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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有机会发射光子之前就把受激发原子的能量�