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嵛⒌男拚率瞪嫌捎谀承┘际跎系脑蛟谘≡癖⒌姆椒ㄉ弦惨粢恍┢氲悖２还珺ATSE曲线同另一个数据组仍然拟合得很好，这个数据组来自先锋号金星轨道空间飞行器，它所搜集的资料覆盖时间更长（10年之久），因而取得的结果具有相当的可信性。这似乎意味着，较亮的（靠近的）爆发源围绕着我们均匀分布着，但在一定的距离处这个体积有个尽头，其结果就是看到遥远的发射源没有几个。问题是我们不知道这些爆发源所占有的体积有多么大。边界离我们有多远？曾经有的时候认为，可能我们太阳系的边界（包括太阳风层或围绕太阳的慧星云）就是这个边界，我们银河系晕的边界（扩大了1万倍）就是这个边界，或者甚至整个宇宙的边界（再扩大100万倍）才是这个边界。就这样我们已经知道了不少情况，但仍然没有得到某些重要线索。
显然，γ射线爆发是天体物理学中的一个重大谜团。在初次观测到它们时，曾认为它们可能与我们银河系中的中子星附近的效应有联系。这样的想法流行了15年或更长的时间，但由于它在解释强度和方向分布上的困难，看来这种认识靠不住。关于爆发的起源至今还没有公认的一致看法。总之，我们的经验是，产生γ射线的过程与产生宇宙射线的过程有紧密的联系。有理由相信，对高能宇宙射线与γ射线爆发二者的起源问题，会涌现某种共同的答案。
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□ ＇澳＇罗杰·柯莱等/著 车宝印/译
第八章 最高能宇宙射线和蝇眼（一）
对宇宙间最高能粒子进行检测是一项技术挑战。更加困难的是，把仪器设备安置在高空气球和卫星上带上天空进行的天体物理观测实验。如果是为了检测来自恒星和星系的X射线或γ射线辐射，这项技术就有很大的意义。我们知道地球大气是这些种辐射的强吸收物，气球或卫星能使观测在大气以上进行。另一方面，如果打算用这种办法捕捉超高能宇宙射线，就必须有极大的耐心。能量高于10^19eV的宇宙射线粒子，平均每年在1平方千米的面积上只落下一颗。换成空间观测，利用面积为1平方米的典型卫星检测器拦截的话，等待100万年才有可能检测到1颗这类宇宙射线的粒子！
你可能这样想，科学家们在极稀少的采集物面前研究这些宇宙射线一定倍感失望。但是实际上，与某些其他项研究的同行们比较起来，总还算比较幸运。例如，建造巨大检测器用来观测来自坍缩恒星的引力波，或者利用检测器去观测来自活动星系的高能中微子，那就更没有把握。我们知道，极高能量的宇宙射线是存在的，而且是可检测到的！同样的这些话，对于引力波或高能中微子就不能说。超过30年的长期精心观测，确实观测到了一小撮能量大于10^20eV的宇宙射线粒子。它们并不是从原来预期的某些方向射来的。事实上，随着时间的推移，我们已经认识到追究这些极高能量粒子的起源极其困难。尽管我们对这方面的知识有了很大进步，并将在本章对此给予阐述，我们仍然在找某些出路。我们即将看到，下一阶段的探索需要面对从未提出过的最辉煌科学计划，并进行国际性的合作研究，然后才有可能搞明白，质量只有一千亿亿亿分之一千克的质子为什么能有由房顶落地的一块砖头那样大的能量。
与其诅咒大气是一种辐射的吸收物，不如说说我们看到宇宙射线物理学家如何利用大气的优点。除了人们感兴趣的最低能量宇宙射线，因其粒子异常丰富能用小型气球和卫星进行检测器监视外，科学家们利用大气能使稀有的粒子更容易看到。宇宙射线在大气中产生的广延空气簇射将初级粒子的能量转变成很大数量的次级高能粒子。这些高能粒子造成空气以几种方式发光（特别指契伦科夫光和荧光），因而能在远处对宇宙射线进行检测。簇射以最完美的碟形前沿传播，使得在地面上设置粒子检测器阵列对宇宙射线进行检测成为可能。在地面上对空气簇射的落点数目取样，就能充分确定我们想知道的宇宙射线最初的到达方向、能量和质量等信息。
第一套巨型阵列
自从奥格尔发现了广延空气簇射时起，科学家们就在世界各地的一些荒凉不毛之地建造了越来越大的检测器阵列。但是直到20世纪60年代初，还没有专门为探索能量超过10^17eV的最高能粒子的起源建造足够大的阵列。麻省技术研究所富于创造力的B·罗西（Bruno Rossi）研究组，在用闪烁检测器测量空气簇射的技术上作出重要贡献之后，就建造了专门检测最高能量粒子的观测台。在新墨西哥州遥远的火山牧场区（Volcano Ranch），J·林斯利（John Linsley）领导的一个研究组建造和操作着这个新的阵列。该计划所运行的第一套巨型阵列由19台检测器组成，每台的面积是33平方米，分布在8平方千米面积的地面上。
火山牧场阵列以这个早期形式一共远转了3年，搜集到能量高于10^18eV的簇射1000次，为我们的有关知识基础作出了基本贡献。
例如它发现甚至超高能宇宙射线的到达也没有优势方向。换句话说，林斯利所能告诉我们的仍然是到达方向是各向同性的。虽然较低能量宇宙射线的各向同性人们已经理解，当时很多人仍然对此感到意外。于是必须作的研究工作就是，运动带电粒子是如何同磁场发生相互作用的。
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