，它能显示出宇宙射线集中到达的方向在银河带的方向上。观测结果不是这样，只能理解为这就表明宇宙射线不是起源于我们银河系。总之，相对很少的簇射数，尤其是最高能量粒子的轨道最接近直线，这就意味着任何结论都不很稳固。
林斯利通过他的阵列还获得了一项和各向同性结果同样重要，但更激动人心的发现。一天有个特别的空气簇射降临到阵列上。这个簇射的不平常之处是，在广阔分布着的检测器中检测到了很大数量的簇射粒子。一般典型的簇射只有四五个检测器记录下粒子通过，而这个特别的簇射有15个检测器作出检测记录，粒子数比通常的簇射多得多。对这个单一事件作了详细分析之后得出的结论是，这次簇射是由一个能量超过10^20eV的宇宙射线粒子激发出来的，它是那时观测到的具有最高能量的粒子，它比用奥格尔的先驱空气簇射实验检测到的粒子的能量大100；000倍。林斯利事件的细节情形立刻发表在有声誉的期刊《物理学评论通讯》（1963年）上，并引起了广泛的关注。这个宇宙射线粒子的奇异本性于3年之后，其重大意义显得更加突出。人们认识到，这样巨大能量的宇宙射线将同大爆炸火球遗留下来的冷却辐射发生强烈的相互作用。
宇宙射线和微波背景
1965年发现宇宙微波背景之后只过了一年，K·格雷森（Kenneth Greisen）在美国，同时G·扎采品（Georgi Zatsepin）在苏联，就提出来一个对林斯利及其后继者们产生较大影响的新理论。格雷森和扎采品认识到，能量高于约6×10^19eV的宇宙射线质子将要与微波背景遭遇灾难性碰撞，经过每一次这种碰撞，质子就会损失其能量的很大一部分。这两位科学家利用了地球上控制实验中搜集到的有关质子与电磁辐射光子之间产生碰撞的广泛实验数据。
他们是怎样把用适中的质子能量作的实验与最高能量宇宙射线的巨大威力二者联结起来的呢？这里所涉及的基本物理过程我们是很熟悉的，这就是多普勒效应。我们都懂得，急速驶来的火车汽笛声音调会变高。相同的道理，当高度相对论性宇宙射线质子向着微波宇宙背景的低能量长波光子冲去时，质子所见到的光子波长会变短，直到就所涉及的质子看来，微波背景光子转变成γ射线！这种效应被描述为光子的相对论性兰移。这个过程中的碰撞与在通常实验室的实验中所作的激起低能质子向着γ射线粒子撞去的过程，二者是没有区别的。在实验室中这一碰撞的结果就是喷射出包括中微子和π介子的许多基本粒子。质子和γ射线的一些联合能量转化成π介子的质量，π介子有三种（一种带正电，一种带负电，一种不带电），其质量约为电子的100倍。高能宇宙射线质子与软弱的微波光子间在空间的碰撞也产生相同的π介子和中微子喷射，碰撞会使宇宙射线损失约20％的原始能量。令人感兴趣的是，碰撞中可能发生质子转变成中子的变化。
格雷森和扎采品认识到，这个效应只会从最高能宇宙射线中剥夺能量。只有携带着高于6×10^19eV阈值能量的那些质子才能见到微波光子可以达到产生π介子的充分兰移。只是这些宇宙射线在碰撞中损失能量。所以，只要空间充满宇宙射线，而且大多数都平稳地穿过称作微波光子的辐射海洋的同时，最高能粒子碰到的这同一种辐射就像撞到砖墙上似的。平均来说，一颗这样的宇宙射线粒子每2000万年会遭遇一次碰撞，碰撞会使它损失掉原来能量的20％。假如宇宙射线发射源充分靠近我们，发生这种碰撞不会遇到有没有可能的问题。但是如果发射源离我们非常遥远，比如说比15亿光年还远，这个过程就将意味着，见不到任何高于格雷森扎采品阈值的质子宇宙射线。六七次碰撞将剥夺掉它们的大部分能量。我们现在认为，那些其他元素核的各种宇宙射线粒子在能量达到这样高时，也会遭遇灾难性的相互作用，不过它们是和星光的光子发生碰撞。这些较重宇宙射线粒子的典型平均碰撞时间间隔会比质子2000万年一遇的典型平均时间短些。
把砖墙比作2000万年发生一次的碰撞，这恰当吗？或许并不恰当，但是在宇宙那样庞大的场合中一段2000万光年的距离确实不算什么。天文学家们在比这个距离还远500倍的距离上（100亿光年以外），也就是在接近可观测宇宙的边上，对类星体作考察。所有这些目标都非常重要。如果我们看见能量为10^20eV左右的宇宙射线，我们就是看到了宇宙中邻近区域（比如说15亿光年以内）获得加速的粒子。因此，林斯利观测到这个最高能量宇宙射线粒子的第一个事例就极其重要。不需要为寻找它的起源而再对整个宇宙进行搜寻，它肯定诞生在我们的〃后院〃里。
格雷森扎采品效应和其他类似过程的存在，使寻求10^20eV能量的粒子的起源变得更容易同时也更困难。从此我们不需要再到很远处去寻找这种宇宙射线粒子的发射源，我们知道在宇宙的邻近区域也不存在超明亮的类星体型的天体（对发射源的引人入胜的猜测）。所以，我们没有关于类星体怎样把宇宙射线加速到如此巨大能量的理论，似乎是因为发生在虚空的空间中的一种效应，就把类星体的竞赛资格除名了。我们必须继续向不太显著的发射源探索，或许邻近的值得注意的活动星系是最高能宇宙射线的发射源。总而言之，这些粒子必须有个获得巨大加速的场所！
世界各地的巨型阵列
在林斯利的开拓性尝试之后，特别是在火山牧场的意外事例的诱惑下，其他人也打算加入探索活动。从20世纪60年代中期，在英国、苏联和澳大利亚，都采用形形色色的技术筹划和建造了检测阵列。英格兰北部靠近里兹市的哈佛拉公园阵列于1968年建成。它比火山牧场阵列大50％，地面覆盖面积为12平方千米。这个研究组原来是由J·威尔逊（John Wilson）领导的（后来由A·瓦特逊领导），由包括里兹大学、杜尔罕姆大学、诺廷翰大学和伦敦大学的数所大学联合组成。哈佛拉公园阵列在地面上采用一项新方法来检测空气簇射。他们用设置在阵列中各个不同位置的大水柜代替了塑料闪烁器组成的检测器。总面积为550平方米的检测器排列在缓缓起伏的约克郡山谷，一共使用了600吨水。由于水中行进的近光速粒子能发出契伦科夫光，所以水是一种既廉价又高效的检测材料。
我们早先已经知道，契伦科夫发现带电粒子高速通过介电材料（由分子两侧显出轻微的电失衡的那种分子构成的材料）时，能使介质中的分子发射光子。水和空气都是介电材料。更重要的是，如果在这种材料中，粒子速度超过了光速，介质分子发射的光就会聚集在一起形成强烈的光激波前沿。由于空气簇射中的高能粒子的行进速度接近真空光速，而水中的光速只有真空光速的70％，所以当空气簇射穿过水柜时，其中的水就能放出强烈短暂的契伦科夫闪光。这种浅兰色闪光短到仅有十亿分之二十秒，极灵敏的光电倍增管捕捉到它随即转变成的电脉冲。
威尔逊、瓦特逊及其同事们探讨了契伦科夫效应，成功地建造了光密水柜式检测器，水柜薄薄的镀锌钢壳对高能簇射粒子完全没有阻拦。有人说他们幸运地用了约克郡的纯净水，其中不含任何杂物，否则不但会产生腐蚀，而且在温暖黑暗的环境下会滋生各种微生物。哈佛拉公园阵列整整运行了23年，在1991年关闭阵列的最后时刻在站址上举行的感人的集会上，该实验过去和当时的一大群研究者在此时聚集在一起享用了一种清凉饮料。这饮料既非香槟也不是净化的约克郡淡色啤酒，而是从中央水柜舀出来的23年的陈水！幸运的是，这水如往日的清新香甜，完全没有受几十年来数十亿簇射电子、μ子和γ射线粒子贯穿的污染！
另一个巨型阵列是20世纪60年代初建造的。地点在距哈佛拉公园绕地球半圈那么远的苏联东部省伊尔库茨克，从国立莫斯科大学来的一群物理学家在那里开展了艰难的工作。这个阵列把火山牧场和哈佛拉公园的构成部分结合起来，在塑料闪烁检测器阵列间点缀着契伦科夫光检测器阵列。到了70年代中期，该计划覆盖的检测面积有20平方千米。它的契伦科夫光检测器所用的介电物质不是水而是另一种能发出浅兰闪光的熟知通用介电材料——空气。他们把大气当作检测器介质，裸露的光电倍增管阵列指向天空，在晴朗的夜晚检测来自巨型大气簇射的闪光。
你可能会这样想，在星光和包括气辉在内的其他大气发射等全部背景光之中，将不可能见到从空气簇射发出的闪光。但是，因为空气簇射包含着很大数量的相对论性粒子，所以这些空气簇射能产生总量庞大的契伦科夫光。具备了兼有两种方式监测簇射的能力，既能通过粒子轰击到地上又能通过大气高处的发光，确实是这套检测系统的巨大优势。有件事应该提及，它使得伊尔库茨克的科学家和哈佛拉公园的科学家在测定原始初级宇宙射线粒子的能量上有了校验各自方法的独立办法。正像我们不久就将看到的这种对大气中簇射的展开作考察的特别附加能力是非常重要的。
在活跃的20世纪60年代这十年间，澳大利亚科学家同样并不悠闲。他们建造了一个宇宙射线观测台，它是从未有过的最大建设，其地面覆盖面积为70平方千米。是由B·麦克库斯克尔（BrianMcCusker）及其悉尼大学的同事们建造的。定名为SUGAR阵列，位于新南威尔士州纳拉伯瑞（Narrabri）附近的皮利加（Pilliga）国家森林。SUGAR是高能天体物理学领域首次编造的首字母缩略词之一，代表悉尼大学巨空气簇射记录器的意思。阵列中47个站的每一个由埋在土壤下2米深处的两个闪烁检测器构成。因为埋在地下，所以检测器对空气簇射中的贯穿成分μ子较敏感。这就意味着，阵列整体对数量较多而兴趣较小的低能宇宙射线所产生的空气簇射并不敏感。
因为SUGAR阵列的尺度很大，不得不在数据收集上采用一些新技术。事实上，对它的革新也就指出了当今阵列创新计划的方向。在以往，所有阵列都采用电缆把每个检测器连结起来通向中心数据收集站。在皮利加国家森林的复杂地形上，采用这种办法通过遥远的距离很不实际。悉尼科学家利用精巧的电子技术，把47台检测器的数据都适时录在磁带记录器上，通过来自中心站的无线电信号使每个检测站的时钟都保持同步。SUGAR阵列也同当时所有其他阵列一样，通过精确测量簇射到达广泛分布在各站的检测器的时间，来测定簇射的到达方向。因此，各站时钟的同步精度必须优于一亿分之五秒，在20世纪60年代末这确是一次巨大的技术挑战，但他们实现了。SUGAR从1968年起完整地积累了11年的测量数据，它是在南半球建成的具有观测研究能量高于10^17eV宇宙射线能力的惟一阵列。在它的成果遗产中，我们将考察它身后留下的一个关于大麦哲伦云中宇宙射线源的诱人信息。
新型检测器——蝇眼
一般说来SUGAR阵列周围的气候，即新南威尔士北部的气候，以天空晴朗和大气清澈而著称。于是，附近建有若干个天文台，其中包括英澳望远镜天文台以及澳大利亚望远镜的前身天文台等。20世纪60年代末，这里也吸引了康乃尔大学的格雷森产生某些想法。格雷森就是曾提出高能宇宙射线与微波背景产生相互作用的那位科学家。
雷森正在考虑把他的独特的新宇宙射线检测器转移到一个更适宜的地方。他的研究组一直在纽约州伊萨卡（Ithaca）的多阴天又潮湿的环境下，在距大学才数千米的地方操作着他们的〃蝇眼〃检测器。这台称为蝇眼的光学实验仪器设备，是因其多镜面光学系统与昆虫复眼有类似结构而取名的。和伊尔库茨克的契伦科夫光检测器一样，它也是一台在无月光的夜晚对空气簇射产生的光发射作探寻的仪器。在伊萨卡要开展这样的工作几乎是世界上最不适宜的地方，而把这个实验迁移到SUGAR的站址去进行，在那里使某些簇射观测采用两种技术来作将会使观测研究的威力大为提高。但令人遗憾的是，在有了这一想法一年以后，由于颇有前途的蝇眼在试用中的失败，导致格雷森放弃了迁移计划。蝇眼检测空气簇射虽不成功，但其创新尝试并没白废。蝇眼的经历仍在发展，它当今已经演变成所有已建成的宇宙射线检测器中最具有多种能力又最灵敏的仪器设备。为了了解格雷森初次试用的失败原因和问题是如何解决的，还须从这项技术的某些细节说起。
在莫斯科原子核研究所工作的A·E·楚达科夫（A。E。Chudakov）是由空气簇射中检测契伦科夫光的先驱者之一。他在20世纪50年代所进行的一系列实验奠定了在伊尔库茨克成功建造契伦科夫阵列的基础，而且他的思想还导致蝇眼的诞生。由空气簇射发出的契伦科夫光辐射的一个特点是，围绕簇射的每个相对论性粒子发出一束狭长的圆锥形兰光。这个圆锥在空气中的宽度大约只有1°的张角，这就意味着在契伦科夫光抵达地面时所出现的光盘面积与簇射粒子本身的撞击地面面积非常接近。观察契伦科夫光和观察簇射粒子一样，其最大方便之处是，在簇射进展中的各阶段自始至终粒子都在发光。这就使得获取簇射的从始至终整个发展过程的某些精确信息成为可能。正像我们已经知道的，这就为我们提供了更多有关原始宇宙射线本性的知识，特别是有关质量方面的信息，它能让我们对能量估算得更准确。契伦科夫光虽然短暂但是很亮，如果碰巧簇射从检测器的正上方到达的话闪光就更亮。不过，因光束很窄不可能从侧面对簇射作观察。50年代楚达科夫认识到，空气簇射中还有另一种向各个方向各向同性发射的光源。如果能用检测器把这种光收集起来，只要足够多就有可能从旁边甚至远处对簇射进行监视，不需要为了看到簇射而使检测器放置在其正下方。楚达科夫清楚地看到，这就开启了在地面上利用相对较小的检测器在很大的面积上查看簇射的大门。
一只简单的萤光管使楚达科夫受到启发。当电流流经管内两电极之间时，电子与气体分子发生碰撞，把分子中的电子激发到高能态。同那些受激电子一样，在回到其平常状态时，过剩能量以光子的形式释放出来。这便是荧光过程或闪烁现象。楚达科夫指出，宇宙射线空气簇射就如同电流——它产生出运动带电粒子，主要以电子和正电子的形式穿过空气。如同许多好想法一样，当楚达科夫竭力要从1956年作的小型试探实验中检测空气簇射发出的荧光时，并没有出现荧光，由簇射发射到侧面的光确实十分微弱。
可是楚达科夫的工作引起了东京大学须贺（K。Suga）以及格雷森的兴趣，他们在60年代初独立地分别对这个课题进行了探讨。格雷森的一位名叫A·邦纳（Alan Bunner）的毕业学生，自从成为NASA的上层管理人员起，就接受了一项在空气组成中寻找发射荧光的成分的任务。他还打算测出所有各种发射的强度。这项尝试要求一些细致的在实验室完成的实验：使快速电子束通过压力和温度逐渐改变的柜中空气，模拟簇射粒子穿过大气层。从典型的空气簇射在地面以上10千米至15千米处开始产生，邦纳就需要从头模拟那里寒冷和稀疏的对流层大气，一直模拟到地面附近我们熟悉的气压和气温。他证实了大多数有用的荧光源起始于分子氮的若干个激发态N2。氮是大气中最丰富的气体。它发射的光刚刚超出可见光谱的兰端，已进入近紫外区。遗憾的是，邦纳发现这种光只能发射得非常的微弱，这就说明了楚达科夫早先失败的原因。邦纳见到，每颗快速电子在空气中行进1米只能发出四五个光子的紫外光。使人们感到意外的是所发射的荧光总量与空气压力和温度的联系并不特别紧密。高压强空气并不像人们可能期望的那样会产生较强的荧光。这是因为在较稠密的空气中会更多地产生邻近气体分子间的碰撞，而这种碰撞会在分子�