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。�