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动，所以我们不可能由到达方向追溯到它的天文发射源。然而，对最高能粒子来说，我们期望它出现显著的不同。运动着的带电粒子在磁场中所经受的弯曲总量与磁场强度和粒子电荷成正比。特别要提到的是，随着粒子能量的增加而弯曲会减少。所以，当我们考察的粒子能量越来越高时，一方面粒子越来越稀少，另一方面它们的运动路经越来越直。确实是这样，我们对火山牧场的数据所期望的东西是，它能显示出宇宙射线集中到达的方向在银河带的方向上。观测结果不是这样，只能理解为这就表明宇宙射线不是起源于我们银河系。总之，相对很少的簇射数，尤其是最高能量粒子的轨道最接近直线，这就意味着任何结论都不很稳固。
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。这个簇射的不平常之处是，在广阔分布着的检测器中检测到了很大数量的簇射粒子。一般典型的簇射只有四五个检测器记录下粒子通过，而这个特别的簇射有15个检测器作出检测记录，粒子数比通常的簇射多得多。对这个单一事件作了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检测到的粒子的能量大100,000倍。林斯利事件的细节情形立刻发表在有声誉的期刊《物理学评论通讯》(1963年)上，并引起了广泛的关注。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。
宇宙射线和微波背景
1965年发现宇宙微波背景之后只过了一年，K·格雷森(Kenneth Greisen)在美国，同时G·扎采品(Georgi Zatsepin)在苏联，就提出来一个对林斯利及其后继者们产生较大影响的新理论。格雷森和扎采品认识到，能量高于约6×10^19eV的宇宙射线质子将要与微波背景遭遇灾难性碰撞，经过每一次这种碰撞，质子就会损失其能量的很大一部分。这两位科学家利用了地球上控制实验中搜集到的有关质子与电磁辐射光子之间产生碰撞的广泛实验数据。
他们是怎样把用适中的质子能量作的实验与最高能量宇宙射线的巨大威力二者联结起来的呢?这里所涉及的基本物理过程我们是很熟悉的，这就是多普勒效应。我们都懂得，急速驶来的火车汽笛声音调会变高。相同的道理，当高度相对论性宇宙射线质子向着微波宇宙背景的低能量长波光子冲去时，质子所见到的光子波长会变短，直到就所涉及的质子看来，微波背景光子转变成γ射线!这种效应被描述为光子的相对论性兰移。这个过程中的碰撞与在通常实验室的实验中所作的激起低能质子向着γ射线粒子撞去的过程，二者是没有区别的。在实验室中这一碰撞的结果就是喷射出包括中微子和π介子的许多基本粒子。质子和γ射线的一些联合能量转化成π介子的质量，π介子有三种(一种带正电，一种带负电，一种不带电)，其质量约为电子的100倍。高能宇宙射线质子与软弱的微波光子间在空间的碰撞也产生相同的π介子和中微子喷射，碰撞会使宇宙射线损失约20%的原始能量。令人感兴趣的是，碰撞中可能发生质子转变成中子的变化。
格雷森和扎采品认识到，这个效应只会从最高能宇宙射线中剥夺能量。只有携带着高于6×10^19eV阈值能量的那些质子才能见到微波光子可以达到产生π介子的充分兰移。只是这些宇宙射线在碰撞中损失能量。所以，只要空间充满宇宙射线，而且大多数都平稳地穿过称作微波光子的辐射海洋的同时，最高能粒子碰到的这同一种辐射就像撞到砖墙上似的。平均来说，一颗这样的宇宙射线粒子每2000万年会遭遇一次碰撞，碰撞会使它损失掉原来能量的20%。假如宇宙射线发射源充分靠近我们，发生这种碰撞不会遇到有没有可能的问题。但是如果发射源离我们非常遥远，比如说比15亿光年还远，这个过程就将意味着，见不到任何高于格雷森扎采品阈值的质子宇宙射线。六七次碰撞将剥夺掉它们的大部分能量。我们现在认为，那些其他元素核的各种宇宙射线粒子在能量达到这样高时，也会遭遇灾难性的相互作用，不过它们是和星光的光子发生碰撞。这些较重宇宙射线粒子的典型平均碰撞时间间隔会比质子2000万年一遇的典型平均时间短些。
把砖墙比作2000万年发生一次的碰撞，这恰当吗?或许并不恰当，但是在宇宙那样庞大的场合中一段2000万光年的距离确实不算什么。天文学家们在比这个距离还远500倍的距离上(100亿光年以外)，也就是在接近可观测宇宙的边上，对类星体作考察。所有这些目标都非常重要。如果我们看见能量为10^20eV左右的宇宙射线，我们就是看到了宇宙中邻近区域(比如说15亿光年以内)获得加速的粒子。因此，林斯利观测到这个最高能量宇宙射线粒子的第一个事例就极其重要。不需要为寻找它的起源而再对整个宇宙进行搜寻，它肯定诞生在我们的"后院"里。
格雷森扎采品效应和其他类似过程的存在，使寻求10^20eV能量的粒子的起源变得更容易同时也更困难。从此我们不需要再到很远处去寻找这种宇宙射线粒子的发射源，我们知道在宇宙的邻近区域也不存在超明亮的类星体型的天体(对发射源的引人入胜的猜测)。所以，我们没有关于类星体怎样把宇宙射线加速到如此巨大能量的理论，似乎是因为发生在虚空的空间中的一种效应，就把类星体的竞赛资格除名了。我们必须继续向不太显著的发射源探索，或许邻近的值得注意的活动星系是最高能宇宙射线的发射源。总而言之，这些粒子必须有个获得巨大加速的场所!
世界各地的巨型阵列
在林斯利的开拓性尝试之后，特别是在火山牧场的意外事例的诱惑下，其他人也打算加入探索活动。从20世纪60年代中期，在英国、苏联和澳大利亚，都采用形形色色的技术筹划和建造了检测阵列。英格兰北部靠近里兹市的哈佛拉公园阵列于1968年建成。它比火山牧场阵列大50%，地面覆盖面积为12平方千米。这个研究组原来是由J·威尔逊(John Wilson)领导的(后来由A·瓦特逊领导)，由包括里兹大学、杜尔罕姆大学、诺廷翰大学和伦敦大学的数所大学联合组成。哈佛拉公园阵列在地面上采用一项新方法来检测空气簇射。他们用设置在阵列中各个不同位置的大水柜代替了塑料闪烁器组成的检测器。总面积为550平方米的检测器排列在缓缓起伏的约克郡山谷，一共使用了600吨水。由于水中行进的近光速粒子能发出契伦科夫光，所以水是一种既廉价又高效的检测材料。
我们早先已经知道，契伦科夫发现带电粒子高速通过介电材料(由分子两侧显出轻微的电失衡的那种分子构成的材料)时，能使介质中的分子发射光子。水和空气都是介电材料。更重要的是，如果在这种材料中，粒子速度超过了光速，介质分子发射的光就会聚集在一起形成强烈的光激波前沿。由于空气簇射中的高能粒子的行进速度接近真空光速，而水中的光速只有真空光速的70%，所以当空气簇射穿过水柜时，其中的水就能放出强烈短暂的契伦科夫闪光。这种浅兰色闪光短到仅有十亿分之二十秒，极灵敏的光电倍增管捕捉到它随即转变成的电脉冲。
威尔逊、瓦特逊及其同事们探讨了契伦科夫效应，成功地建造了光密水柜式检测器，水柜薄薄的镀锌钢壳对高能簇射粒子完全没有阻拦。有人说他们幸运地用了约克郡的纯净水，其中不含任何杂物，否则不但会产生腐蚀，而且在温暖黑暗的环境下会滋生各种微生物。哈佛拉公园阵列整整运行了23年，在1991年关闭阵列的最后时刻在站址上举行的感人的集会上，该实验过去和当时的一大群研究者在此时聚集在一起享用了一种清凉饮料。这饮料既非香槟也不是净化的约克郡淡色啤酒，而是从中央水柜舀出来的23年的陈水!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除去。格雷森在邦纳和一群毕业生的协助下，开始把这些知识派上了很好的用场。他们在1967年建造了真正的第一台蝇眼检测器。
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检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检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检测!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。
蝇眼的犹他州版本
1970年卡西迪迁移到盐湖城，到犹他大学做博士后研究工作。他除了在J·柯费尔(Jack Keuffel)领导的宇宙射线研究组从事他所喜爱的智力活动外，还能参与他毕生感兴趣的各项户外活动，从长跑和徒步走直到滑雪和激流游泳。甚至当前依然经常见到卡西迪在盐湖城大街上进行半局马拉松长跑。在这个摩门教影响很深的州和城市，由于他的幽默感使他保持着清醒的头脑。他对敲门传教的摩门传教士的回应是敬他们一杯啤酒，通过这一行动明确地表示他对来访者的欢迎，他们通常也接受这种祝愿。
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子怎样与检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1972年，卡西迪省悟到，用蝇眼这样的检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1975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，把格雷森检测器的0.5米直径的透镜换成了1.5米直径的曲面反射镜。不过新检测器的特性还与原来的检测器一样，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检测器，共同等待着大型空气簇射的到来。开始有过几次失败，但后来在林斯利的检测器上检测到簇射粒子的同时，实验者们也欣喜地检测到了荧光。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。
最初的犹他州蝇眼检测器采用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，就是检测到一次空气簇射，就像图中画成黑色的象素所显示的那样。
也和检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。在检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。每当蝇眼检测到一次空气簇射，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检测器在正常运作。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，这个检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，他发现检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检测，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1993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检测器平面。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，这两台检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检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。
Akeno(明野)巨型空气簇射阵列
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多个塑料闪烁检测器，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检测器，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，把检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，使得对检测器提供能源和服务变得容易，甚至能把每个检测器都用光纤与中心数据收集站连结起来。AGASA检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?
对最高能宇宙射线我们知道了什么?
进行了30年测量之后，值得注意的一个仍旧未变的情况是，还是没找到最高能粒子到达的显著优势方向。林斯利在火山牧场阵列首先提出这个结果，但是为了进一步证实这个结果许多研究组继续勤奋地工作了二十来年。早年所期望的银河系平面上会成为这种粒子源点燃着的灯塔的那种景像并没有发生。从银河方向来的宇宙射线和从天空任何其他方向来的同样多。换句话说，看来到达方向的各向同性的程度很高。这种局面之所以能引起人们的兴趣正是由于感到它不可理解!如果宇宙射线确实是在我们自己这个星系以内加速到巨大能量的，那么预期在银河方向上就会看到较多事例。这就得设想，宇宙射线在最高能量情况下星系磁场对它的路径作用很弱，它基本上按直线行进。或许我们所掌握的磁场强度是错误的，或者我们关于宇宙射线在其轨道上所带电荷的认识是错误的，我们将要看到这都不大可能。而另一方面，或许这种粒子是由我们星系以外产生的，我们希望在星系间的宇宙空间磁场更弱，这样在粒子通过非常大的距离时，路径应当比较直。然后我们就能预期看到高能粒子从天空所有方向以相同的概率抵达我们这里吗?答案是大概不会如此。
下面的说法肯定没错：假如你用一架威力很大的光学望远镜指向天空的任何部分，你的视野中必然出现星系。它或者是像我们银河系这样的正常星系，或者是强大的射电星系或类星体。这些天体在天空的分布是相当均匀的。假如宇宙射线是从这类天体的一小部分中产生的，我们不是就看见空中任何方向都出现宇宙射线了吗?是的，应该是这样，但是在没有基本微波背景的情况下才会是这样，然而这种大爆炸遗迹却一直存在着。它使我们想起，这种辐射在高能宇宙射线粒子能在宇宙空间行进多远距离上所设置的限制，实际上所设置的是一个很严的限制。据估算高能宇宙射线粒子最远约只能行进3亿光年的距离，而大多数粒子都走不了这样远。我们通过望远镜所看到的大部分星系都比这一距离更远，而邻近我们的星系在天空的排列分布明显成团成群很不均匀。我们一直没能见到成群宇宙射线抵达方向的类似分布，这一事实似乎结束了简单的银河系外起源模型。看起来似乎是，无论银河系起源还是银河系外星系起源，这类简单设想的模型都回答不了宇宙射线起源的完整过程。最大可能是，两种起源的混合才是起源的真实情景，确实各种观测实验结果也都支持宇宙射线的混合起源理论。
我们在前面看到，多年进行基本测量实验的成果之一是取得了宇宙射线能谱。该能谱标志着在每个能量数值上测量到的宇宙射线相对数量，从能谱上看到随能量数值增大宇宙射线粒子数目急速减少。当能量按因数10增大时，高过那个能量后宇宙射线的数量约按因数100减少。在很宽的能量范围内从丰富的低能量宇宙射线一直到能量再高1000万倍的宇宙射线，这个拇指规律都极为准确。另一个表述的说法是这个能谱曲线图显然平淡无奇，只是在我们熟知的平滑能谱上出现轻微的偏离。在各种巨型阵列以及蝇眼所测量的能量范围，在3×10^18eV左右能谱的外形特征是斜率有显著变化。这一能量以上能谱曲线下降趋于缓慢。其外形已知像"踝"的样子。所有观测实验都测量出这个同样的形状。但这段位置的最优秀图像是蝇眼研究组于1993年在其观测研究结果中公布的，其中发表了以立体观测模式汇集的详细数据。
