宇宙直径是780亿光年是怎么算出来的?宇宙爆炸前是什么?_百度作业帮
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宇宙直径是780亿光年是怎么算出来的?宇宙爆炸前是什么?
宇宙直径是780亿光年是怎么算出来的?宇宙爆炸前是什么?
宇宙的年龄大约是137亿年.光从最早已知的星系到达我们地球要穿行130亿年以上.因此我们可以假定宇宙的半径是137亿光年,那么整个宇宙的长度是宇宙半径的2倍,即274亿光年.但是自创生以来一直在不断的膨胀,并且理论学家相信宇宙起源于一个密度无限大的点.　　美国蒙大拿州立大学的天体物理学家尼尔·科尼什教授解释说：“早期宇宙中光所穿行的距离随宇宙的膨胀而增大,就像银行中的复利一样.”他建议,可以想象宇宙从诞生后只有100万年的年龄.光穿行一年,所覆盖的距离1光年.他说：“那时宇宙的大小比现在小大约1000倍,因此1光年伸展到现在是1000光年.”所有距离加起来是780亿光年.他说,光还没有穿行那么远,“但是穿行137亿年到达我们地球的光子的起点到现在是780亿光年远.这是宇宙的半径,那么直径是1560亿光年.这只是基于光线返回时所用时间的95%,因此宇宙实际的长度可能会更长一些.宇宙射研究史 Research History
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宇宙射线研究的发展史
一些射线时常穿过大气而来、贯穿力更强，它们来源于宇宙空间，称为宇宙线或宇宙射线。在现代物理学发展史中，宇宙射线的研究占有重要的地位，许多新的粒子都是首先在宇宙射线中发现的。例如：用云室发现了正电子、μ介子等，用原子核乳胶发现了π介子等。在高能加速器未出现以前，宇宙射线是理想的观测对象，它具有高能量、低强度的特点，很便于观测，它一经发现，就成为人们竞相研究的对象，国际上为此建设了不少探测宇宙射线的大型装置。
一个多世纪以来，宇宙射线研究取得了很大成就，宇宙线研究对粒子物理的发展，包括正电子和μ子的发现等，作出过历史的贡献，人们越来越认识到宇宙线和粒子物理、天体物理密不可分。本篇简要介绍了宇宙线研究的发展过程。至今，
宇宙射线的迹象在最初用游离室观测放射性时就被人们注意到了，起初曾认为验电器的残余漏电是由于空气或尘土中含有放射性物质造成的。
<font size="2" face="宋体" color="#CC年，卢瑟福（Ernest
Rutherford，）（左图）和库克（H.L.Cooke）研究过这个问题。他们发现，如果小心地把所有放射源移走，在验电器中每立方厘米内，每秒钟还会有大约十对离子不断产生。他们用铁和铅把验电器完全屏蔽起来，离子的产生几乎可减少十分之三。他们在论文中提出设想，也许有某种贯穿力极强，类似于γ射线的辐射从外面射进验电器，从而激发出二次放射性。
<font size="2" face="宋体" color="#CC年，莱特（Wright）为了搞清这个现象的缘由，在加拿大安大略（Ontario）湖的冰面上重复上述实验，发现游离数略有减小。
<font size="2" face="宋体" color="#CC年，法国的沃尔夫（Father
Theodor Wulf）在巴黎300米高的埃菲尔塔顶上进行实验，比较塔顶和地面两种情况下残余电离的强度，得到的结果是塔顶约为地面的64％，比他预计的10％要高。他认为可能在大气上层有γ源，也可能是γ射线的吸收比预期的小。
<font size="2" face="宋体" color="#CC-1911年，格克耳（Alfred
Gockel）在瑞士的苏黎世让气球（右图）把电离室带到4500米高处，记录下几个不同高度的放电速率。他的结论是：“辐射随高度的增加而降低的现象……比以前观测到的还要显著。”
这种源的放射性与当时人们比较熟悉的放射性相比具有更大的穿透本领，因此人们提出这种放射性可能来自地球之外――这就是宇宙射线最初的迹象。
奥地利物理学家赫斯(Victor
Franz Hess,)（右图）是一位气球飞行的业余爱好者。他设计了一套装置，将密闭的电离室吊在气球下，电离室的壁厚足以抗一个大气压的压差。他乘坐气球，将高压电离室带到高空，静电计的指示经过温度补偿直接进行记录。他一共制作了十只侦察气球，每只都装载有2～3台能同时工作的电离室。
<font size="2" face="宋体" color="#CC年，第一只气球升至1070米高，在那一高度以下，辐射与海平面差不多。翌年，他乘坐的气球升空达5350米。他发现离开地面700米时，电离度有些下降（地面放射性造成的背景减少所致），800米以上似乎略有增加，而后随着气球的上升，电离持续增加。在1400米～2500米之间显然超过海平面的值。在海拔5000米的高空，辐射强度竟为地面的9倍。由于白天和夜间测量结果相同，因此赫斯断定这种射线不是来源于太阳的照射，而是宇宙空间。
赫斯认为应该提出一种新的假说：“这种迄今为止尚不为人知的东西主要在高空发现……它可能是来自太空的穿透辐射。”1912年赫斯在《物理学杂志》发表题为“在7个自由气球飞行中的贯穿辐射”的论文。
赫斯的发现引起了人们的极大兴趣，从那时开始，科学界对宇宙射线的各种效应和起源问题进行了广泛的研究。最初，这种辐射被称为“赫斯辐射”，后来被正式命名为“宇宙射线”。当时，许多物理学家怀疑赫斯的测量，并认为这种大气电离作用不是来自太空，而是起因于地球物理现象，例如组成地壳的某种物质发出的放射性。现在认为，宇宙线是来自宇宙空间的高能粒子流的总称。
<font size="2" face="宋体" color="#CC年，德国物理学家柯尔霍斯特（Werner
Kolhorster，）将气球升至9300米，游离电流竟比海平面大50倍，确证了赫斯的判断。
<font size="2" face="宋体" color="#CC年，美国科学家密立根（Robert
Andrews Millikan，）（左图）和玻恩（I.S.Bowen）将这些实验拿到55000英尺的高空去做，为了解决这种辐射的来源，他们先是在高山顶上测量，后来又把装有验电器和电离器的不载人的气球升到高空来测量大气的电离作用。
<font size="2" face="宋体" color="#CC年夏，密立根和助手们在加利福尼亚州群山中的Muir湖和Arrowhead湖的深处做实验，试图通过测量电离度与湖深的变化关系来确定宇宙射线的来源，之所以选择这两个湖，是因为它们都是由雪水作为水源，可以避免放射性污染；而且，这两个湖相距较远，高度相差6.675英尺，这样可以避免相互干扰和便于比较。
<font size="2" face="宋体" color="#25年11月9日，国家科学院在威斯康星州的Madison召开会议，密立根报告了测量的结果，他的结果表明，这些射线不是起源于地球或低层大气，而是从宇宙射来的，密立根同意当时大多数人的观点，认为宇宙射线是一种高频电磁辐射，其频率远高于X射线，是后者平均频率的1000倍。他认为，这种射线的穿透力既然比最硬的γ射线还强许多，当然不会由带电粒子组成。如果假定宇宙射线真是像阴极射线那样的带电粒子流，那它能穿透相当于6英尺厚度铅块的穿透力，将使这些粒子具有当时难以想像的高能量。如果假定宇宙射线由光子（即电磁辐射的量子）组成，那么宇宙射线辐射到地球时，其飞行路线将不受地磁的影响；相反，如果宇宙射线是由带电粒子组成，则它将肯定受到地磁场的影响，飞到高纬度地区的宇宙射线带电粒子将多于低纬度的地区，即有“纬度效应”(latitude
effect)，而密立根的测量结果表明，宇宙射线来自四面八方，不受太阳和银河系的影响，也不受大气层或地磁纬度的影响。
1927年，斯科别利兹（Dimitr
Skobelzyn）利用云雾室摄得宇宙射线痕迹的照片，根据径迹在云雾室里的微小偏转，第一次确认了宇宙线粒子径迹（右图）。
年，荷兰物理学家克莱(J.Clay,)在从荷兰到印度尼西亚爪哇岛的旅行中，发现了纬度效应的踪迹――靠近赤道处宇宙射线强度比较低。
博思（Walther
Bothe，）（左图）提出的符合计数法是在盖革计数器的基础上发展起来的，他所做的革新是利用两个计数管，使得只有电离碰撞在两个计数管中同时发生时，这两个计数管才会计数。他利用符合法来判断能量和动量守恒定律对光子和电子的每一次碰撞是否都有效，或者说这些定律是否是作为一种统计平均才成立。为了利用计数器研究被散射的α粒子和反冲电子之间是否符合，他与盖革考察了单个的康普顿散射，得到的结论是：能量和动量守恒定律对光子和电子之间的每一次碰撞都是有效的。从此，符合法在宇宙线的研究中得到了广泛应用。1930年前后，宇宙线领域里的一些重要发现几乎都和符合法分不开。符合法的发明也为核物理、α射线和超声波等方面的研究提供了有效工具。博思与玻恩共同分享了1954年度诺贝尔物理学奖。
<font size="2" color="#CC年秋季，在罗马召开的国际核物理会议上，物理学家们向密立根提出的宇宙射线的电磁本质假说发起了公开的挑战。意大利物理学家罗西（Bruno
Benedetto Rossi，）（右图）在分析大量实验数据的基础上提出：从海平面观察到的宇宙线，本质上是由能量非常高的带电粒子组成；从强磁场使其偏转显示的结果来看，它们的能量大约高于几十个亿电子伏，远大于密立根的估计值。这些带电粒子也许是在大气层中，由宇宙辐射源初始的高能γ辐射产生的，但这种γ辐射（即光子）的能量远远高于密立根所说的“原子构造”时释放的能量。还有第二种可能，即宇宙线中观察到的高能粒子就是最初的宇宙辐射，或者至少是它有意义的一部分。
密立根让研究生安德逊利用强磁场中的云室，直接测量宇宙射线的能量，但安德逊的工作却否定了密立根的假说，还导致了正电子的发现。
<font face="宋体" size="2" color="#CC年，C.D.安德森（Carl
David Anderson, ）（左图）发现了正电子，这是宇宙射线研究的第一项引人注目的成果。
C.D.安德森是美国加州理工学院物理教授密立根（R.A.Millikan）的学生，从1930年开始跟密立根做宇宙射线的研究工作。从1930年起C.D.安德森负责用云室观测宇宙射线。安德森采用一个带有非常强磁铁的威尔逊云室来研究宇宙射线。他让宇宙射线中的粒子通过室内的强磁场，并快速拍下粒子径迹的照片，然后根据径迹长度、方向和曲率半径等数据来推断粒子的性质。
日，C.D.安德森在照片中发现一条奇特的径迹，这条径迹和负电子有同样的偏转度，却又具相反的方向（右图），显示这是某种带正电的粒子。从曲率判断，又不可能是质子。于是他果断地得出结论，这是带正电的电子。狄拉克预言的正电子就这样被安德森发现了。
当时C.D.安德森并不了解狄拉克的电子理论，更不知道他已经预言过正电子存在的可能性。狄拉克是在他的相对论电子理论中作出这一预言的。从他的方程式可以看出，电子不仅应具有正的能态，而且也应具有负能态。他认为这些负能态通常被占满，偶而有一个态空出来，形成“空穴”，他写道：“如果存在空穴，则将是一种新的，对实验物理学来说还是未知的粒子，其质量与电子相同，电荷也与电子相等，但符号不同。我们可以称之为反电子。”他还预言：“可以假定，质子也会有它自己的负态。……其中未占满的状态表现为一个反质子。”关于反质子的预言，到1945年才由西格雷（Emilio
Segrè）（右图）证实。
英国物理学家布莱克特（Baron
Patrick Maynard Stuart Blackett, ）（左图）从1921年起进行改进威尔逊云室照相技术以研究原子核的人工转变。1924年，他用云室照片首次成功地验证了人工轻核转变，即氦-14核俘获α粒子变为氧-17。1925年，他创制了云室照相受自动计数器控制的装置。在C．D．安德森发现正电子后的短短几个月，布莱克特就用他拍摄的正负电子成对产生过程的宇宙线径迹照片有力地证实了正电子的存在。
由于宇宙射线和正电子的发现有密切联系，诺贝尔委员会将1936年诺贝尔物理学奖授予这两个相关项目的赫斯和安德森，而布莱克特因改进威尔逊云室以及由此在核物理领域和宇宙射线方面作出的一系列发现，获得了1948年度诺贝尔物理学奖。
美国物理学家康普顿（Arthur Holy Compton，）（右图）因发现康普顿效应（也称“康普顿散射”）于1927年获诺贝尔物理学奖。他的主要兴趣是核物理研究，他预见核能会给人类带来巨大的利益，为了充分利用核能，康普顿决定先研究宇宙射线，计划在1932年对地磁纬度不同和高海拔的地方，进行宇宙射线强度等方面的测量，康普顿组织了6个远征队，到世界各地的高山、赤道附近低纬度区等进行了广泛测量，以便对初始的宇宙射线到底是光子还是带电粒子作出合理的判断，康普顿本人主持了美国中西部的落矶山脉以及欧洲南部的阿尔卑斯山脉、澳大利亚、新西兰、秘鲁和加拿大等地的两个远征队。
1932年3月18日，康普顿开始了行程5万余英里，遍历五大洲，跨越赤道5次的远征，远征开始时，康普顿倾向于接受密立根的（光子的）假说，在广泛测量之后，他的观点有了根本性的变化，他断定：海平面的宇宙射线强度可以相当满意地表示为只是地磁场倾角的函数；宇宙射线的强度随高度连续地增大，密立根所断言的在9000米处有最大值并不存在。9月份以后，康普顿陆续收到60多位科学家在分布范围极广的69个观测站测量到的数据，反映了纬度从北78°到南46°、经度从东175°到西173°这个地理经纬度的范围内，宇宙射线强度的分布情形，康普顿宣布宇宙线存在纬度效应，并认为宇宙射线是带电的高能粒子。
密立根在1932年也进行了范围较广泛的观测。加利福尼亚理工学院一位年青物理学家内赫（H.V.Neher）发明了一种高灵敏度的自动记录验电器。空军的负责人同意密立根使用轰炸机，可将测量仪器带到8000多米高空。9月底，密立根在气象署的帮助下利用气球到平流层作了测量。如果宇宙射线真是带电粒子流，密立根应当有条件得到康普顿相同的结论的，但他们由观测所得到的结论却完全不同（左图为密立根发表的文章）。
1932年12月底，美国物理学会在新泽西州大西洋城（Atlantic
City）召开会议，密立根和康普顿这两位诺贝尔物理奖获得者就宇宙射线的本质进行了激烈的争论。康普顿在会议上报告：不同纬度处宇宙射线强度有明显不同，说明初始宇宙射线有带电粒子的特征，并提出了支持这种观点的三种实验。密立根在大西洋会议上宣读了内赫跨越赤道航行的测量结果，没有发现纬度效应。由于双方都宣称自己有实验为证，无法统一思想，但大多数物理学家已经开始转向承认康普顿的观点。
<font size="2" face="宋体" color="#CC年<font size="2" face="宋体" color="#月11日，由两名勇敢的驾驶员（Albert
W. Stevens和Orvil A. Anderson）驾驶探测者2号氦气球（体积为113000立方英尺）上升到官方记录的22066米的高空，收集了大气、宇宙线和其他数据。
美国加利福尼亚理工学院的内德梅耶（Seth
Neddermeyer，）（右图）和安德森（Carl
D. Anderson）<font size="2" face="宋体" color="#34年提出假设：具有高度贯穿力的踪迹是质量在电子与质子之间的粒子的踪迹。（左图为安德森与内德梅耶）
<font size="2" face="宋体" color="#CC年，他们在宇宙射线中发现了一种带单位正电荷或负电荷的粒子，质量为电子的206.77倍，人们以为它就是汤川秀树1930年预言的介子，称它为μ介子，后来发现这种粒子其实并不参与强相互作用，是一种轻子，所以改名为μ子。
<font size="2" face="宋体" color="#CC年，奥格尔（Pierre
Auger，）（右图）发现了广延空气簇射。簇射是由原始高能粒子撞击产生的次级亚原子粒子。他发现簇射的能量高达
电子伏特，即当时已知的一千万倍。
1940年3月9日，一架比奇AD-17双翼飞机在海拔21050英尺高空飞越南极，为美国探险队测量宇宙线。
1946年，物理学家罗西（Bruno
Rossi）与查才品（Georgi Zatsepin）领导的小组进行了首次空气簇射结构的实验（右图）。研究小组创建了首个探测空气簇射的相关探测器阵列。&&
<font size="2" color="#CC年，两位英国科学家罗彻斯特（George
D.Rochester）和巴特勒（Clifford
C.Butler，<font size="2" color="#22-1999）拍了许多云雾室事件的照片，在其中一张照片中，发现了些形状象字母V的径迹。只有承认质量近似为494MeV/c2
的粒子在飞行中衰变成二个π介子时生成这些径迹，才能对此作出解释。人们确信存在一种新的粒子，根据其径迹形状，就叫它V粒子（左图）。这种V粒子现在叫作K0粒子，这就是后来被称为奇异粒子的一系列新粒子发现的开始。
<font size="2" color="#CC年<font size="2" color="#月16日，物理学家波默兰茨（Martin
Pomerantz）宣布放飞了4个携带宇宙线探测仪的气球（左图），在至少127000英尺的高度越过了南极地区。
<font size="2" color="#CC年，英国的鲍威尔（Cecil
Frank Powell,）（右图）等人创造了将核乳胶用气球送到高层空间去记录宇宙线的方法，在玻利维亚安第斯山地区从宇宙射线中发现了汤川秀树1930年所预言的π介子，质量约为电子质量273倍，它与原子核之间有很强的相互作用，称为带电π介子。π介子存在的时间仅有两亿分之二点五秒，之后便分裂为μ介子，μ介子存在时间相对较长，为百万分之一秒，并以每秒钟上万公里的速度飞行。
汤川秀树与鲍威尔分别于1949年和1950年获得诺贝尔物理学奖。
年，剑桥大学的天文学教授霍伊尔（Fred
Hoyle，）（左图）与邦迪（Hermann
Bondi ）、戈尔德（Thomas
Gold ）一起提出了“稳恒态宇宙理论”，该理论认为宇宙在大尺度上，包括任何时候和任何地方，都是一样的。在这个“稳恒态”宇宙中没有开始，没有结束。星系在各个方向上简单地飞离，就像烤蛋糕时蛋糕上的葡萄干随着蛋糕膨胀而远离。为了填补星系退行后留下的虚空并保持宇宙总的外观，他们假定物质在星系际空间无中生有地创生，物质的创生率（每立方公里每年产生一个粒子）恰好用来形成新的星系。
<font size="2" color="#CC年，伽莫夫（George
Gamow，）（右图）和阿尔法（Ralph
Asher Alpher，1921-）也提出了宇宙是从一个原始高密状态演化而来的理论，并请著名核物理学家贝蒂（Hans
Bethe）一起署名，这一理论被称作αβγ（
Alpher, Bethe,&
Gamow ）理论，霍伊尔在1952
年把它称为“大爆炸理论”（the
Big Bang ），但他认为宇宙不会在一声爆炸中产生。
1949年，费米（Enrico
Fermi,1901～1954）（左图）发表宇宙射线理论，尝试以超新星爆发的磁力冲击波来解释宇宙射线的粒子加速机制，但未足以解释最高能宇宙射线的存在。&
1962年，美国麻省理工学院的林斯里（John
Linsley）与同事，利用新墨西哥州火山农场（右图）10平方公里的空气簇射探测器组探测到一个能量估计为
1020 电子伏特的宇宙射线。
<font size="2" color="#FF年，美国贝尔电话实验室的彭齐亚斯（Arno
Penzias，1933-）（左一）和威尔逊（R.W.Wilson）（左二）无意中发现了大爆炸理论预言的宇宙微波背景辐射。他们本想要使用一根大型通信天线进行射电天文学的实验研究，但因不断受到一个连续不断本底噪声的干扰，使得实验无法进行下去。那个噪声的波长为7.35厘米，相当于3.5k温度的黑体辐射，其各向同性的程度极高，而且与季节变化无关。几乎一年，他们想尽办法跟踪和除去这个噪声但丝毫不起作用，便打电话给普林斯顿大学的罗伯特?迪克（Robert Henry
Dick, 1916～），向他描述遇到的问题，希望他能作出一种解释。迪克马上意识到两位年轻人想要除去的东西正是迪克研究组正在设法寻找的东西――宇宙大爆炸残留下来的某种宇宙背景辐射。彭齐亚斯和威尔逊获得了1978年诺贝尔物理学奖。
<font size="2" color="#CC年，格雷森（&Kenneth
Greisen）、查才品（Georgi Zatsepin）和古兹文（Vadem Kuzmin）认为，高能宇宙线与微波背景辐射相互影响减小了能量，因此宇宙射线的能量应低于5
x 1019电子伏特。（右图为卫星记录的宇宙微波背景图）
现代的宇宙线探测方式主要有直接与间接两类。
直接探测法――1014eV以下的宇宙射线，通量足够大，可用面积约在平方公尺左右的粒子探测器，直接探测原始宇宙射线。这类探测器需要人造卫星或高空气球运载，以避免大气层吸收宇宙射线。
间接探测法――1014eV以上的宇宙射线，由于通量小，必须使用间接测量，分析原始宇宙射线与大气的作用来反推原始宇宙射线的性质。
当宇宙射线撞击大气的原子核后产生一些重子、轻子及光子(γ
射线)。这些次级粒子再重复作用产生更多次级粒子，直到平均能量等于某些临界值，次级粒子的数目达到最大值，称为簇射极大，在此之后粒子逐渐衰变或被大气吸收，使次级粒子的数目逐渐下降，这种反应称为“空气簇射”。地球地表的主要辐射源是放射性矿物，空气簇射的次级粒子是高空的主要辐射源，海拔20公里处辐射最强，100公里以上的太空辐射则以太阳风及宇宙射线为主。
空气簇射的成份主要以轻子居多，重子最少。探测空气簇射有三种方式：地面（及地下）阵列、契伦可夫望远镜、萤光望远镜（左图）。
地面（及地下）阵列通常需要多个带电粒子探测器组成，分布于广大平坦的区域，次级粒子才能有充足的取样，可全年操作。契伦可夫望远镜可探测由次级粒子产生的契伦可夫光，萤光望远镜可探测带电粒子游离氮气产生的萤光，这两种望远镜只能在夜间操作且需避开城市光源，平均操作时间只有10%。
宇宙射线为来自太阳系以外的高能量粒子，能量约从109eV
to 1020eV以上。在靠近地球的太空中，每秒每平方公分约有一个宇宙射线穿过。宇宙射线的主要成份是质子，及其它核种从氦核到铁核以上，甚至微量的镧系元素。人造粒子加速器其最高能量约为1013eV。右图显示了宇宙射线的能谱，横跨12个数量级的能量。能谱上有两个有重要物理意义的转折点，1015eV称为膝点(knee)，3′1018eV称为踝点(ankle)。极高能宇宙射线(Ultra
High Energy Cosmic Rays: UHECR)主要研究1018eV以上的宇宙射线。为什么会有这么高的能量？它们的来源在那里？它们是什么粒子？这些都是宇宙射线物理学家的研究课题。
UHECR的研究经费在美国超导对撞机(Superconducting
Super Collider)计划终止后快速增加，并成为天文粒子物理学研究的三大主流之一(另两项为早期宇宙与微波背景、微中子与暗物质)。
美国新墨西哥州的火山牧场阵列
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探测器阵列。但直到20世纪60年代初，还没有专门为探索能量超过1017eV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，在用闪烁探测器测量空气簇射的技术上作出重要贡献。J?林斯利(John Linsley)领导的研究组在新墨西哥州遥远的火山牧场区(Volcano
Ranch)建造和操作着这个新的阵列。第一套巨型阵列由19台探测器组成，每台的面积是33平方米，分布在8平方千米面积的地面上。火山牧场阵列运行了3年，搜集到能量高于1018eV的簇射1000次，为有关知识基础作出了基本贡献。
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，广阔分布的探测器探测到很大数量的簇射粒子。一般典型的簇射只有四五个探测器记录下粒子通过，而这个特别的簇射有15个探测器作出记录，粒子数比通常的簇射多得多。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探测到的粒子的能量大100,000倍。这个结果发表在《物理学评论通讯》(1963年)上，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。
澳大利亚的SUGAR阵列
20世纪60年代，澳大利亚科学家在新南威尔士州纳拉伯瑞(Narrabri)附近的皮利加(Pilliga)国家森林，建造了SUGAR阵列宇宙射线观测台，地面覆盖面积为70平方千米。由B?麦克库斯克尔(Brian
McCusker)及其悉尼大学的同事们建造的。SUGAR是悉尼大学巨空气簇射记录器的意思。阵列中的47个站每一个由埋在土壤下2米深处的两个闪烁探测器构成。因为埋在地下，所以探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。
以往的阵列都采用电缆把每个探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台探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探测站的时钟都保持同步。SUGAR阵列通过精确测量簇射到达广泛分布在各站的探测器的时间，来测定簇射的到达方向，各站时钟的同步精度必须优于一亿分之五秒，这在当时是巨大的技术挑战。SUGAR从<font size="2" color="#CC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。在它的成果中，留下了一个关于大麦哲伦云中宇宙射线源的诱人信息。
美国的蝇眼阵列
美国的蝇眼（FLY‘S
EYE）阵列位于犹他州盐湖城西的沙漠中（左图），拥有全世界唯一探测大气萤光的宇宙射线探测器。<font size="2" color="#FF年<font size="2" color="#月15日，一个粒子带着巨大的能量，在黑暗的夜空中画出一道光芒。山头上的蝇眼宇宙射线探测器记录下了这个不寻常的事件。约半年后，蝇眼公布这个事件是
电子伏特能量的超高能宇宙射线，相当于时速120公里的棒球的动能。虽然早在30年前就曾报告过探测到能量为1020
电子伏特的事例，但这个事例仍令人鼓舞。
蝇眼探测器以67面镜子反射荧光到焦平面上的880个光电倍增管。每个光电倍增管象苍蝇的一个单眼，整个探测器便成为一个复眼，因此取名蝇眼。两个类似的复眼便可以立体成像，更精确的重建宇宙射线的方向。蝇眼的有效视野半径约25公里，天顶角约可涵盖至65度。
柯费尔研究组的专长是探测来自空气簇射的高能μ子相互作用。他们的大型实验是在靠近历史名镇公园城(Park
City)的银矿矿井中进行的。这个历史名镇当今由于成为R?莱德福德(Robert
Redford)一年一度主持兴办的太阳舞蹈(Sun dance)电影节的会址而更加闻名。这个研究组的兴趣集中在高能μ子怎样与探测器上方的岩层发生相互作用，而不是在初级宇宙射线的天体物理学探索。就像在高能粒子物理学领域早先的许多先驱者那样，他们乘来自宇宙加速器的粒子束之便进行研究。但在<font size="2" color="#FF年，卡西迪省悟到，用蝇眼这样的探测器有可能把天体物理学的研究和粒子物理学的研究结合起来。他说服柯费尔，使他相信格雷森的想法需要进一步试验，并立即投入为期一年的设计研究。进行了一系列计算和计算机模拟以后，卡西迪深信，如果采用更加先进的现代高速电子仪器，则格雷森的想法是可行的。到了<font size="2" color="#FF年，这个研究组得到了政府的资助，于是开始新的试验。非常不幸，就在那同一年，柯费尔在一次爬山运动中死于心脏病，卡西迪失去了他最伟大的良师益友，但他有能力担当起这个研究组的领导工作，能把蝇眼计划引向成功的结局。
卡西迪认为，新的蝇眼装置除了需要更好的电子仪器之外，还需要更大的光收集器。为了把更多的来自夜空的微弱光汇聚到光电倍增管组件上，把格雷森探测器的0.5米直径的透镜换成了1.5米直径的曲面反射镜。不过新探测器的特性还与原来的探测器一样，每一个光电倍增管都监视一个惟一的天空单元面积(或象素)。因为政府资助代理机构想要证明新的设计概念要比先前的好得多，于是卡西迪和他的研究组把几个反射镜和几件原型电部件带到林斯利的火山牧场阵列的所在地，新墨西哥的阿尔布科克(Albuquerque)。这时正值新墨西哥的晴朗夜晚时期，在监视天空的阵列中又加之以他们的探测器，共同等待着大型空气簇射的到来。开始有过几次失败，但后来在林斯利的探测器上探测到簇射粒子的同时，实验者们也欣喜地探测到了荧光。这不仅是符合测量的一次成功，而且卡西迪和林斯利共同认为，两种技术在地面高度上所确定的簇射尺度相同，达到了优于10％的精度。
这些激动人心的结果使得对整个计划的资助有了保证。这时恰好是为蝇眼选定永久站址的好时机。在盐湖城的西边大约140千米的地方，就在头盖骨山谷(Skull
Valley)印第安人保留地的近旁，设置着巨大的美国陆军达格威(Dugway)实验基地。该基地已建立50多年，覆盖着犹他州西北角的重要部分。达格威对于卡西迪研究组确实能提供一些方便。举一个例子来说，这里有发电站和其他基础设施，虽在一个偏僻的荒芜地区，却远离了足以使灵敏的光电倍增管陷入困境的城市灯光。有军队的安全防护更不必担心野蛮行为的侵扰。这个地址惟一的缺点是，偶然的军事演习会使得科学家们每年有几天不能顺利到达站址。1977年，整个&蝇眼&结构在小花岗岩山(Little
Granite Mountain)的山顶开始建造。它是一座130米高的小山，在小山顶上观看，四周的荒漠和稍远的群山一览无余，景色壮丽。犹他研究组建造了67个反射镜单元，在每个反射镜的焦平面上安装着一个由12只或者14只光电倍增管组成的组件。把反射镜的指向设计成：全部880只光电倍增管的每一只监视着夜空不同的一块5度直径的六角形部分。反射镜安装在2.1米直径的波纹铁管的一端，很像一个大储水桶。夜晚在操作开始时，马达旋转拖动反射镜筒使每个反射镜都朝向指定的天空部分。白天时，为了保护仪器设备和使光电倍增管不受气候和强烈日光的照射，要把反射镜指向大地。
最初的犹他州蝇眼探测器采用67台反射镜汇集夜空图像，每台反射境包含着一丛光电倍增管。这里图形中每个六角形象素代表着一只光电倍增管的视野。当一串光电倍增管看见一个光信号时，就是探测到一次空气簇射，就像图中画成黑色的象素所显示的那样。
也和探测来自空气簇射的契伦科夫光类似，蝇眼受夜晚的天光和天气的限制，它每个月的观测时间只限于晴朗无月的夜晚。由于那里气候条件好，可用于观测的时间每年都长达18％。不过在实施中，蝇眼的运作时间只是12％，其运行时间的减少因技术上采用巨大的覆盖面积而得到补偿。蝇眼能监视到的大气体积从小花岗岩山伸展到20千米。所以，这样一套1000平方千米覆盖面积和监视时间为一年的12％的系统，其灵敏度相当于覆盖面积为120平方千米并监测时间为一年的100％的地面阵列。
在蝇眼的控制室中，在计算机和20个两米高的电子仪器架近旁竖立着一个蓝色的塑料半球。在探测器夜晚运作的时间里，这个特殊物件吸引着蝇眼操作者的注意也引起参观者的兴趣。这个装在墙壁上的半球的直径约有一米半，代表着蝇眼上方的夜空半球。镶嵌在塑料半球上的880个红色小灯泡代表着880个光电倍增管所监视的天空方向。每当蝇眼探测到一次空气簇射，这一事件就会用红光重新在半球上演示出来。操作者看见一串红光在向前运动，它指明簇射通过大气的路径。为了使演示能适应人类的视力以便看得清楚，显示时把簇射在路径上行进的速度放慢了100万倍!同时，全部光电倍增管监视簇射所获得的数据信息，包括闪光强度、到达时间，都由计算机记录下来。抵达时间能测到一亿分之五秒的精度。
光电倍增管&点火&时的指向信息和点火时间的信息随后用于簇射轴位置的确定，簇射轴是簇射在空间沿着它发生和展开的一条假想线。知道了簇射轴和沿轴各个位置上看到的闪光总数量，就能计算出簇射发展的所有阶段共产生了多少粒子。蝇眼直接测出称作&展开曲线&的这种独有能力，是它的主要特长，这就使得犹他科学家实现了用直接了当的办法估算出原始宇宙射线能量的愿望。展开曲线还为他们提供了出色的掌握有关粒子质量的办法。在每晚的运行操作中，操作者能通过注视演示光的闪现，可以确信不时发出闪光的美丽簇射在正平稳地激起探测器在正常运作。人们不时会因看到显示器上拼写出表明簇射的文字而倍感惊喜!还是由卡西迪偶然想到的，利用计算机的运作把偶然出现的闪烁变成可以理解的消息，并能经常引起人们惊喜，特别是能让那些习惯卡西迪式世俗幽默的操作者们感到高兴!
正当发现蝇眼看不见20千米以外的空气簇射微弱的荧光时，这个探测装置却看见另外的更加遥远的光源。还在建设期间，有一个夜晚，卡西迪打开新的一组碰巧指向北方地平线的反射镜。突然发生了让他感到极其讨厌的现象，他发现探测器中的好几百个光电倍增管以15秒的间歇时间很规则的被点燃。卡西迪和他的同事们跑到室外去看那个方向上想像中的光源，但是什么也没看见。后来的几个夜晚仍继续进行探测，并且把反射镜的位置尽量调到更准确的指向，终于看到有个跳动的东西奔向想像中的光源。最后，科学家们发现，原来在距蝇眼100千米以外的大盐湖岸边，矗立着一座国际冶铅公司的冶炼厂大烟囱，顶端安装着飞机预警频闪灯!这家公司并不在规定关掉灯光的范围内，于是卡西迪不得不设计一套电子线路，按照每15秒的规律把那个干扰信号放在蝇眼的时间盲区里。(后来，因铅市场萧条，冶炼厂停产，烟囱也就毁掉了。)
后来又在众目睽睽下发现了一个更壮丽的背景光源。从盐湖城CBS转播站来了一帮电视工作者，他们把摄像机架到了蝇眼的控制室，准备在10点钟的新闻节目中把生活图像发回转播站。当显示器上闪起红色灯光时，科学采访员正在论述蝇眼的光显示器的功能，以便指出天空正在出现巨大簇射闪光。犹他大学的科学家们对电视摄像组的采访感到厌烦，有个名叫B?凯第(Bob
Cady)的毕业生一改平常沉静拘谨的习惯，泄漏出一条本地电视新闻听不到的消息。于是人们全部冲出室外去看是什么在天空中闪亮，原来是苏联卫星正在陨落以引人注目的景像重新进入大气。
联邦调查局(FBI)盐湖城分部的某个人，那天晚上一定看过第5频道。第二天联邦调查局给大学打电话召请该实验组的一位代表去他们的办公室。他们打算派给蝇眼一个犹他科学家未曾想过的阴险用途，就是对洲际弹道导弹的重新进入大气进行天空监视。FBI特别担心&另一方&可能已经认识到蝇眼的优越性能。卡西迪挑选P?吉尔哈迪(Peter
Gerhardy)去访问FBI办公室。代理人会见了蝇眼的代表，质问他蝇眼的人是否接近过什么外国来的研究组。吉尔哈迪操着浓重的澳大利亚口音回答说，最近他接触过成群的外来陌生人，不过他们全都是美国人!
蝇眼从1978年建成一直成功地运转到<font size="2" color="#FF年。在运行到一半时间的时候，犹他州科学家又给这个系统增添了第二只眼。称做蝇眼Ⅱ的设施建在从小花岗岩山谷底看刚超过3千米的地点，它由36个反射镜单元构成，只覆盖半个夜空，而且也是在原来蝇眼的覆盖范围以内。这个研究组打算建一处第二站址，而且早已注册登记，但还没有等到国家科学基金的资助。1967年，格雷森明白了对每个簇射都进行立体观测的优越性，而卡西迪研究组正处在可以实现这一想法的位置上。我们知道，计算宇宙射线能量的第一步是，确定簇射在空气中的展开轴线。用单独蝇眼完成这件事首先要标明簇射产生的闪光是从哪个光电倍增管开始的。由于在光显示器半球上的显示，使得识别点燃的那些光电倍增管变得很方便。这些光电倍增管在夜空半球上形成一条线，它确定了一个空间平面，平面包含着簇射轴与蝇眼。这个平面被称作簇射探测器平面。传统蝇眼的办法是，根据每个光电倍增管的点燃时间，用计算的方法决定簇射轴在平面内的取向。这样就确定出簇射路径的实际几何情况。
如果用两只蝇眼观看同一个簇射，每只能确定自己的一个簇射检则器平面。采用快速分析程序，使两个平面相交出一条直线就能很快地确定簇射轴线的空间位置。对簇射进行立体观测所确定的簇射轴位置更加精确，这是因为不再只是根据光电倍增管的点燃时间，而这个时间的准确性往往受反射镜不完善等问题的影响。经过对簇射轴估算的改进，加上用双蝇眼观测取得的簇射展开曲线，于是就得到了更好的初级宇宙射线能量表述。从1985年以来，这两台探测装置在犹他州西部的荒漠地区采用双眼立体观测的办法观测到许多簇射。为卡西迪及其研究组积累了很大的一套精良的簇射测量资料。不过，能用双眼立体观测方法探测的簇射还需要具备稍特殊的几何特点，另外的许多簇射资料是只用原来的蝇眼Ⅰ取得的。在探索不可思议的宇宙射线带来的更多信息时，&双眼&观测数据和&单眼&观测数据有着不同的用途。
美国的高分辨率蝇眼――HIRES
Fly's Eye 于1992年功成身退，AGASA
接手成为几何接受度最大的探测器，拥有最多的UHECR事件。旧的Fly's
Eye拆除后原址改建升级的探测器HiRes (High Resolution Fly's
Eye detector)，每个单眼的视角由5.5度缩小为1度，有效视野远达50公里，有效几何接受度约1300
km2 sr 每年，HiRes再度领先，即将快速地超越AGASA的事件数。
尽管蝇眼探测器过去的观测实验相当成功，还是没能解决关于最高能量宇宙射线起源的根本问题。许多人对此都感到失望，而直接推动该项实验的卡西迪更是如此。卡西迪把自己专业生涯的大部分时间精力投入到这里。20世纪80年代后期，他的兴趣开始转向其他方向。他买到一辆红色高速跑车，另外还开始写教科书，科学工作也转到物理学的其他领域，甚至包括生命力学。大家都认为这是宇宙射线研究领域的很大损失，可是卡西迪一直迷恋着改变后的兴趣方向。不过他的原研究组中还有些其他资深成员准备继续干下去，其中有卡西迪在康乃尔大学时的同事G?洛赫(Gene
Loh)和P?索考尔斯基(Pierre Sokolsky)。他是一位宇宙射线研究领域的新来者，先前在纽约的布鲁克海汶国家实验室作中微子物理学工作，后来才到到犹他研究组。当时是1987年，开始计划向第二代蝇眼探测器进军。在若干年前，卡西迪和研究组其他成员已经非正式地对新的计划有所考虑，只是到了这一年才开始进行认真计算。目的是向资金经办机构美国国家科学基金会提出申请报告。方向很明确，为了增加观测事件率，新探测器必须能对更远的簇射进行探测。
最初的蝇眼能在1000平方千米的面积上探测最高能量空气簇射，这还很不够!新探测器的探测面积至少需要比这大5倍。要想看得更远的一个明显的办法就是加大光线收集器――反射镜的面积，这样就能捕获到从更远的簇射发出的微弱闪光。新反射镜将用2米直径的，而不是原来所用的15米的。这样反射镜的面积可以增大的因数略小于2。在反射镜焦面上放置的光检光电倍增管情况怎样呢?在原来的蝇眼上使用的光电倍增管所给出的图像是一系列六角形象素，每个象素约横跨5°。这样粗糙的天空图像需要作改进的理由起码有好几条。首先，新探测器所要观察的簇射距离很远，因而簇射长度相应的视角很小。出现在30千米外大气底层10千米的大部分簇射的展开活动，其张角只有20°。整个簇射只能填充在4个蝇眼光电倍增管的象素之内，所以只能取得亮度与到达时间的4组测量数据。另外，即便是较近的簇射，能获取到簇射展开的较细的情节，其好处也是显然的。在确定到达方向、计算能量和宇宙射线质量上，将使得探测器的功能得到改进。从科学观点和经费许可两方面来看，犹他研究组认为把象素直径定成1°是较为理想可行的。可是，象素直径按因数5减小时，覆盖天空同样面积所需要的象素数量将按因数25增大!高分辨率的新蝇眼设计方案&HiRes&就是按照这个要求建造的。
从启动HiRes计划的时候起，有一件事就很明确，那就是沿着蝇眼Ⅰ和蝇眼Ⅱ的立体观测的成功路线继续前进。我们已经讨论过，用两套分离的蝇眼探测器观测簇射显著地改善了宇宙射线到达方向和能量的测量精度。HiRes方案是个雄心勃勃的计划。该研究组将建立三个HiRes站址，各站建在等边三角形的顶点位置，边长为15千米。比相互距离为3千米的老探测器布局增大了很多，可以想见到HiRes的威力之大。这个计划还显示了犹他研究组的实验者们集中攻克最高能量(最明亮)宇宙射线簇射的愿望与决心。每个站址上都包括一共78台反射镜，每台反射镜的焦面上都群集着256只光电倍增管。换句话说，HiRes设计要求采用的光电倍增管竟多达60000只!这项计划绝不是犹他研究组独自能够对付的。索考尔斯基说服他的研究中微子物理学的老同事们作为合作者来参加这项计划。从哥伦比亚大学和伊利诺斯大学来参加的那些研究组，对粒子加速器上进行的大型实验很有经验，能把工程和物理方面的经验和知识注入该项计划。1992年，来自阿德莱德大学的宇宙射线研究组在同蝇眼有过长期合作的基础上也正式加入这项任务。在以往合作的十年中，曾有4位阿德莱德大学的哲学博士毕业生在研究计划中拿到了研究职位。
<font size="2" color="#世纪90年代初，并不是向美国基金经办机构申请巨额经费的好时机。那时对整个HiRes计划所要求的大约1500万美元的经费一直未能完全如愿。不过，从首要的基金经办机构国家科学基金会得到的资助，从其帐簿记录来看，强度从来不亚于任何其他计划项目。当前，已经取得了对一项规模有所降低的计划版本的全额资助。这个计划版本由分布在两个探测站址的总共72台反射镜单元构成。这是第一阶段的目标，建造工程计划到1999年完成。(第二阶段的目标还是完成原来的计划版本，大概要到第一阶段工程的末期才会得到资助。)两个站址中的一个就设置在达格威(Dugway)试验基地原蝇眼旧址小花岗岩山。第二个站址设置在荒漠谷另一侧离第一个站址13千米远的驼脊山。荒漠谷一带用于美国陆军军火试验。从1992年起，在两个站址上，利用原型反射镜单元已经收集到完全超过原来期望的大量的优秀簇射数据。HiRes的合作成员们正在期待着第一阶段工程的最后完成。到那时，探测器的收集面积将超过5000平方千米，每一个高能簇射都能被两处HiRes站址监测到。那时就会得到从未有过的宇宙射线簇射最佳测量数据。对能量高过10^19eV的宇宙射线，每年达到300的数据率，必定会把这个研究组推上最后拣出能谱踝形周围事物本质是什么的最优越最权威的地位。下列这些问题将有望得到回答：格雷森扎采品截止真的存在吗?最高能量区的宇宙射线全部都是质子吗?宇宙射线到达方向的出发点能倒推到超星系平面吗?
<font size="2" color="#FF年日本的AGASA（100平方公里，闪烁体）。
Akeno(明野)巨型空气簇射阵列
Giant Air Shower Array，AGASA
电子伏特Tevatron
1020电子伏，
在讨论蝇眼和同类其他大型装置发现了一些什么之前，需要先说说最近巨型阵列的运转情况。1975年，若干个日本的大学在以Akeno(明野)农区为基地的一系列初次建立从未有过的更大实验中开始工作。这个地方在东京以西200千米。随着阵列的由小到大，从1984年的1平方千米至20平方千米，到1991年的100平方千米，观测站在视野和重要性方面也由小变大。当前，这是以往建成的最大地面阵列，是人们见过的世界上最大的科学实验。按照传统地面阵列，100平方千米的Akeno巨型空气簇射阵列AGASA，使用了100多个塑料闪烁探测器，用来测量到达地面的空气簇射。另外还有一套(30台)混凝土覆盖着的附加探测器，是为测量簇射产生的贯穿力很强的μ子成分而建造的。
在半农村式的Akeno地区，实验者们既享福又受苦。一方面，把探测器安置在牧场中部和城镇住宅后院需要商谈的技巧，而林斯利在火山牧场或卡西迪在达格威就不需要进行商谈。另一方面，道路网和电力线等基础设施已经存在，使得对探测器提供能源和服务变得容易，甚至能把每个探测器都用光纤与中心数据收集站连结起来。AGASA探测器当前是一套最先进的仪器设备，这套地面阵列具有无与伦比的灵敏度和多种功能。它曾取得几项重大发现，而且仍然具有另外5年到10年的运转寿命。下面我们就要描述它的某些发现。中心问题十分明确，这些宇宙射线是什么?它们是从哪里来的?　
AGASA使用111个地面的带电粒子探测器，与27个地下渺子探测器，占地约100平方公里，天顶角(zenith
angle)约可涵盖至45度。
一个庞大的跨国团队 Auger Project将取代AGASA的地位，分别于南美洲的阿根廷及北美洲的美国犹他州各建立一个面积约5000平方公里的地面数组，并将在数组中加入数个类似HiRes的萤光探测器。Auger试图以混合地面数组与大气萤光两种探测器的方式，了解两种探测器的差异，互相校正能量定标，解决AGASA与Fly's
Eye的冲突。HiRes与SLAC(Standard Linear Accelerator Center)现正联手研究空气在不同气压，成份下的萤光效率[21]。相信会对HiRes能量定标的问题有很大的帮助。
SUGAR阵列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。这里吸引了康乃尔大学的格雷森产生某些想法。雷森想把他的独特的新宇宙射线探测器&蝇眼&转移到一个气候更适宜的地方。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&探测器。蝇眼是在无月光的夜晚对空气簇射产生的光发射作探寻的仪器。如能迁移到SUGAR站址去进行，观测研究的威力大为提高。但由于蝇眼在试用中的失败，格雷森放弃了迁移计划。
蝇眼探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探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。
康乃尔的科学家建造了一座有多种颜色由25个侧面构成的建筑物，看起来更像是儿童游戏馆而不是严肃的天体物理观测台!其中16个侧面均嵌有500毫米直径的窗户，它们实际上是收集并汇聚来自空气簇射的荧光的透镜。当人们看到建筑物内的大量电缆与电子仪器设备时，准会忘掉它的儿童游戏馆外形。观测台以内有16套比窗口稍小的特定结构，一共安装着505个电光倍增管，它们通过透镜凝视着天空等待搜集微弱的闪光。这套建造构思模仿蝇眼的光学系统，设计成使每个光电管都盯住一块特定的夜空。从505个光电倍增管传来的电信号分别显示在由505面示波屏幕组成的各自屏幕上，当光电倍增管的一组电子线路探测到宇宙射线信号时，显示屏上的信号图像就适时地被拍照下来。通过这种方法就把天空的每个&象素&非常便利地展现了出来。那些学生们常常耗费很长时间，从成百上千卷照相记录胶片中凝视搜寻确实可信的宇宙射线事例。
格雷森和他的学生们期望发现空气簇射的印记。它由开始出现在指向高空的某一光电倍增管显示屏上的光信号构成，随即相继通过一连串其他象素。在当时的技术条件下，这确实是一项艰巨的任务，格雷森把高能物理学研究新领域中的经验运用到尽力探测暗弱簇射的工作上。这项任务可以比作，对一个只有5瓦的蓝光小灯泡以光速猛烈冲过大气的过程进行探测!令人遗憾的是，格雷森的研究组从未搜寻到认为确实可信的这类事例。他们因缺乏廉价的电子仪器设备和缺乏廉价的大型光线汇集装置而导致失败。无论如何，设计思想是正确的。在康乃尔，有一位名叫乔治?卡西迪(George
Cassiday)的年轻毕业生，当时正从事一项另外的实验，那是一个比较传统的高能物理加速器实验。但是，他深受论证巨大宇宙加速器存在可能性的激励，并对格雷森的成功和最后失败给予极大的关注。
位于西南非洲那米比亚的HESS
宇宙射线是相当高能量的粒子，能量约从109eV
to 1020eV以上。在靠近地球的太空中，每秒每平方公分约有一个宇宙射线穿过，不停地轰炸着地球。每天都有数以千计的宇宙射线穿过我们的身体。宇宙射线的主要成份是质子，还有少数的其它核种从氦核到铁核以上，甚至微量的镧系元素。科学家们怀疑宇宙射线的来源有：超新星爆炸的震波、星系间猛烈碰撞产生的震波或活跃的银河系中心等等。科学家相信这些区域有足够的巨大能量来加速粒子。一般认为超新星爆炸后的残骸最有可能，不过苦无直接的证据。
伽玛射线是已知能量最高的辐射，比医院里所使用的X射线能量大上十亿倍。H.E.S.S.是探测当伽玛射线进入大气层的时候，产生的切伦科夫辐射（Cerenkov
radiation）。本月二十日，美国太空总署发射科学探测卫星迅捷号（Swift），任务是自动探测太空中高能伽玛射线爆发，并快速提供讯息予全球地面望远镜同时收集各电磁波段的资料，帮助天文学家分析。相信未来会有更多关于宇宙射线来源的线索呈现在我们眼前。
位于西南非洲那米比亚的高能立体望远镜数组（High
Energy Stereoscopic System；H.E.S.S.）
从1967年第一个GAMMA
射线暴被发现以来，它便是宇宙中最壮观、威力最强大的景象之一。在千分之一秒到几分钟不等的爆发时间内，射线源可以释放出相当于太阳在数十亿年内所释放的所有能量。这个现象吸引了许多天文学家投入研究，其中一种说法认为爆发是由中子星和黑洞互相碰撞或者是结合而引起，另一派观点则以为超新星爆炸才是
射线暴的原因。由于定位与捕捉爆发事件不易所造成的观测上的困难，数十年来这个问题便一直悬而未决、争议不断。
耗资300万美元的新天文台名为HESS(高能立体镜系统)，是由德国海德堡市马普学会核物理研究所主持的欧美合作项目。1936年诺贝尔物理学奖得主Victor
Hess在1911年发现了高能宇宙射线。这个天文台就是以他的名字命名的。HESS天文台将由4架相同的12米反射镜组成，它们将排列在一块120米见方的地上。通过从略微不同的角度对同一股粒子流进行研究，就能很容易地确定其几何特征。HESS合作方希望将来能够扩展这个望远镜阵列，增加8或12架望远镜，这样他们就能观察更为稀有的事件了。
按照亚利桑那州Whipple 伽马射线天文台的研究人员Deirdre
Horan的看法，HESS天文台具有独特的优势。她指出，这是全世界最大且最灵敏的此类设施。“利用一组望远镜将能更加容易地追踪伽马射线的来源。”由于这个原因，美国伽马射线天文学家正在计划建立他们自己的7架一组的望远镜阵列，名为VERITAS(“高能辐射成像望远镜阵列系统”的简写)，预计<font size="2" color="#FF年建成。Horan补充说，银河系中心附近的超新星爆发在北半球的能见度比较差，而HESS天文台坐落于纳米比亚中部海拔1800米的地方，这个位置对于观测来说非常理想。
中国的羊八井
利用波长短于0.01埃的辐射来研究天文现象的学科。γ-射线被地球大气严重吸收，因此只能利用高空气球，火箭和卫星搭载仪器进行观测。
能量高于千亿电子伏特的甚高能γ-射线穿过地球大气时会产生高能粒子簇射，从而形成切连科夫辐射。可以用特殊的大口径望远镜来探测这种辐射而间接探测到γ-射线源。中国科学院高能物理研究所和北京天文台合作在北京天文台兴隆观测站就建有两套这样的甚高能γ-射线望远镜。每套望远镜由三个口径1.5米的聚光镜同轴组成，每个聚光镜的焦面上有一个光电倍增管。只有三个倍增管在微秒级的时段内同时接收到信号才算是探测到了有用的信号。进一步还可建造成象式切连科夫望远镜。美国霍普金斯山的拼镜10米惠普切连科夫望远镜就是一例。目前还正在研制多台这样的望远镜。
<font size="2" color="#84年选址，1986年向国际宇宙线学界推出“西藏计划”，1988年与日本东京大学达成羊八井合作意向，1989年开始建设和首批设备安装，
羊八井观测站位于东经90°53’，北纬30°13’，海拔4300米，占地210亩。是北半球最高，也是当今世界上有效常年观测站中海拔最高、最有活力和前景的一个。它宽阔平坦的地形，几乎无积雪的温和气候，常年畅通的公路(和正在修筑的青藏铁路)，近旁设有地热电厂、电讯站、邮电局等，构成了一个优秀高山站址的超理想的条件。
　空中探测
地面上的探测器到此可能已达极限，要涵盖更大的面积就得上太空。欧洲的AirWatch及美国的OWL已经筹备多年，准备发射一或两颗人造卫星，携带类似蝇眼的探测器指向地球观测UHECR。AirWatch 的先导计划EUSO已经获得欧洲太空署ESA同意将于2008年上国际太空站
至20世纪70年代末，对宇宙线的研究几乎只限于对高能带电宇宙线粒子的研究。20世纪60年代，由于用在高空气球和火箭上的仪器装备的发展，使科学家有可能用X射线对天空进行研究。但宇宙线有许多令人感兴趣的事仍未能有突破性的研究成果，如超光速的粒子、黑洞的爆炸等。
对宇宙间最高能粒子进行探测是一项技术挑战。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更加困难。如果是为了探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。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平方米的典型卫星探测器拦截的话，等待100万年才有可能探测到1颗这类宇宙射线的粒子!
　水下探测
大的HAVERA PARK（水C，10平方公里），
契伦科夫光的发射出现在围绕粒子运动方向的圆锥内。在水中或玻璃中，这个围绕的角度约为40°。在空气这样的气体中，也会出现契伦科夫发射，因为折射率与1很接近，所以圆锥的角度很小。水和玻璃的折射率很大，因而发射契伦科夫光的本领很强。实际上是，发射契伦科夫光的数量随着折射率数值的增大而增加。和闪烁器一样，契伦科夫光发射器也能用在带电粒子探测器中，和光电倍增管联合作光的探测之用。20世纪50年代，随着既灵敏又具快速响应的光电倍增管光探测器的应用，使契伦科夫光的利用形成有影响的技术。它能把单个粒子引起的闪光记录下来。
对宇宙射线研究特别有用的契伦科夫探测器是深水探测器，它最早出现在伦敦，随后用在英国约克郡设置的哈佛拉公园(Haverah
Park)空气簇射阵列中，取得了极好的工作效果。这些探测器由12米深的封闭大水柜构成。由上方把光电倍增管浸泡到水下以便对水进行监视。当空气簇射通过时，电磁成分(因为贯穿能力比&硬的&μ子和核粒子低，往往称做&软的&)主要在顶部三分之一的水中产生契伦科夫光，但整个水柜都对贯穿能力更大的μ子很敏感。由电磁成分与μ子成分的信号联合起来形成一个探测信号。
<font size="2" color="#FF年，由于德国基尔(Kiel)大学研究组宣布“发现”河内双星SygX-3为超高能γ源（后证明为误），以为找到了破解宇宙线起源之谜的钥匙, 从而引起了世界范围的γ天文热潮。
甚高能γ射线天文研究是指重点寻找和观测～TeV能区和≥10TeV能区的γ点源，研究其产生机制。带电粒子会因磁场的作用偏离其原始方向，而高能γ射线由于其极强的穿透性直接携带着源处的信息，因而可用于直接探寻高能宇宙线源。
此后的二十多年，国际上建立了多个宇宙线观测站，宇宙线的研究发展到卫星、地下、海平面下，但最令人不解的还是超高能的宇宙线粒子。
在高能量的天文领域中伽玛射线爆发
(Gamma-ray burst)是能量最高的一种天文现象
<font size="2" color="#83以来的地面γ天文热。其间出现过十多个γ天文阵列（最大的是诺贝尔奖得主主持的CASA-MIA，在UTAH；
在特高能γ射线天文学领域，当前运转着的最优良的仪器是CASA MIA(芝加哥空气簇射阵列与密执安逆符合装置)，这是由芝加哥大学与密执安大学组成的研究组在犹他州建造的一组大型空气簇射阵列与μ子探测器的十分精巧复杂的联合装置。这个研究组是由1980年诺贝尔奖获得者J?克罗宁（Jim
Cronin）领导的。至今该装置还未能在北部天穹探测到任何清晰的γ射线信号。
纳米比亚的
来自外太空的高能伽马射线有时会击中地球的上层大气，形成一股发出微弱蓝光的粒子流。
&&&&这种所谓的切伦科夫辐射提供了有关超新星和太空中其他爆发的线索。日前，国际望远镜阵列第一部分的落成典礼在纳米比亚举行，它为天文学家提供了一种研究宇宙中最激烈过程的有力工具――迄今最灵敏的高能伽马射线天文台。
&&&&高能伽马射线非常罕见，很少被卫星捕捉到。因此，天文学家就利用地球大气层作为他们的探测器。切伦科夫辐射是由伽马射线产生的“粒子雨”所发出的，其强度与伽马射线的能量成正比，而“粒子雨”的几何特征则揭示出伽马源的方向。天文学家因而能够对超新星遗迹、活动星系和其他物体的辐射状况进行研究。这将能阐明在如此激烈的环境中的物理过程。
随着能量的增大宇宙射线质量的测量越来越困难。"日美合作乳胶实验&（JACEE）的联合高空气球实验结果，提供了能量高达10^15eV的有价值的重要资料。这项实验是在高空气球浮升到含量不到0.5%的大气顶层进行的。得到的结论是，虽然大气效应仍待改正，这里能不受影响地在大气中观测到宇宙射线。JACEE实验是由日本、美国和波兰研究人员协作进行的，一系列的长期气球飞行已经积累了大量数据。基本实验由探测宇宙射线、测定其电荷和能量等几项工作组成。由于能够进行研究的能量范围宽，所以这些测量特别重要。因为探测系统非常庞大，探测器能在多次飞行中反复利用，所以观测的时间也很长。实验采用大面积和长时间就意味着，宇宙射线粒子虽然稀少，却可以探测到相当数量的高能宇宙射线。
地面望远镜
CHERENKOVGAMMA
（主要有USA的WHIPPLE，&
Whipple，Fred
Lawrence. 惠普尔，弗 雷德?劳伦斯()，美国天文学家，日出生于衣阿华州雷德奥克。
天文台的10米伽马射线望远镜
美国霍普金斯山的拼镜10米惠普契伦科夫望远镜就是一例。
PALMAHEGRA
日澳的CANGAROO。
澳大利亚、日本联合研究组，CANGAROO是一个富于想像力的首字母缩略词其意思是：内地γ射线天文台澳日合作研究组，基地建在遥远的澳大利亚的伍默拉市区)，主要利用与光电倍增管照相机类似的设备，不辞劳苦地从事着增加VHEγ射线源目录表的工作。一个崭新的天文学领现已具备坚实的基础。
和CANGAROO-3，
与我们的ARGO
一道向原为空白亚甚高能进军。
2004UTAH TOKYO22X18
上个世纪八十年代后期开始的甚高能γ射线天文研究主要采用成像契仑可夫光技术，以美国的
Whipple 组和日本的 Cangaroo 组为代表，已经在 TeV
能区找到七个γ源，它们的能谱特征可以用高能电磁辐射过程作出满意的解释，说明这些天体是高能电子的加速器、它们是否加速了高能质子或原子核，目前尚无充分证据。最近，Cangaroo组观察到来自蟹状星云的直到70TeVγ射线，可能提供了这个天体作为高能质子和原子核加速源的第一个证据。
广延大气簇射阵列虽有良好的角分辨，但由于不能排除质子簇射造成的严重本底，要获得统计上有显著意义的结果是非常困难的。但由于其在超高能γ源探索方面的优势，从八十年代后期相继建成几个大型的阵列。羊八井阵列得益于高海拔的地理条件，具有低阈能的优势，在
1997年上半年 MrK501 处于高活动态阶段观测到了 10TeV 的γ信号。今后几年的趋势，是将探测器加密，或建立全复盖探测器，以降低阈能，提高信噪比。美国的
项目即将完成建造，这是第一个全复盖的大面积探测器。羊八井阵列已经完成三期阵列的加密工作，大面积的全复盖探测器正在建设中。
新华网墨西哥城７月１１日电（记者　宋心德）墨西哥全国科技委员会１１日说，墨西哥和美国联合建造的、迄今为止世界上最大的毫米波天文望远镜主体工程已经竣工，预计明年下半年整个工程将全部完成并交付使用。
　　这架天线直径为５０米的天文望远镜坐落在墨西哥普埃布拉州海拔４５８２米的“黑山”巅峰，它配备有世界上最大、灵敏度最高的抛物面天线。建成后的天文望远镜将以３００千兆赫的频率接收宇宙中的信号。它能排除大气和光波的干扰，为天文学家探测离地球１４０亿光年的星球的起源和演进。科学家也可以用这架天文望远镜观察地球附近的陨星，或者观测运行于火星和木星轨道间的小行星带。
　　毫米波天文望远镜是墨西哥科技史上最重要的工程，它的筹建、设计和选址工作分别始于１９８８年和１９９５年，其主体建筑高６５米，钢材的总用量达２０００吨，建筑的９０％系钢架结构，建造总投资为８０００万美元，整个建设施工过程由美国宇航局负责监理。
据美国有关媒体11月22日报道，墨西哥的天文学家们21日宣布，经过为期两年的调节测试，他们目前已经建造完成全球最大的射电望远镜。该射电望远镜位于海拔4600米的火山顶上，碟型天线的盘径为50米，造价高达1.15亿美元。
　　墨西哥国家天体物理研究所专家埃玛鲁尔-门德兹说，该射电望远镜是由墨西哥天体物理研究所和美国马萨诸塞州立大学共同设计建造的。根据最初的设计，这架全球最大的射
电望远镜修建在海拔4600米的火山顶上，碟形天线的盘径为50米，造价高达1.15亿美元。建造完成后，天文学家们可以观测到13.4万亿年前的的恒星和星系。这一联合开发项目得到了墨西哥总统维桑特-福克斯和墨西哥科学协会的全力支持，美国与墨西哥联手打造全球最大的天文望远镜，表明发展中国家也可以在世界顶尖的科学技术领域扮演重要的角色。
　　埃玛鲁尔-门德兹称，这架巨型毫米波射电望远镜是由德国人设计的，仅整个制造过程就耗时8年时间。整个修建工作两年前就已经开始，这期间一直在进行调查与探测。选择高海拔的火山顶上并非偶然，天文学家们这样做主要是因为在这样的高度空气中的水蒸气含量比山脚下要少，从而保证毫米波望远镜良好工作。另外，天文学家们从SierraNegra火山顶上能够更好地观察银河。但是，由于望远镜所选地址高度很高，整个建造工作受到了很大的限制，施工者必须随身携带氧气瓶。同样地，当望远镜修建完成并投入使用后，实验室里也将为天文学家们提供纯氧。
　　墨西哥科学家称，这架位于高海拔地区的巨型天文望远镜将接受来自于130亿年前的宇宙毫米波。天文学家们会利用望远镜所获取的早期宇宙信息来绘制更详细的早期宇宙恒星及星系图。科学家们还将通过该望远镜收集离我们最近的星系的资料并对其中的恒星和行星进行研究。如果宇宙的年龄是1岁，那么这架望远镜就可以看见其诞生40天以后的每一天。新型望远镜将能捕捉波长为1到3毫米的无线电波，位于这一波段的无线电信号处于无线电波与红外线之间，无线电波不会因宇宙尘埃而发生偏离，也不会随距离增加而减弱。因此从理论上说，这架射电望远镜能够获得年龄超过130亿岁宇宙天体的详细信息。
　　美墨联合建造大型毫米望远镜的想法是由美国马萨诸塞大学和墨西哥国立大学的天文学家们于1988年提出的，1994年两国政府正式签署协议.其后便一直在筛选最佳设置地点，候选地址超过160个，最后才确定建在已有2万年历史的拉尼加拉山上.原因是该山海拔4590米，顶部气候干燥，理想的高度和稀少的水汽为获取来自宇宙深处的毫米波创造了绝佳的条件。
由墨西哥和美国科学家联合研制的大型毫米波望远镜２２日在墨西哥的普埃布拉州开始试运行，科学家希望借助它对宇宙起源进行更深入的研究。
这架重２５００吨的天文望远镜耗资１．２８亿美元，其中的６５．５％由墨西哥政府出资，美国政府和美国马萨诸塞大学共同承担剩余部分。天文望远镜将被用来捕捉１３４亿年前宇宙诞生初期产生的电磁辐射。
专家介绍说，这架天文望远镜的性能比以前建成的任何大型毫米波望远镜都出色，能捕捉天体发出的极微弱的电磁信号。打个比方说，如果有一天人们能够在月球上使用手机，那么地面科学家便能够通过这架望远镜的帮助捕捉到来自月球的手机信号。
天文望远镜观测站设在墨西哥境内的塞拉－内格拉死火山山顶，海拔４６００米。墨西哥国家天体物理学、光学和电子学学院院长何赛?古伊查德说，之所以选择这一地区，除了高度因素外，气候因素也很重要，因为在这样的高度大气中的水蒸气含量较低，有利望远镜达到最佳观测效果。
巨型毫米波望远镜(Large Millimeter Telescope--LMT)将建立在墨西哥中部高度达4500米、熄灭已久的Sierra
Negra火山顶上，它是墨西哥国内最高的五大高峰之一。之所以选择了这一地区，除了高度因素外，这里的气候也非常适合为此类望远镜安家--为毫米波望远镜选择高山作基地是因为在一定的高度内大气中水蒸汽的含量较低，这样有利于望远镜达到最佳观测效果。
新建成后的巨型毫米波望远镜将用于捕捉13.7亿年前“大爆炸”产生的电磁辐射。辐射波长1-3毫米，它是宇宙间一种独一无二的辐射形式。这种辐射不会因为宇宙尘埃的影响而发生偏转，也不会随着距离的增加而减弱。这使得科学家们在观测微弱的天体时将误差减到最小。
这是墨西哥有史以来的最大科学项目。这座泛着白色微光的建筑看上去像一个巨大的卫星天线，位于海拔4500米的西耶那火山顶上，碟型天线的盘径为50米，造价高达1.2亿美元。西耶那火山座落于波伯拉（Puebla）州的中心，为墨西哥6大火山之一，比美国大陆上的任何一座山峰都要高。
由于这一高耸入云的望远镜实际上是一部巨大的带有传感器的天线，将能接受来自于130亿年前的宇宙毫米波。天文学家们会利用望远镜所获取的早期宇宙信息来绘制更详细的早期宇宙恒星及星系图。科学家们还将通过该望远镜收集离我们最近的星系的资料并对其中的恒星和行星进行研究。如果宇宙的年龄是1岁，那么这架望远镜就可以看见其诞生40天以后的每一天。
新型望远镜将能捕捉波长为1到3毫米的无线电波，位于这一波段的无线电信号处于无线电波与红外线之间，无线电波不会因宇宙尘埃而发生偏离，也不会随距离增加而减弱。因此从理论上说，这架射电望远镜能够获得年龄超过130亿岁宇宙天体的详细信息。
相比之下，这台口径达50米的巨型毫米波望远镜将使以前建成的任何大型毫米波望远镜黯然失色，与其众多前辈相比，它在性能方面也将独占鳌头：它能够捕捉宇宙间最微弱的天体发出的电磁信号。举个极其简单的例子我们就可以看出这台望远镜功能到底有多强：如果有一天人们能够在月球上使用手机，那么地面科学家便能够通过该望远镜的帮助捕捉到来自月球的手机信号。
该望远镜是由美国和墨西哥联合开发的，它将于2007年投入使用。墨西哥国家天文学研究所的科学家们希望这台巨型毫米波望远镜能够帮助他们揭开宇宙发展的神秘历史。
日本的宇宙线研究的确硕果累累,极高能宇宙线事例,
中微子缺少现象, gamma 点源的寻找,
超高能宇宙线成分的推断 (和中国合作) 令人瞩目。
美国和西欧诸国在 gamma点源的寻找,
空间宇宙线探测遥遥领先，南极的中微子实验也很有特色。俄罗斯坚守高山乳胶室阵地，也开始向空间和水下进军。印度的宇宙线研究的投入也比中国多。
UHECR的通量约为每平方公里每世纪一个!
探测器的面积必须在一百平方公里以上才能进行有效的探测。地点难觅与经费庞大是UHECR研究的最大限制!
90年代以来，旧的探测器 (俄国的Yakutsk、澳洲的Sydney、英国的Haverah
Park ) 均已退役。目前拥有探测器且持续操作中的两大单位是日本的AGASA
(Akeno Giant Air Shower Array)及美国的Fly's Eye。
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