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不像是太阳。
到那时，对自然放射性已进行了广泛的研究，然而对于产生这种现象的核过程还不完全理解。正在蒙特利尔（Montreal）工作的卢瑟福勋爵（LordRutherford）建立起辐射分三大类的观念。一类是α粒子，现在知道它们是高速氦核；一类是β粒子，它们是电子或人为产生的阴极射线；另一类是γ射线，它们是与光线或X射线基本性质相同的高能〃光子〃，但是能量更大。这些辐射形式各有各的特性。α粒子飞驰的距离很短，β粒子贯穿能力强些，而γ射线是到目前穿透力最强的射线。黑斯立刻意识到，致电离成分中有γ射线，因为如果辐射来自空间的话，必需穿透好几公里地球大气。当时知道只有γ射线能有这样大的本领。我们将要知道，这一观点实际上并不正确。然而在当时，黑斯和其他任何人还搞不清楚原因。
在黑斯的冒险气球飞行实验之后，物理学家W·考尔赫斯特（Werner Kolhorster）又进行了更大胆的气球飞行实验。为了研究放射性，他继续发展沃尔夫电离室。1913年和1914年正当他二十几岁精力旺盛时，进行了一连串的气球升空试验。考尔赫斯特到达了9300米的高度，类似珠穆朗玛峰的高度，或者说是喷气客机巡航的高度。在这个高度上，测到的辐射致电离效应比地面上高出50倍。1930年，考尔赫斯特在波茨坦（Potsdam）创建了专门研究宇宙射线的第一个研究所。
黑斯和考尔赫斯特所取得的观测结果（高度升高则辐射水准增大）清清楚楚地表明，辐射的源泉在地球环境以外。直到那时，天文学依然对回答这个问题束手无策。
这种辐射穿过大气的方式还不清楚。只是注意到随着高度升高辐射增强，但是找出辐射强度如何变化却非常困难。初期的观念是，因在大气层中穿过的厚度越来越深，而使得宇宙γ射线强度只会逐渐减小，但后来证明这个看法是错误的。我们现已认识到，在很高的高度上的绝大部分粒子根本不是γ射线，显然出现那样的错误观点就难以避免。这表明出路依赖于几方面的突破。其中之一是必需对辐射穿过地球时其强度如何随高度、压强和其他参数发生变化进行研究。我们即将看到，能让研究者观测到个别辐射粒子的一项新仪器的开发，导致另一个科研领域的巨大进步。
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□ ＇澳＇罗杰·柯莱等/著 车宝印/译
第二章 理解宇宙射线的新技术
20世纪初，科学研究是很艰苦的。实验科学家不得不用手记录大量试验数据，或许还得从米制刻度盘或照相底片上读出数字记录。时至今日，这类数据搜集和分析工作，当然已改由电子仪器和计算机代劳。在宇宙射线的研究领域，这一革新是在同新的核物理科学携手并进中实现的。
在威尔逊、黑斯、考尔赫斯特和他们的同事们从事实验时，主要测量仪器是金箔验电器和改进后的沃尔夫电离室。就是利用这种简陋的仪器，他们证实了确定无疑的事实：认识到我们周围的空气持续不断地在低水准上被电离，从而说明了带电物体漏电的原因。
但是要想对这种效应进行更精确的定量测量，就需要采用新的工具。最重要的新工具之一，是由在曼彻斯特（Manchester）的卢瑟福实验室工作的德国物理学家汉斯·盖革（Hans Geiger）设计出来的。1918年，他研制出一台每当粒子穿过它时就咔哒作响的仪器。当今，在公众的心目中盖革计数器已成为辐射测量的同义语。当时，在推进辐射测量工作上做出很大成绩的威尔逊，正在从事改进另一种实验设备的工作。这台设备对粒子物理学的研究也具有极大的重要性。他研制的这台仪器能把单个电离粒子的轨迹真实地记录下来。这便是著名的云雾室，几年后又发展出气泡室。这样一些仪器设备，同电子计数技术一起，为后来的半个世纪完全革新了粒子物理学的研究手段。
20世纪20年代——巩固时期
20世纪20年代，随着空气电离即是问题的关键这一新基本概念的落实，人们对研究宇宙辐射的兴趣猛增。近来发现，来自核蜕变的辐射，也似乎来源于空间。整个欧洲都在研究这种新辐射，北美的兴趣也很强不久就承认了某些基本结果，但是理解得却不怎样快。广泛深入的气球观测表明，令人惊奇的是，存在着一个辐射能达到最大数值的高度，但这一高度并不是大气的顶部。假如辐射是从地球以外射进来的，这个事实就难以理解。人们预期，地球大气层会以递增的方式吸收辐射，而不会是先贡献而后再吸收。
有一段时间，设想大气高层必定含有放射性源，但后来清楚了，这种辐射与来自放射性的辐射并不相同，因为穿透力强得多。在很深的湖面和冰川下面这种辐射也能达到。在隧道中进行测量也表明，虽然强度大为减弱，但岩层下面相当深处还能找到它的踪迹。甚至来自地下天然放射性的贯穿能力最强的γ射线，也还是远远赶不上这种辐射的强大穿透能力。到了1925年，大多数科学家都已明白了，这一辐射现象的起源确实是在地球以外，于是有影响的美国物理学家密立根（R。A。Millikan）给它选定了一个这样的名字——宇宙射线。密立根由于作了测定电子电荷的油滴实验而非常著名，那时仍然认为宇宙射线是具有很高能量的γ射线，它是当时所知道的贯穿力最强的粒子。
这种观点很快就变得站不住脚了。γ射线同光线一样直线行进。假如宇宙射线就是γ射线，假如这种射线是我们银河系中产生的，天空就会出现宇宙射线强度很强的区域，就像有一个明亮的用可见光看到的银河一样。1926年在南美进行的测量表明，无论银河当空与否宇宙辐射的强度均无差别。
对宇宙射线电离强度在地球上空如何变化的仔细测量，推进了对宇宙射线进一步的了解。这种微小变化不是由于天空星象视角有什么不同，而是与地球磁场有关。磁场对γ射线不产生影响但对带电粒子却起作用。大约这时人们认识了极光（在靠近南北极的地方天空有时出现的美丽彩色光幕）是由于来自太阳的高能粒子穿入大气而形成的。地球磁场把这些带电粒子的进程改变成复杂的路径，最终轰击大气产生光辉。
南北极附近是地球磁力线向下弯曲进入地球的地方，极光主要出现在地球磁场附近的天空。带电粒子的路径很难跨越磁力线的方向，宇宙射线势必跟随其后。所以，赤道附近必须横穿许多水平磁力线之处，只有少数粒子抵达地球上。两极附近，磁力线几乎竖直上下，粒子容易沿着磁力线进入大气，于是导致大气分子发出光辉形成极光。如果粒子能量极高，则很少借助于磁力线，并且在离极地更远的地方就能看见极光。就这样，根据地球磁场的知识，加上对极光的观测，我们几乎能直接对来自太阳的极光粒子能量进行测算。同样认识到，根据宇宙射线强度随着离极地距离不同而产生的变化，应该得到有关宇宙射线粒子能量的信息。
但对纬度效应的测量并不容易。20世纪20年代所使用的电离室灵敏度已相当高，但是这项实验必需把电离室海运到很远的地方。要做到测量时仍然保持校准的精确度确实是一种挑战。荷兰科学家克莱（J。Clay）到东印度做过测量后，于20世纪20年代末首次报告了观测结果。20世纪30年代初继续进行了更复杂的测量。在海平面的高度上，从中纬度到赤道宇宙射线的强度下降了6％；更高的高度上这个效应更显著。宇宙射线中包含着来自地球磁场以外的带电粒子，这在当今已毫无疑义。但这一效应的特别巨大仍然使人们惊奇。宇宙射线强度随着离极地距离不同而变化，这一效应同全部辐射都采取带电粒子的形式符合一致，而不是仅仅对γ射线成分的微小补充。
对宇宙射线中带电粒子和γ射线的相对数的测定，能给出对该效应的进一步检验。因为我们知道地球磁场的极性（〃南〃极在北，〃北〃极在南），所以能预先指出射入的带电粒子如何偏转。自然还有赖于粒子带正电还是带负电。检验的办法是看从西边射来的宇宙射线多还是从东边射来的宇宙射线多（观测是在赤道附近进行的）。这一〃东西效应〃是分别由比利时的乔治·勒梅特（Georges Lemaitre）（可能当今人们首先记得他在宇宙学上的贡献），墨西哥的曼纽尔·瓦尔拉塔（Manuel Vallarta）和意大利的布鲁诺·罗西（Bruno Rossi）三人预测的。
罗西决定寻找这一效应，他确信在赤道附近的高空这一效应最显著，于是作好了实验准备并在东非的一座高山上进行观测。东西效应是找到了，但是使意大利实验者们非常失望的是，这一发现没过几个月就被在墨西哥城进行的观测击败。还不仅如此，竟然只有勒梅特和瓦尔拉塔的预测得到信任，而罗西的工作没人提及。这对罗西简直是一次重大挫折。
通过找出宇宙射线穿过哪两个计数器，就能确定其到达方向。还能保证宇宙射线穿过实验仪器（例如云室）时，所记录的数据是惟一的。
东西效应的观测需要使用盖革弥勒计数管。它是对前面提到过的盖革计数器的改进。有的宇宙射线能穿过数个管而不停下来。把计数管排列成组，仅在特定的联合下才有反应，以便把单个粒子的路径记录下来。如果列举出在特定直线上被惟一打中的那些计数管，则粒子飞行的方向就可以由计数管的取向来确定。这些计数管称为〃在符合中〃运行。如果计数管的取向反映出入射粒子路径方向是竖直的，则计数将最快。这是最直接的穿透大气的路径，这样的入射粒子遭受到最少的吸收。人们预期计数率会随着与竖直方向的夹角的增大而减小，事实的确�