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有一项特殊的技术，几乎作为困难环境下的最后依靠手段而被引了进来。这项技术包括查看爆发的数量是如何随着亮度函数而变化的。
恒星的表观亮度（在这里是γ射线爆发的强度）随着观测者与光源间的距离增加而减小。这是我们的共同经验。准确的数学说法是接照平方反比定律减小。事实根据是，恒星发出的光束随着距离的不断增加覆盖的面积越来越大。恒星的光射向四面八方，到恒星的距离增加一倍，其亮度就减小4倍，这是因为此时星光照亮的球面增大到4倍（球面增大与半径增大的平方成正比）。所以，用数学的说法是，表观亮度（每平方米通过的光的总量）的减小随着距离的平方变化。
假定我们现在就是测量恒星亮度的天文学家，并且假定所有恒星的实际亮度（每秒钟发射的光子总数）都相同。当然这不会是真的，但所论证的道理正确可行。当我们查看这个简单模型天空的景像时，所看到的样子仍然和实际的天空相同。星星还是有亮有暗，但这里主要是由于恒星的距离有远有近。问题是，在我们的简化模型中，比某一特定亮度更亮的恒星有多少？我们进一步还要问，如果到恒星的距离增加一倍，会发生什么变化？我们知道，亮度将减小到原来的1/4，但此时以到恒星距离为半径的球体体积将增大到原来的8倍（球的体积与其半径的立方成正比）。这时将有原来恒星8倍之多的恒星更接近我们，因为它们更近了所以显得更亮。我们看到在选定的恒星亮度与比它更亮的恒星数之间存在一定的关系。
我们绘制了一张爆发亮度随更亮的爆发数目变化的对数曲线图。因为曲线斜率是由3/2这个数值给出的（其中3来源于体积中的立方关系，而2来源于平方反比定律），而这个数值有赖于恒星（或γ射线源）在空间如何分布，所以这一方法实际上应当十分有效。注意到自变数的立方部分来自球体的体积与距离间的关系，如果恒星不处于球体中，关系便有所不同。如果恒星分布在盘中（扁平的旋涡星系就是这样的形状），则作为自变数的该数为平方而不是立方。如果恒星在一条直线分布着（例如恒星沿星系一条旋臂分布），则体积与距离成正比。我们在观测实验中所发现的关于γ射线爆发源的信息，就和上述对恒星的论证结果相同。我们能找到多少高过各种亮度水准的爆发，要看它是否符合球的曲线（把宇宙视为整体或只局限于一个不大的球形区域），盘的曲线（源分布在整个星系平面）或者一条直线（一条旋臂）。
上述测量完成后，答案使人们倍感兴趣。图线的斜率确实是3/2，但只限于稀少的强爆发。在描绘弱爆发的图线尾部，有一个空缺。取得这样的测量结果总是困难的（这一实验即使是像我们所描写的只能作轻微的修正，事实上由于某些技术上的原因在选择爆发的方法上也要除掉一些偏离点）。不过，BATSE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�