关于到达地球的宇宙射线，我们知道得很多。我们寻求这些信息来了解宇宙射线在自然界中是如何产生的。在这一章中，将研究已经充分测量并被普遍接受的宇宙射线的特征。这些特征是，初级宇宙线粒子的组成(是质子氢核，氧核，铁核，还是别的什么？)，它们的能量以及不同能量的宇宙射线的相对数量，它们到达我们的速度和方式。这些特征很难观察到，因为必须测量单个粒子，而粒子的到达时间和方向是不可预测的。因此，只能获得对粒子特性的一般了解。但我们最了解低能宇宙线的特性，因为低能宇宙线的粒子非常丰富，可以被太空中的探测器直接测量到。
宇宙射线的方向受到磁场的影响。在较低能量的宇宙线范围内，地球磁场和太阳风层磁场的影响最大。上面大约10^11eV的能量范围包括银河系的磁场。宇宙射线在磁场中沿着一条大螺旋路径行进，随着能量的增加，偏差逐渐减小。螺旋的尺度随着宇宙线能量的增加而增加，随着粒子电荷的增加而减少。对于宇宙射线能量超过10^15eV的粒子，螺旋尺度开始接近我们银河系的尺度。低于这个能量，我们有理由相信，粒子会在银河系中疯狂地游荡很长一段时间。很容易认为他们在此期间被困在星系中。这非常有助于了解需要多长时间，我们认为可以计算它们的寿命。在更高的能量范围内，我们推测宇宙射线离开银河系的速度相当快，它们的方向不像较低能量粒子那样混乱。
撇开这些不谈，这个能谱可以用来计算宇宙射线的能量密度。能量密度是从理论上理解宇宙线的重要参数。它能告诉我们，在宇宙中任何一个被研究的地方，每单位体积有多少能量。例如，我们银河系中所有能量高于10 ^ 9 ev(10 ^ 9 ev是直接观测的下限)的宇宙射线，其能量密度约为每立方厘米1电子伏。这个值和我们银河系的星光能量密度几乎完全一样，也和我们银河系的磁场能量密度几乎完全一样。尤其值得关注的是，三者的价值观是否一致，还需要进一步的研究和认识。我们经常说，这里的能量是平均分配的。我们对此有一个很好的解释。宇宙射线在强磁场中四处反弹不断获得磁场能量，所以才会产生这个结果。涉及这个数字的另一个不寻常的情况是，它在某种意义上是人为的。它恰好在能量谱的较低能量处，在那里我们对其细节中发生的事情知之甚少。所以人们试图猜测在不可观测的低能区会发生什么。如果宇宙线能谱强度随着能量的降低而降低，那么我们之前的估计可能是正确的。
如果只向后扩展而不改变直线的话，推测会发生什么是令人困惑的。这时，我们应该认识到两种形式的能量。在这种情况下，动能密度大大增加，但不明显。非常有趣但不令人震惊。但是，如果我们记住质量也有能量，事情就会给人留下深刻的印象。我们知道，质子的静止质量是10^9eV，所以每个能量较低的单个粒子携带的能量相等。就如此陡峭的能谱而言，随着能谱进一步扩展到低能，能量(或质量)密度迅速变得非常大。从对我们银河系自转模式的研究中，我们知道它包含的物质比我们的观测所能证明的要多得多。我们从低能宇宙射线的能谱推断，也许在这里可以找到足够的物质，对银河系的自转做出合理的解释。如果把猜测推到更低的能量，就会有足够的能量影响宇宙的演化。我们称之为“热暗物质计划”。我们需要找出这个公式有什么问题。
对宇宙线能谱的仔细研究表明，能谱在10^15eV周围开始变陡，然后在达到10.18 eV以上时变平。在人工去除了能谱中所有陡峭的部分后，整张图片就被突出显示出来了。所以我看到它的形状像膝盖和脚踝。
能量刚刚超过10^9eV的宇宙射线不能深入大气层，因此在地面上研究它们并不容易。但由于其数量庞大，使用卫星进行探测较为理想。因为核物理技术的发展对这个能量范围的宇宙线研究非常有利，所以从太空直接观测这种粒子很方便。从太空探索的早期开始，这种观测就是航天器的主要任务之一。当粒子通过探测器时会发生什么取决于它的成分(静止质量和电荷)、物理特性和能量。如果使用两种或多种不同类型的检测器进行测量，则可以分离具有不同成分和能量的粒子的不同效应，并且可以明确地确认这些具有不同性质的粒子。在太空中，我们可以实现对中能粒子的探测，可以识别很多单个宇宙线粒子的成分，甚至可以识别探测到哪些元素的同位素。当粒子能量较高时，随着粒子穿透能力的增强和有效粒子数的急剧减少，使用这种测量方法变得更加困难。
自然要调查低能宇宙射线中存在什么样的核粒子，我们也会问调查结果是否与预期相符。它们是一些熟悉的元素：氢、氦和碳等原子中的完整原子核。总的来说，发现它们的比例(即丰度)与我们太阳系所含这些元素的比例大致相同。但是仍然有显著的差异可以让我们洞察这些粒子的起源。
最明显的差异出现在原子序数为3、4和5的元素中(锂、铍和硼)。在元素周期表中，它们非常靠近表的开头(紧接在氢和氦之后)。因此，它们必然会与‘轻’核聚集在一起。然而，我们知道这些轻原子核在宇宙中很难找到。每个都只有氢或氦。
的含量的十亿分之一或者还要少。当我们考察宇宙射线时，却发现轻核大量存在，数量要比预期的大到10万倍。另外，刚刚越过元素周期表中这几种轻元素之后，其他元素原子核就回到了应有的丰度，这种情况着实令人惊奇。初看似乎是，由于某种特殊原因，宇宙射线源的物质除了锂、铍和硼元素更多外，其构成与宇宙其他地方的物质构成基本相同。这样的解释不能让人信服，我们希望找到这些额外元素的另外的来源。最可信的答案似乎是，大多数轻核并不是从宇宙射线发射源发出的。我们知道，宇宙射线从发射源发出后通过银河系时需要经过漫长而扭曲的路程才能抵达我们这里。我们还知道，我们银河系的构成是在巨大数量的恒星间还有稀薄的气体。这种气体极其稀簿，每立方厘米只有约1粒原子，或许认为是极好的真空更恰当。但是对于在星际介质中永世行进的宇宙射线粒子来说，它就像是核相互作用的靶子一样。在高能核击中其他核构成的靶之后，很可能双双分裂成更小的碎片。因为把核结合在一起的力具有以百万电子伏计的能量，这要比宇宙射线的能量小1000倍，所以对能量在10^10eV左右的宇宙射线粒子来说，就会发生这种情况。像碳、氧和氮这样的较丰富的更重些的核，具有很丰富的轻核质量的两倍以上，它们碎裂后的自然倾向就是变成轻核和其他物质碎片。所以，我们认为那些轻核是一些次级粒子，是其他宇宙射线在发射源与我们之间的路途中产生出来的，这个过程叫做散裂。
如果我们对散裂过程能深入了解，就能对宇宙射线从发射源到我们这里平均走过多长的旅程作出估计。我们还需要把星际气体中有多少靶原子以及核反应如何发生等事情搞清楚。有一个问题我们必须认可：需要假定宇宙射线穿过的银河系区域的星际气体相当均匀。因为我们知道，在银河系中强磁场区与气体密度较高的区域有联系，而且宇宙射线的路径取决于这些相同磁场，所以上述假定不见得适宜。理清其中种种关系并非易事，因此先来探寻路途中遭遇到多少物质。答案是其总量相当于数厘米厚的水。看来物质不能算多，但是如果星际介质的密度以每立方厘米多少原子个数计的话，就相当于非常远的距离(或很长的旅行时间)。这样推算，一个典型的宇宙射线粒子(能量为10^9eV的若干倍)在我们银河系中已有几百万年的寿命。
实际上这里有了一种核查这个寿命值的方法，因为我们对这种能量较低的宇宙射线的组成已掌握了详尽的信息，使这种核查成为可能。铍10是一种半衰期为160万年的放射性核。这就是说，原来有一定数量的铍10核，160万年以后就只剩下原来数量的一半。另一半已经自发地分裂成其他核。对任何一个特定核衰变过程不能预测，这是对于所研究的许多核的平均效果。再过160万年之后，所剩下的核又有一半衰变掉。这样一来，我们就能通过对宇宙射线中观测到的铍10核数量的测定，来估算出尚未经受衰变过程前总共有多少铍10核(这里必定会考虑到上述铍的产生过程)，于是就能把衰变掉那样多数量的铍核所需要用去的时间估算出来。估算出来的这个时间值比前面从丰度比率的考虑所获得的值大出若干倍。我们假定，宇宙射线核实际上就是旅行了更长的时间，多用去的时间都消耗在那些因靶核过少而未曾产生散裂的地方了。所以，看来好像是宇宙射线因某种过程已从银河系中气体最多的区域排斥出去，或者更可能是，宇宙射线在气体原子密度很低但仍然存在磁场的银河系圆盘外面耗费掉不少时光。
有关宇宙射线通过我们银河系时在旅途中呈现的情景，是根据特定能量(若干GeV)的宇宙射线推测的。我们发现，随着宇宙射线能量的增加，取得的推测结果逐渐改变。当我们探求宇宙射线所穿过的吸收物的厚度时，随着能量的增加所得到的厚度值在减小。银河系对控制高能宇宙射线似乎变得软弱无力。把银河系当成"泄漏箱"的想法，对说明整个测量结果很有效。
最好有一个研究整个银河系中宇宙射线分布的方法。有些观测虽然困难但使这个想法成为可能，不过对观测的解释有赖于大量计算机模拟。我们知道，宇宙射线粒子同遍布银河系的弥漫气体发生相互作用，许多相互作用的结果之一是产生γ射线。所产生的γ射线沿着直线前进。NASA发射的康普顿γ射线天文台(CGRO)及其前驱COSB这类空间飞船上的仪器就能检测到这种γ射线。不出所料，这种γ射线在整个天空的分布显示了银河系的大体结构，支持我们关于宇宙射线起源的总体想法。
在计算机模拟中，为了产生γ射线，就必须有星系气体与宇宙射线。我们的计算机模型采用星系中气体分布的最好信息数据，对宇宙射线的分布设定各种假设(模型)，并利用观测到的γ射线行进方向，进行了计算机计算模拟。结果证明，实际上宇宙射线强度随着距银河系中心区的距离增大而逐渐减弱，所以我们原来认为的大部分低能宇宙射线起源于星系中的天体的想法，得到进一步支持。
我们得到的结论是，从低、中能宇宙射线的特性来看，它们起源于我们银河系以内的主要天体。情况随着能量进一步增加有所改变，粒子在星系平面附近逗留时间较少。那么，随着能量的增大到底发生了什么改变呢?
随着能量的增大宇宙射线质量的测量越来越困难。"日美合作乳胶实验"(JACEE)的联合高空气球实验结果，提供了能量高达10^15eV的有价值的重要资料。这项实验是在高空气球浮升到含量不到0.5%的大气顶层进行的。得到的结论是，虽然大气效应仍待改正，这里能不受影响地在大气中观测到宇宙射线。JACEE实验是由日本、美国和波兰研究人员协作进行的，一系列的长期气球飞行已经积累了大量数据。基本实验由检测宇宙射线、测定其电荷和能量等几项工作组成。由于能够进行研究的能量范围宽，所以这些测量特别重要。因为检测系统非常庞大，检测器能在多次飞行中反复利用，所以观测的时间也很长。实验采用大面积和长时间就意味着，宇宙射线粒子虽然稀少，却可以检测到相当数量的高能宇宙射线。
JACEE实验明确指出，较重核(沿元素排序稍后的核)的比例随着能量的增大而增加。如果我们将这一结果的趋势作进一步扩展，就会出现一个令我们感兴趣的提示，在宇宙射线能谱中膝部附近的能量(能量约为10^15eV的若干倍)中，重核可能是主要的成分。这与宇宙整体丰度以氢与氦占突出地位的情况完全相反。
可以在10^15eV能量附近对上述组成的提示进行验证吗?原则上当然可以，但实验中出现的困难问题令人胆怯。最近，对此进行了尝试，但是没能取得明确答案。困难在于随着能量增加而粒子数量猛减，也涉及到增大了的贯穿本领。在能量约为10^15eV时，宇宙射线到达的比率仅为每平方米每年约100个。这对于最大也只有几平方米面积的气球和卫星实验来说显然极为困难。特别是，粒子能量的确定通常依赖于在检测器中吸收粒子的大部分能量，对于能量如此大的粒子，每平方厘米检测器面积就要求1千克的吸收物质。于是，一平方米的检测器将需要有10吨吸收物质的质量，这对于作为卫星或气球飞行的负载(尽管苏联早期的实验达到过)来说就过于昂贵了。我们所知道的保持最佳记录的发射观测是，对这些粒子所产生的广延空气簇射级联的研究，目的是用间接的方法检测初级粒子质量和级联能量。
把簇射中初级粒子产生了多少粒子测量出来，就有可能确定初级宇宙射线的能量。因测量远在10千米外的单个核的质量纯属尝试，所以确定初级粒子质量更加困难。通常使用的技术是，对大气中簇射的发展细节进行研究，重要的是找到簇射粒子数达到最大值时的大气层深度(厚度)。这是艰巨的测量工作，也是理论工作，这有赖于对这一能量上粒子物理学的理论性理解，同时与能量确定也有相互联系。实验测量由两个数量决定，而这两个数量各自又不独立的情况下，就好像陷入许多微妙的圈套中似的。
总的概念是大质量核(物理学专门术语说成"有较大截面")比轻核(或质子)大些，所以在通过大气时相互作用产生得较早。另外，比较重的核碎裂所形成的级联展开得更快些。这些效应结合起来的结果是，重核初级粒子产生的级联与质子或轻核所引发的级联相比较，前者在较高的高度上达到最大展开。二者的差别可以大到整个大气厚度的1/10。有人可能觉得这个差异容易识别，其实不然。
实际情况是，能量为10^15eV附近的粒子级联虽然确实包含着许多粒子(多达几十万个)，但在不同组成间作出确切的选择时所必需的测量过于精细。有些测量有可能进行。当测量问题开始变得重要时，首先开展的一项流行的测量方法是，簇射抵达地面时测定μ子数对其他粒子数(主要是电磁成分)的比率。μ子数对簇射达到极大时的高度并不具有特别强的依赖关系，但是由于电磁组分衰减很快，所以展开得较早的簇射抵达地面时大量电磁成分已经衰变掉。于是就会出现这样的结果：铁核引发的簇射中μ子数与电磁粒子数的比率竟会大于后来才发生的质子簇射。原理虽然很好，但通常没有足够的μ子。在这个能量附近，簇射中μ子数对其他粒子数的典型比率为1∶10，它们也许会弥漫分布在100000平方米的面积上。这样抵达地面的μ子可能只有10000个，因为稀少所以相互间离得很远。对它们作实验测量需要许多大面积的昂贵检测器。
另一项可供选择的更诱人的技术是，利用簇射所产生的向前直进的契伦科夫光直接测量簇射最大值在观测者上方的高度。这既可以通过在地面上测量光的扩展来完成(簇射从高处展开比从低处展开其契伦科夫光的第一级近似值更大)，也可以通过测量光脉冲的时间延续来完成(晚发生的空气簇射会出观长时间延续，这需要进一步说明)。这项技术从理论上看也很完善，但作进一步详细说明就会引起很大问题。
采用所有的空气簇射测量技术所遭遇的基本困难是，具有相等能量的两个相同粒子所引发的两个簇射，会以完全同样的方式显现很不一样的发展演变式样。平均说来，我们期望它们有相同的发展式样，但是簇射的发展演变是通过一些统计性的决定过程发生的，而且在发展过程中还会出现巨大的涨落。只要考虑一下首次相互作用就清楚了。假定平均说来质子相互作用后能通过1/10的大气厚度，而重核相互作用后能通过1/30的大气厚度，二者差别是很大的。但是另一方面，一个质子在特定时机会轻易地与大气顶部的空气核发生相互作用，甚至比重核发生相互作用的平均时间还要早。有时重核也能坚持行进到相互作用平均路程的三倍才有适当的机会发生相互作用，这种情况又很像质子。意思是说，在测量中必须清醒地意识到存在着涨落效应。这说明实际情况是很难对付的。
似乎从技术上看很琐碎，但首先遇到的是要解决仅仅与检测簇射有联系的根本问题。一个空气簇射检测阵列对抵达地面的粒子才能响应。因为损耗的减少，到大气深处展开的簇射在地面高度上会比预期的平均情况下包含着更多的粒子。而较早展开的簇射，相应包含的粒子较少。设想有一典型粒子混合物到达大气顶部，在地面的高度上由响应粒子数的检测系统进行检测。平均来看，轻核在所经大气的1/10深度上发生相互作用，但是能一直拖延直到这段路程的3倍之远，抵达全部大气的约1/3深度处。在这种情况下(重核不可能出现这种情况)，对于簇射最大值粒子数目相同的簇射(即能量相同)，轻核簇射在海平面高度上将有多出5倍到10倍的粒子，于是将能检测到更多的粒子。
更坏的情况是，能量相同的两个质子有的能检测到，有的检测不到，这要取决于一个簇射在大气中的展开是否随机碰上涨落到比另一个更低的机会，反之亦然。这样导致的效应称做触发偏离，空气簇射阵列在其中作出簇射选择，形成复杂和有偏离的簇射混合物记录。在初级宇宙射线中的相同质子和铁核混合物的情况下，阵列检测到的大多数低能簇射，实际上是因为质子具有比其真正平均值更接近地面的簇射最大值平均深度而取得的。这就说明为什么，虽然在中等能量上已经作过许多测量尝试，而能谱的膝附近的组成仍然是争论的主题。
为什么组成就像我们发现的那样
低能量实验提出，能谱在膝的位置上重核占主要地位，尽管如此，至今仍不能确定无疑地认可。如果这种推测是正确的，那个结果合理吗?从表面上看，尽管仍有些令人困惑的细节引起注意，但答案是正确的。基本想法是要通过单一的概念或模型对能谱变陡和组成的改变作出解释。
我们银河系中弥漫着磁场，带电的宇宙射线粒子受磁场的束缚和限制只能在星系内慢慢从发射源运动到边缘处，然后消失到星系际空间。宇宙射线粒子的运动过程主要是在星系旋臂的磁场中进行的，在磁场中粒子沿着螺旋状路径行进。星系中的磁场也和旋臂同样具有环绕星系中心的总体结构。星系磁场正好与旋臂一致。然而，由于这种磁场经过超新星和星系转动的数千年的扭曲，已经形成了许许多多迂回曲折的被严重扭曲的磁场结构。所产生的结果是，虽然磁力线本身仍然是连续的，一般并不从星系出去也不进来，但是宇宙射线却能慢慢地从一条磁力线运动到另一条磁力线，特别是在磁场迂回曲折的地方更是如此。于是，宇宙射线不可避免地逐步行进到星系的边缘地带，最后消失在宇宙空间。
这一过程发生的速率取决于宇宙射线在磁场中会碰上多少剧烈曲折。那么，我们所说的剧烈曲折是什么意思呢?粗略地说，可以设想成所指的是，磁力线迂回弯曲的距离小于宇宙射线沿螺旋路径完成一圈走过的距离(称为拉莫半径)。在这种情况下，宇宙射线的路径会失去所依附的特定磁力线，而在磁力线间迂回。拉莫半径随着宇宙射线粒子能量的增加而增大，所以具有大拉莫半径路径的高能粒子将遭遇更多的磁力线剧烈曲折。于是，高能粒子比低能量粒子倾向于更快地脱离星系，所以在任何时间星系中的高能宇宙射线总数目都比低能量宇宙射线要少。用这个模型就能说明，在能谱膝的位置以上高能宇宙射线的数目为什么比假如低能谱无限延伸所显示的数目少。
宇宙射线的带电性或组成是什么样的呢?带电荷少的粒子(轻核)在通过星系磁场的运动中具有大的拉莫半径。半径大小与电荷多少成反比，铁核的拉莫半径只有相同能量质子拉莫半径的1/26。按前述推论，质子宇宙射线从星系消失时携带的能量要比铁核携带的能量低些。所产生的结果可能是，从远低于膝的地方开始，宇宙射线轻核数逐渐不断地减少，直到膝的位置轻核已全部消失。就这样，随着宇宙射线能量的增大，在观测到的组分中比膝低处出现逐步改变，到了膝的位置变成几乎全部是重核――恰好就像JACEE实验所提示的那样。
请注意，宇宙射线的组成，在不论什么源处都不需要改变。宇宙射线正是在星系中经历一段相当长的时期达到一定数目的，而对高荷电重核来说，这段时间倾向于更长些。
这个模型的问题出在对详尽观测数据的拟合上，因为铁核路径的曲率半径要比同样能量质子路径的曲率半径小26倍，并且对于给定的核来说其半径本身正比于能量，于是我们预料在比"质子膝"能量高出26倍的地方会出现一个"铁膝"。在两者之间，还会出现电荷在1到26之间所有粒子的各种"膝"。如果所有粒子的发射源都相同，我们就能充满信心地预告出能谱详尽形状和组分的逐步改变。但这个模型似乎还不能在这样的细致水平上正确地工作。观测到的膝具有不正确的结构，它似乎太陡峭，在能量上没有延伸到26倍的地方。
就这样，正当我们起劲地工作时，遇到了挫折。对于膝的起源仍然得不到令人信服的答案。我们觉得我们的道理是正确的，所遵循的物理概念既直接了当又必须依从，但大自然比我们的愿望和目标要错综复杂得多。当然，我们还没有找出能量远高于膝的宇宙射线是从哪里发出的问题。流行的看法是，它们起源于星系以外的宇宙，但是目前还没办法充满信心地确认出这个场所。
宇宙射线到达的方向
我们知道，宇宙射线带有电荷，不能在充满磁场的银河系中直线行进。射电天文学家也在星系际空间检测到了磁场。这些磁场使宇宙射线的行进方向发生偏斜，于是逐渐失掉了起源时的发出方向，或许最高能量宇宙射线除外(偏离的方向最小)。它们仍然可能保留一些原来方向，但由于磁场的作用而扩展到天空广阔的区域。我们发现，宇宙射线的方向效应很少引起惊奇，整个天空的宇宙射线亮度是相当均匀的，偏离几乎总是小于1%并时常小于01%。这一点点偏离也不可预料，所以对它的研究非常重要，又很困难。如果大自然为我们提供的宇宙射线源在我们银河系以内，它们的飞行方向为何能扩散得如此严重，以至在抵达我们地球时比光线从一张高质量白纸上反射出来还要均匀?
有一种解释说，宇宙射线充满我们银河系，或许充满整个宇宙。作为初步猜测，我们想像宇宙射线的平均特性(每立方米包含的粒子数等)是经过长时期充分混合的结果。例如，我们不能期望星系中周期性地把宇宙射线充满然后移空。另一方面，星系很可能类似充满空气的密闭房间。房间里的气体分子全部以很高的速度向任意方向运动，平均起来没有特定运动或方向。充满空气的密闭房间对空气分子来说辨认不出任何特定的到达方向。分子均匀地从所有方向到来，也就是各向同性地飞来。宇宙射线物理学家往往从各向同性中寻找偏离；他们寻找所谓的非各向同性。
在这个房间里，我们不会从任何特定方向感受到过剩的压力。我们在空气中挥动手掌，假定手上有压强传感器，就会测出从挥动的前方到后方，空气压力的整个变化。如果使传感器绕手掌转一周，就会测到压力从高到低再到高的一周变化。这样我们就确实能检测出空气分子到达我们的运动手掌的特定方向，这里的最高压力方向不过是一个非常普通的方向，是由围绕手掌一周的压力变化规定的。为什么在这个方向上压力最大?这是由于压力所测量的是给定时间内分子撞击我们手掌的次数，当手掌在空气中运动时前方撞击次数增加的缘故。手掌后方表面在运动时总是由空气分子离去，分子在跟随的过程中往往有的跟不上。因此这里的压力较小。用宇宙射线的术语来说，就是在最高压力方向上存在着非各向同性。
宇宙射线的非各向同性是怎么回事呢?原来，宇宙中的一切都处在运动中。我们的地球正环绕着太阳在轨道上作高速旅行。而太阳围绕着我们的银河系以更高的速度运转，而且银河系本身也在宇宙中作着穿越其他星系的运动。我们有理由预料到宇宙射线将会出现某种与这些运动相联系的非各向同性。问题是这种非各向同性究竟有多么大?
这种特定形式的非各向同性称为康普顿盖亭效应。宇宙射线综合非各向同性的预期值取决于运动天体穿过宇宙射线本身总质量的速度。其实际的技术值还多少取决于宇宙射线能谱的形式。我们的太阳系在银河系中的运动速度是约每秒钟200千米，在宇宙射线强度最强与最弱之间造成的预期差约为0.1%。令人失望的是，尽管当前精密的实验在灵敏度上已经达到了这一水准，甚至我们也相信这一差值必定在某种水平上存在，但还是未能使人们信服的观测到康普顿盖亭效应。
去寻找另一个效应也是一件重要的事。许多在我们的星系中起源的宇宙射线，无疑会不断漫游(漫射)到星系际空间。这一过程很像在我们的充满空气分子的密闭的房间中有一股气流。平均地说，预期其中有的会在由磁场引导追随星系旋臂向外运动的旅途中由我们这里经过。
在低能区我们曾观测到过这个效应，但所取得的对各向同性的背离远小于1%。由于这项实验中所包含的过程是统计性的，而统计性变化必须由平均得到，所以这个测量要求记录大量宇宙射线。这个效应很小，需要很大的数据组作统计平均。我们知道要想取得0.1%水平的有效结果，就必须要有数目巨大的民意投票者，需要观测到大量的宇宙射线的道理与此完全相同。如此巨大的事件数量要求，只有低能区宇宙射线才能满足，较高能量区出现什么情况只能靠推测了。例如，我们期望在能谱的膝附近会发生某些基本改变，也曾希望这些改变能导致可观测到的非各向同性。可是，我们的实验至今未能达到测出这一效应的灵敏度在最高能量区，确实应该有一种效应存在，但除了有一项令人感兴趣的结果留待稍后讨论之外，当前的观测证明是不成功的，以至我们有一千个理由怀疑我们对高能宇宙事物的现有理解。
不可思议的是，又有一种天体物理现象，γ射线爆发，也向我们提出了同宇宙射线起源的方向问题几乎相同的问题。让我们倍感兴趣的是，据猜测它们之间很可能有联系。下一章我们将对此进行讨论。
