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要理解这里〃快速计时〃的意图，还须继续对空气簇射级联的结构作些考察。我们知道，空气簇射中的粒子都有很高的能量，通常比它们的静质量所相应的能量要大得多。例如，空气簇射级联中电子的典型能量为40MeV（如人们所意料的，在某些地方要比80MeV的临界能量低），可是电子静质量只有0。5MeV。按物理专门术语说，这些粒子是高度相对论性的——，所以它们的飞行速度实际上与光速差不多。这就是说，簇射中的每个粒子都在以相同的速度飞行，整个簇射在通过大气时应当保持着捆成一束的结构。这实际上并不十分正确，由于电子的库伦散射和μ子方向的发散，使得簇射向四边扩展成圆盘状。这个圆盘（以接近光速前进）的中心有几十米厚，离中心核几百米距离的边缘上还要加厚若干米，并轻微地向后弯向其外边缘。
就许多实际效果来看，可以把簇射盘想像成以每秒钟300，000，000米（光速）飞行的薄而平的圆板，当它到达检测器阵列时，其粒子将依次通过检测器，相对的时间早晚取决于空气簇射到达的方向。竖直簇射会同时到达全部检测器，另一个方向到达的簇射将会相继横扫阵列各检测器。阵列的快速计时电子线路把扫过各个检测器的时间记录了下来，经过数学推算就能把簇射方向确定出来。就典型尺度为百米左右的簇射来说，精确到几纳秒的电子计时，就能把簇射方向测定到不确定性只有约1度。
有一个颇为奇特的效应，能用来检测相对论性带电粒子，这种效应因其发现者（在20世纪20年代）而命名为契伦科夫（Pavel Cerenkov）辐射。我们知道，光速是所有各种粒子都只能接近而不能达到的最后极限。光速是光在真空中前进的速度。当光在透明物质中传播时，它的速度要比真空光速慢些。慢了多少可由一个称做该物质的折射率的数字来描述。折射率通常是1与2之间的一个数值，等于真空中的光速与透明物质中的光速的比值。因此，在折射率是1。5的玻璃中，光行进的速度是每秒钟300000/1。5（或200000）千米。光速在物质中慢下来是光束与物质分子相互作用的结果，而相对论性粒子穿过透明物质材料时并不遵从这个规律。所以，在透明材料中相对论性粒子的飞行速度实际上能比其中光行进的速度快些。这种奇特的情况显然并不违反狭义相对论，然而，甚至在爱因斯坦时代以前也曾是一个给出很多推测的课题。这种情况的后果也很奇特。
我们至少还熟悉另外两种情况，都是能源行进得比所发出的能量还快。飞机飞得比声速快和航船行进得比水波快就是这两种情况。在这两种情况下，能源（飞机和航船）就会产生强烈的激波。带电粒子飞行得比局域光速快时同样产生激波，但所产生的是电磁能激波，导致光能发射而不是发出声能或水波能。所发射的这种光称做契伦科夫光。
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检测器中，和光电倍增管联合作光的检测之用。20世纪50年代，随着既灵敏又具快速响应的光电倍增管光检测器的应用，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检测器是深水检测器，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。这些检测器由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检测信号。
我们知道，高能粒子在大气中也能产生契伦科夫辐射。空气折射率虽接近1（在地面的高度上约为1。00027），但如果粒子能量较高（对电子来说约高于20MeV），则空气簇射中的许多粒子都能产生契伦科夫光。契伦科夫光相当微弱时（还是因为折射率接近于1），由于簇射中的粒子很多，往往利用大反光镜把光集中起来，在晴朗无月光的夜晚也能较容易地检测到契伦科夫辐射。对大气中这种契伦科夫辐射的研究，使两项重要观测成为可能。
第一，由于空气簇射粒子在所经过的整个大气路径上都产生契伦科夫光，就有可能通过对这种光的测量来推测簇射在大气中展开的方式。这成为推断100万GeV能量级簇射初级宇宙射线粒子质量的一个重要手段。第二，低能量簇射可能只有少数粒子抵达地面，如果利用大型反光镜的话仍然可以对它们产生的大气契伦科夫光作出检测。对于研究能量略高于卫星实际能观测到的最大能量γ射线粒子所产生的簇射，采用这项技术取得了巨大成功。（就像宇宙射线那样，甚高能γ射线也能引发簇射。）而且，契伦科夫光本身的特性能用在获取有关初级粒子本性的信息方面，在这种情况中，由于天文学家进行这些测量本意在于只对γ射线进行观测研究，因而所认可的信息能用于排除非γ射线引发的簇射数目。
20世纪60年代，又提出一项有可能替换的技术，到了80年代，这项技术取得了可观的成果。这项技术包括对簇射粒子横穿大气时产生的荧光进行检测。我们知道，簇射粒子通过电离过程把损失的能量转移给了大气。其中包括从原子移开电子需要耗去的能量。这个过程的发生，簇射粒子必须紧靠大气分子通过，才能保证有足够的能量转移过去。大多数分子都远离粒子路径，以至大能量转移很少成功。粒子对它们只给予轻微的作用力。这点轻微的力同样影响分子，使分子内部的能量分布有所改变。重新分布排列的电子往往不稳定，分子内部会最后回复到最初排列并把转移给它的能量释放出来。这种能量通常是以具有特定波长的光子形式给出的，这个发射过程称为发出荧光。
大气中的氮就是通过这种方式发出荧光的。这种蓝色的光很适宜用光电倍增管进行检测，所以能实现在无月光无云的夜晚对大气作观测。荧光过程向检测器发来的光能量比契伦科夫发射的要少，但是用滤光器能把感兴趣的准确波长选择出来，从而可以把这项技术用在极其稀少的最高能量宇宙射线的研究上。这项技术与契伦科夫光的应用比较起来，其最大的长处在于，荧光是向各个方向发射的，所以仪器从簇射的侧面检测与迎头从正面检测一样好。这就表明，凡是需要设置完善的簇射检测装置时，只需把这项技术安置好使其完全胜任普查工作，则全部簇射就能简便地得到检测。关于〃蝇眼〃宇宙射线检测器及其后继检测器HiRes，以及提议中的巨型奥格尔阵列，留待稍后再作详细讨论。
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□ ＇澳＇罗杰·柯莱等/著 车宝印/译
第六章 初级宇宙射线的特性
关于抵达地球的宇宙射线已经知道了很多，我们探寻这些信息是为了了解宇宙射线在自然界是从哪里产生的和如何产生的。本章将对得到充分测量并已普遍接受的宇宙射线特性作些考察。这些特性是，初级宇宙射线粒子的组成（它们是质子氢原子核、氧原子核、铁原子核，还是其他什么？），它们的能量和不同能量宇宙射线的相对数量，它们飞抵我们这里的速度和方式。因为必须对飞抵时间和方向都无法预测的单个粒子进行测量，所以这些特性很难观测。结果往往只能取得关于粒子特性的大体了解。不过，我们对于低能量宇宙射线的特性了解得最清楚，这是由于低能量宇宙射线粒子比较丰富，并且能在空间用检测器进行直接测量。
宇宙射线方向要受磁场的影响。在较低能量宇宙射线范围，地球磁场和太阳风层磁场影响最大。约10^11eV以上的能量范围，要牵涉到银河系磁场。宇宙射线在磁场中沿着很大