直到20世纪70年代末，宇宙射线所考察的内容几乎只限于对高能带电宇宙射线粒子的研究。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，使得宇宙射线科学家用X射线而不只是用光或无线电波对天空进行研究成为可能。原来只是宇宙射线研究的一个令人兴奋的侧面，但不久就成为一个独立的分支。而宇宙射线考察本身却走向沉寂。有许多让人感兴趣的事物值得研究，但看来还达不到有所突破。有许多科学家在这个领域正寻求奇异和古怪的事物，诸如飞行得比光还快的粒子或黑洞的爆炸等。在物理学领域我们需要保持开放的心胸，物理学的任务之一就是探索我们能实现的甚至最无把握的可能性。然而，这些调查研究充其量不过是业余兴奋点。总的看来，宇宙射线研究看来有点不景气。到了1982年，由于德国的一次卓越发现，使情况发生根本改变。自那以后，宇宙射线的探索研究便永往直前地繁荣起来。当今，已经发展成为现代天文学的重大前沿课题之一。
宇宙射线不按直线前进是找出它的来源的最大困难所在。宇宙间到处弥漫着磁场，使宇宙射线在从发射源到我们这里的漫长路途中，行进的方向不断改变。有些粒子不带电荷，就不存在这个问题。中微子就是一种不带电的粒子，可是由于它同物质间很少发生相互作用，几乎检测不到它们，所以研究起来极其困难，如若不然，一台检测器应能记录下来数十亿次中微子从它通过。不过，在天文学中，中微子仍有实际利用的可能。虽然仍在幼年时期，但是具有很大把握。
另一个不带电荷的粒子是中子。它除了总电荷数量为零之外，它与宇宙射线中找到的质子非常相像。中子的原来路径不因磁场而偏离。在宇宙射线天文学的研究中，中子是一种理想的粒子，不过中子自己在通过β衰变转变成一个质子和一个电子之前只能生存约15分钟。在15分钟里一个粒子最多也只能行进约从太阳到地球距离的两倍，就天文尺度来说是一段很短的路程。人们可能会认为这样的粒子甚至不能从太阳系以外来到我们这里。不要感到奇怪，上面的认识并不完全正确。具有很高能量的中子事实上能行进很长的距离。这是由相对论性时间膨胀造成的，也就是那个允许μ子穿过大气而未产生衰变的同一个效应。能量为10^15eV(其静质量的100万倍)的中子的寿命，通过同样是100万这个倍数使中子的寿命能延长到30年，以至它能几乎在空间旅行30光年。能量更大的中子能从我们银河系以内的任何地方到达我们这里。第三种直线行进的粒子自然就是γ射线了。它不过是一种光的高能形式，所以就像光一样直线行进。
1982年重新激起宇宙射线研究热潮的宣告是德国基尔(Kiel)大学的研究人员作出的。他们用宇宙射线空气簇射阵列，从著名的X射线源CygX^3(天鹅座X3)检测到能量为10^15eV的宇宙射线。这项宣告在同行间到处传播。任何人都未曾料想到能出现这样的信号，部分原因是由于人们原以为绝大部分的宇宙射线是带电粒子，它们不会从发射源直线行进到我们这里。具有很高能量的γ射线能导致产生簇射，这种可能性令人惊奇，因为这些粒子的能量要比任何其他已知γ射线的能量大100万倍。
CygX^3是天鹅星座中的一个强X射线源。人们相信它是一个由两颗星组成的双星系统，一颗是普通恒星，另一颗是中子星。它们围绕着系统的质量中心在轨道上每48小时公转一周。致密的中子星以其极强的引力从普通恒星薄弱的外围吸进物质，当物质流源源不断流入中子星时，就可能发出X射线。这种快速运动的"吸积"物质，随着不断冲向中子星而被摩擦加热，而炽热物质发射X射线。基尔大学的研究者们所用的是能量约在10^15eV的相当传统的宇宙射线空气簇射检测阵列，同时采用了快速计时(第五章曾讨论过)以便计算出每个簇射的方向。他们从一年多来记录下来的资料中挑选出所有来自CygX^3大体方向上的簇射，并把每个簇射是在48小时CygX^3轨道周期内的什么时间到达的计算出来。然后他们注意找出是否在这个周期的任何时刻出现过例外过剩事件，结果发现确实出现过。这就是说，具有某种本性的粒子确实是从CygX^3一直旅行到了地球，而且还保持着最初的方向及其相应的时间。这只有在粒子不受磁场偏转一直以直线行进的情况下才能实现。据推测它就是γ射线。这便是有关特高能(UHE)γ射线天文学诞生的故事。
由于已经知道一些其他X射线双星系统，以及能在其他研究组数年来积累的数据组中进行搜寻，于是基尔大学的观测结果立即揭开了一个新的追溯高潮。另外，新的观测还给出了对特高能γ射线有关特性和相互作用进行直接研究的方法。γ射线进入地球大气产生粒子级联的过程与宇宙射线产生广延空气簇射的过程非常相似。预料中的巨大差别可能是，由于簇射中的μ子主要来自π介子衰变，而π介子本身是由初级宇宙射线核的相互作用产生的，所以γ射线簇射出现的μ子很少。影响结果的一点是，在基尔大学的γ射线簇射数据与其他簇射记录之间的μ子含量没有显示出清晰的差别。人们争辩说，在γ射线簇射中会有在极高能量情况下产生μ子的可行机制，所以这不算太大的问题。可是，情况仍然不能令人满意。另一方面，基尔大学的观测结果很快就得到了其他检测器所测结果的支持，在其他X射线双星的方向上也发现了同类信号。似乎一切情况都不错。
这一领域在稍后的几年里欣欣向荣。虽然CygX^3仍然保持着光辉地位，又对其他几个源进行了更多的观测。令人遗憾的是，随着时间的流逝，研究者们的忧虑有所增加。从天性来看物理学家们是一个多疑的群体，他们很快就熟悉了这里的种种欠缺。当开始时的欣喜稍稍消退，他们就查明了使人困惑的不协调性。μ子的发出使人忧虑，已发表的一些观测数据互不一致，信号水平往往互相不符，在轨道运行周期内所见到的信号时间也不协调。就观测数据本身而言，其中每个都没什么大问题。观测相当困难，阵列并不是为特定天文观测设计的，所以有少许不一致是意料中的事。不论怎样，最担心的是通常当数据加起来形成全部数据符合后会在结果中使不一致变得更显著，但这种情况并未发生。于是最大的担心又转到CygX^3自己身上，它的信号正在慢慢消失。
像我们的太阳这样的恒星，它的核燃料已经以有规律的方式稳定地燃烧了几十亿年，而且以一个已确立的机制保证在整个漫长时间里其亮度保持稳定不变。天体物理学中更古怪的天体一般缺少这种稳定性，在射电天文学和X射线天文学中，我们通常见到的是变异性。我们曾期望CygX^3有随时间而强烈变化的信号。另一方面，我们最信赖的γ射线源正在逐渐消失。这十分令人不快!更糟的是，CygX^3的消失碰巧发生在我们的实验技术更加精巧，而且又是建造更完善的γ射线簇射检测器的同时。毫无疑问某些显然是确实的观测信息曾统计性地偶然存在于数据之中，但是它们确实存在吗?这确实是该领域的评论家们打破沉默提出的一个骇人听闻的问题。
当前的局面是，没有人能绝对相信UHEγ射线天文学领域确实存在或不存在。任何建立在对数据进行仔细统计分析基础上的研究领域，都会对数据集合中存在种种混乱和存在系统的不确定性缺陷有所怀疑。还留下一些似乎令人信服的相互符合一致的观测数据，但观测中的能谱质量不尽相同，有的(或许不少)最终证明并不正确。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子检测器的十分精巧复杂的联合装置。这个研究组是由诺贝尔奖获得者J·克罗宁(Jim Cronin)领导的。至今该装置还未能在北部天穹检测到任何清晰的γ射线信号。
令人鼓舞但尚未完全证实的一项观测是，对射电天文学家称之为CenA(半人马座A)而光学天文学家称之为NGC5128的一个最近的活动星系的观测结果。有两个研究组声称观测到了来自这个南天天体的UHEγ射线。这两个研究组一个是JANZOS，他们在位于新西兰的一座高山之侧用阵列进行观测，这是一个日本、新西兰、澳大利亚三国合作研究组；另一个是在阿德莱德(Adelaide)用阵列进行观测的宇宙射线研究组，观测地点是该城正北边的巴克兰公园(Buckland Park)。CenA正处于我们预期产生宇宙射线和次级γ射线(通过在星系外侧宇宙射线的相互作用)的那个位置上。另外，它似乎还主要发出能量低于10^14eV的γ射线，这让我们感到鼓舞。因为略微高于这个能量的宇宙射线就会在星系际距离的旅途中与来源于大爆炸的宇宙背景辐射发生相互作用而遭到摧毁。
我们更加关心的情况是，最近几年，有一种形式的γ射线天文学在较低能量区得到支持和巩固。这便是甚高能(VHE)γ射线天文学，观测研究的能量范围在能谱的10^12eV左右的位置上，这要比基尔大学的阵列观测到的能量低约100倍。它的研究范围在用卫星载仪器和刚谈过的仪器所观测研究的能量范围之间。
VHEγ射线天文学的研究可以回溯到20世纪50年代某些先驱者们的工作。当时，在英国哈维尔(Harwell)的基本测量表明，广延空气簇射发射契伦科夫辐射光，在晴朗的无月光夜晚用灵敏的光电倍增管就能比较容易地观测到这种契伦科夫光。这种光紧随簇射粒子几乎在同一时间以短暂的爆炸式闪光抵达地面。每个爆闪只持续10亿分之几秒钟，此刻发出的亮度能大大超过恒星天空的亮度。正在对夜空作监视的单个的光检测光电倍增管对能量为10^15eV附近的宇宙射线簇射非常敏感。发自这种簇射的光脉冲能很容易地被记录下来。如用反射镜把这种光集中到光电倍增管，这段较低的能量就能进行研究。50年代以及稍后的时期，探照灯反射镜已经能广泛提供，用作这一目的也很流行。当前已很难令人相信，但当年在世界最大城市之一的悉尼市靠近市中心就进行过这种观测。显然，最近几十年内光污染才严重起来。实际上是γ射线天文学家在尽可能观测低能量区时才能发挥最大优势。设置在地面上的望远镜所观测的能量范围就在10^12eV以下。观测相对如此之低的能量，必须采用大反射镜尽量汇集大量光能，还必须采取多种手段加强γ射线信号，以防备宇宙射线信号强大背景的干扰。有些装备着巨型反射镜阵列的太阳能发电站，在不能完成原来工作任务时就把一些反射镜用于这一工作。若干年前，阿德莱德大学曾利用了一套典型的太阳能电站系统，它原来是澳大利亚国立大学为新南威尔士内地的蛋白石矿小城怀特克利夫斯(White Cliffs)建造的。该系统具有惊人的汇集契伦科夫光的能力。我们知道这一领域观测的成败在很大程度上取决于仪器设备的精巧与否，而大型反射镜结构在巨大重力的作用下，其建造精度受到限制。
当前，奇妙的光电倍增管照相机已经用在捕捉簇射的观测上，它能用十亿分之几秒钟的曝光时间把簇射的图像拍摄下来，而颇为粗笨的太阳能电站反射镜阵列对于获取高质量图像往往不能胜任。
在美国爱尔兰合作研究组的领导下，利用装置在亚利桑那州南部霍普金斯山的10米口径大型聚光反射镜，目前有许多研究组正采用契伦科夫技术在VHEγ射线天文学领域从事研究工作。关于这个研究组的研究历史，能回溯到20世纪50年代哈维尔先驱者们的研究工作。他们当时成功地发展了一项强有力的技术，能在选取γ射线初级粒子引发的簇射图像时，排除宇宙射线产生的簇射图像。由于μ子的产生使得宇宙图像很粗糙。另一方面，γ射线簇射却有远为干净的泪滴状图像，图像指向所研究的源的方向。通过对图像的仔细选择测量，就能把数据组中大部分粗糙的宇宙射线簇射清除掉，并能大幅度地改善γ射线对背景偶发事件的比率。一定的实验加上里兹大学M·希拉斯(Michael Hillas)教授的天才，这个研究组发现了来自最著名的超新星遗迹蟹状星云的清晰无比的信号。随后他们又进行了更具决定意义的观测。他们从马卡良421(Markarian 421)的方向上接收到一个清楚的信号。马卡良421是包括类星体和活动星系核的高能星系天体这一类之中离我们最近的天体。从两处取得的信号都很清楚，毫无疑问它们是存在的。
对马卡良421的观测，现在有可能跟踪它的γ射线亮度的日常巨大变化。其他研究组(例如澳大利亚、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。
在这一能量范围上下的γ射线，几乎确定无疑是由天体物理源产生的。产生过程类似于宇宙射线簇射中的运作过程。使我们回忆起宇宙射线进入大气层并与空气核相互作用的过程。这就导致π介子发射和中性π介子衰变而产生γ射线。假如宇宙射线粒子从包含气体、尘埃和甚至其他辐射的天体物理所研究的区域通过，定会产生同样的相互作用，其结果将是那个天体向外发出γ射线。我们确信UHEγ射线是从中子星双星发出来的，就是因为它的那颗普通恒星的大气是能产生相互作用的靶材料。同样的道理，黑洞处在强大活动星系核的更加剧烈的环境下，也通过这同样的过程发生γ射线。就这样，对马卡良421的观测为我们提供了无可辩驳的证据，它使我们相信自然界存在着一类能量极高的天体，粒子数量庞大的极强高能宇宙射线就是从它们发出来的。
γ射线爆发
宇宙射线从所有方向飞向我们，并无明显的优势方向。在天体物理学中还有另一个现象，也有高能量粒子神秘的从所有方向射向我们。这就是通常在航天器上观测到的一连串强γ射线爆发。这些γ射线的典型能量为1MeV，远低于我们刚才讨论的能量。但据推测，按道理它们可能与宇宙射线有某种联系，尽管这种关系人们至今还不甚了解。
我们在努力寻求对宇宙的了解，宇宙中的事物引导我们发现了许许多多奇特的现象。在认真的观测帮助之下，我们对很多现象有了创新性的理解。随着知识的增加，可能会证明我们的某些浅显的认识只是暂时性的，但起码给人们提供了某种可信的解释。在γ射线爆发的观测研究中，我们对于一个已经熟知有四分之一个世纪之久的现象，至今还没有取得比最初的试用性理论更好的理论解释。事实上，暂时涌现的各种猜测性的理论解释甚至比有待阐明的爆发的个数还要多!或许我们应当想起，科学就假定宇宙多少是以合乎理性的面貌呈现在我们面前这个意义来看，宇宙是可以描述的。
因为我们知道，宇宙中的γ射线往往是宇宙射线在发射源发生的相互作用的结果，所以把γ射线爆发归入了宇宙射线的讨论内容之中。对γ射线爆发的解释可能是揭示宇宙辐射之谜的重要关键。另外，γ射线爆发有一些和宇宙射线类似的纠缠不清的特性。它们都是均匀地来自所有方向，并且它们之间以及与任何其他已知的天体物理过程之间都看不出有什么联系。
对γ射线爆发的观测
原子弹爆炸的特性就是产生短暂而强烈的γ射线爆发。检查是否遵守1963年部分禁试条约的一个有效办法是，由美国军事部门发射维拉(Vela)卫星系列，卫星装备着γ射线检测器构成的检测系统对γ射线的短暂爆发进行监测。令人高兴的是，卫星检测系统对来自空间和来自地球表面的γ射线都同样敏感。可是，又让人遗憾的是，所接收到的爆发分不清是从哪里来的!发现了一些明显具有核爆炸特点的强烈爆发，但是有好些年都没能公诸于众。用比较传统的检测方法在相同时间并没有检测到爆发。
当年在20世纪60年代末期，S·科尔盖特(Stirling Colgate)和他的同事们在新墨西哥州对各种类型超新星爆发的预期的详细过程进行了计算。他们的预言之一是，超新星会产生强烈的γ射线爆发；这似乎是对维拉卫星检测到的现象的可以相信的解释。然而，在卫星检测到的资料中寻找不到任何当时超新星爆发的形迹，即找不到它们之间的相关性。
由于没有现成的解释，就需要从最初的原理出发系统地对爆发现象进行检验。有个更简单的问题是，爆发不一定来自超新星，但是它是否能由一个以上的航天器用符合方法在同一时间测量呢?在科尔盖特和E·泰勒(Edward Teller)［或许人们更熟悉他在作为γ射线源的原子弹中的工作］的鼓舞下，从1969年到1972年，利用从4颗维拉卫星取得的资料进行了这方面的探索。任何一个航天器所检测到的可能爆发率都很低。在整个观测期间，有16次爆发两个航天器同时检测到，有两次爆发四个航天器都检测到了。作为统计性的偶发事件来看符合的机会也太少了。结论必须是，γ射线爆发是宇宙间不断发生的事件，爆发源尚且不能确定，似乎不是超新星。
当前对γ射线爆发的观测研究主要集中在一个实验(爆发和暂现源实验，BATSE)。这个实验是专门为观测研究γ射线爆发设计的。另外，1991年由航天飞机发送的NASA空间飞行器载着康普顿γ射线天文台也对此进行部分的观测研究。这个实验的灵敏度很高，比维拉卫星系统检测到高得多的爆发发生率。爆发完全由γ射线和高能X射线组成。也就是，大多数粒子携带着1MeV左右的能量，很少有能量低于0.05MeV的粒子。尽管在天文台的观测资料中进行了努力搜寻，至今尚未发现爆发的光学对应体。
所检测到的爆发平均发生率粗略地说是每天一次。正像我们说过的那样，爆发是短暂的，一般只持续几秒钟的时间；不过也曾观测到短到3%秒和长到100秒的爆发。引起人们兴趣的一点是，似乎很少有持续2秒钟左右的爆发。可能存在着两种不同类型的爆发，时间短的一种持续时间为1秒钟左右(平均为0.3秒)，时间长的一种持续时间长于3秒钟(平均为20秒)。在这里我们必须得仔细一点，因为如果我们的仪器更灵敏的话很有可能检测到持续时间更长的信号。这是受到1994年2月17日的一次十分强烈的爆发的启发而想到的。那次爆发首次出现持续的时间为180秒钟，但后来发现它的某些效应一直持续显示到10小时后。天文学家往往试图知道观测到的这种现象的精细时间结构。因为我们知道，现象的时间结构可以提供有关源的大小的线索。在爆发持续时间中，曾经见到过时间结构短于0.1%秒的爆发，它提示我们会存在着比300千米还小的发射源。
我们很快就会知道，探测爆发方向的一个精密的方法是，测量信号通过若干颗卫星上检测器的时间。在这个功能上，BATSE和以往的爆发实验大不一样，它只用系统自身的检测器就能把每次爆发的方向以适合要求的精确度确定下来。它是潜在能力很强的设备装置，因为如果当爆发出现时地面各天文台能得到爆发方向的信息的话，就有可能调动光学的、射电的和各种其他的望远镜立即指向天空那个区域进行搜寻，进行对发射源的联合认证。利用BATSE就几乎有可能实现这一过程，但是由于在方向确定上还有相当大的不确定性以及处理数据资料仍需要时间，所以仍然有很大的局限性。在这一目标完全到达之前，可能还需要进行下一阶段的完善化爆发实验，美国正在开发的称做HETE(高能暂现实验)的小型卫星实验，将很快使这个多望远镜实验第一次变得切实可行。
从最早期起，所观测到的爆发就是突然出现的。爆发到达各个特定空间飞行器的时间之间一般保持在1/20秒钟以内。这段保持时间使得我们能用与地面检测器阵列再现大气中宇宙射线簇射方向大体相同的方法找到爆发到达方向。维拉卫星的轨道半径比100000千米(十万公里)稍大些。当爆发出现时，两颗维拉卫星如果恰好位于相距最远的轨道两端，两卫星之间的距离间隔最大，是轨道半径的两倍。γ射线是光线的高能形式，行进的速度是光速——每秒钟30万千米。这就是说γ射线爆发在击中第一颗卫星后最多再有2/3秒就到达了第二颗卫星。当然，这段时间间隔的长短取决于爆发相对于卫星的严格的到达方向和卫星间的距离相隔。由于卫星位置通常知道得很精确，所以利用时间差就能计算爆发源的方向。用这种方法计算出爆发源真实有用的方向最少需要三颗卫星。卫星越多计算的结果越准确。例如，当爆发是从恰好与卫星连线垂直的方向上发射来的，时间差便是零。任何其他方向都将得到最长直到2/3秒的中间时间差，时间差为2/3秒就说明爆发来自两颗卫星连线的方向上。
在只采用三颗卫星的情况下，这项技术显然相当粗糙，但随着时间的流逝，其他空间飞行器上的γ射线检测器也被迫加入搜寻行列，而且其中有些距地球很远，因而是能使某些爆发的方向测定得很准的。例如，刚宣布了爆发被发现不久，维拉空间飞行器和阿波罗16号飞船指令舱就检测到了它。指令舱中的γ射线检测器本来是为了确定月球表面的组成而设置的，但也能检测到任何其他地方来的γ射线。在这件早期事例中，所确定的发射源方向，其定向不确定度约有15°。这样大的方向不确定性很难用来与光学天文照相相比较，但是从它与银河系平面方向有50°的很大角度来看也是一个未来使人担心的征兆，它预示着似乎爆发不是来自我们银河系。如果确实来自银河系，也必定来自很近的厚实的旋臂以内。
我们很快就清楚地认识到，天空确实不存在爆发源出现的主要方向。甚至在早期实验找到的粗略方向之中，也看不出爆发集中围绕在太阳方向上、银河系的大体方向上以及最近的相邻星系方向上的迹象。这个结论的正确性直到20年后仍然没变，它也是天体物理学中的一个重要的神秘不解的事实。
天文学家们已经学会在这样的环境中忍耐。宇宙射线发射源的距离通常已由其时间不长的旅行提供了线索。因为已经知道银河系的实际尺度，也知道与邻近星系间的距离，所以我们知道这段时间小于一个世纪。像脉冲星那样出现发射间歇的情况是很可贵的，脉冲星发出的射电波不断地及时传播出去，并在穿过我们的星系磁场及其中的电离气体时产生旋转。在这种情况下，对射电波的传播和旋转的测量提供了测量脉冲星与地球间的距离的方法(附带地测量了磁场)。几乎从脉冲星的现象刚刚发现时起(奇妙的是几乎和γ射线爆发的发现在同一时间)，射电天文学家就知道关于脉冲星的距离。那样幸运的情况在γ射线爆发中未曾发生过，我们只好被迫采用能找到的办法推测γ射线爆发的距离和有可能的发射源。
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。
