anmayan fabrika plastik sinsilatör disklerini yaptı. Bu sinsilatörlerin kalınlığı on santim ve çapı yaklaşıkbir metreydi. 

1956 bahar sonunda plastikle değiştikten sonra deney devam etti. Deneyde bulunanlar Nature ve Physics Rewiew. En önemli sonuçlar Rossi tarafndan sıralandı. Bunlar;

1. Duş parçacığının kesin ölçümlü yoğunluğu duş merkezinden uzaklığına bağlıdır.
2. Öncelikli parçacığın enerji spektrumunun ölçümü duşlar için 1015 electron volt dan 1018 electron volt kadar sorumludur.
3. Bu parçacıklar her yönden pratik açıdan eşit numarayla varır.
4. Gözlemi yapılan parçacıgın enerjisi yaklaşık 1019 electron voltluktur.
Agassiz Deneyi sona geldiğinde grup, Ekvator'da ve Güney Yarımküre'de yapılan gözlemlerin sonuçlarının duş varış yönlerinin neredeyse izotropik olduğunu gösterecek şekilde genişletilmesi gerektiğine karar verdi. Sonuç olarak, Hindistan'daki Kodaikanal'da Vikram Sarabhai işbirliğiyle Clark deneyini küçülttü. 

Agazssiz deneyi ile kaydedilen parçaçığın maksimum enerjı değeri 1019 electron volttur. Bu değer yüklü parçacığı galactic diske tipik yıldızlar arası manyetik alan 10−5 gauss tarafından hapedilemez. Çok geniş boyutlardaki detektör sıralamasına duşun bu enerjisini sezmekte ihtiyaç duyulur. John Linsey, böyle bir sıralamayı yapmada sorumluluk almaya katılıyordu. Minesota Üniversitesin'den MIT e 1954 te geldi.Minesota'da Edward P. Ney'in altında doktorasını tamamladı. Yakın zamanda, Milan Üniversitesi ndeki Occhialini nin grubuna Rossi 'nin işe alıdığı Livio Scarsi tarafından gruba katıldı.

Bostan yakınlarında yeterince geniş açık arazi olmadığından, sıra Volcana Ranch olarak bilinen yarı çöl alana inşa edildi. New Mexico Albuquerque'nin yaklaşık 16 mil doğusunda ve 1.770 genişliğinde bir yerdir. 1957 ve 1958 sırasında, Linsay ve Scarsi 19 sinsilatör sayıcı sevk etti. Bunlar Agassız dedektorlerine benzer flüoresan plastik disklerdir. Bunların dışında her bir sayıcı dört fotoğrafçı tarafından görülen dört diskle birleştirilmiştir. Başlangıçta sıranın alanı 2.5*106 m'dir ama Agassız'inki 105 m. 1960'ta Scarsi Milan'a döndükten sonra Linsey dedektörleri 107 m alanın yaydı. 

Volcana Ranch Deneyi'nin sonuçlarından, kozmik ışın yoğunluğunun düzgünce 1017 1018 electron volt enerji ile düştüğü görülmektedir. Bu aralıktaki seçimler izotropik olarak ulaşmaktadır. Enerjisi 1020 olan parçacığın özel değerini bulma galaktik manyetik alan tarafından galactik diskte saklanan maksimum degerden daha büyüktür. Bu enerjinin parçacıkları sadece galaktik halo ya da galaksinin ötesinden gelebilir ve bunların varlığı sadece Greisen-Zatsepin-Kuzmin limit dan var olmaz.  

 4 Ekim 1957 de , Sovyet Rusya ilk yapayDünya uydusu Sputnik1 I gönderdi. Bu olay şaşırmış Amerikan halkı arasında yakın histeri dalgasını yarattı. Bunun üzerine Amerikan Hükümeti National Science Fondation nın fonunu yükseltti ve 1958 de NASA yı ve Advanced Research Projects Agency kurdu. 4 Haziran 1958 NASA nın kurallarının yapılmasından iki gün sonra National Academy of Science ın başkanı Detlev W. Bronk bu üç ajansın başıyla uzay araştırmalarının genişletilmesinde tavsiye vermek ve temel bilimin finansının düzgünce kullanıldığından emin olmak için tanıştı.  

Kurul usule uygun olarak 27 Temmuz 1958 deki ilk buluşmaları için toplandı. Sadece dört üye uzay araştırmalarıyla zaten bağlantılıydı bunlar Rossi, Leo Goldberg, Johnn Simpson ve James Van Allen’dır. Rossi ayrıca Thomas Gold, Philip Morrison ve biyolog Salvador Luria nın olduğu bi alt komisyon oluşturdu.Sonuç olarak Rossi grubunun eforunu kendi çalışmaları üzerine olmasına karar verdi. Herbert Bridge ‘le, Rossi klasik Faraday kafesine dayalı olan plazma sondajını tasarladı ve test etti. Buna ragmen aletin pozitif yüklü protona cevabını geliştirmek ve güneş ışığı tarafından üretilmiş fotoelektronlara tepkisini ortadan kaldırmak için dört kılavuz geliştirildi. Anahtar yenilik değiştirilmiş voltajın bu kılavuzlardan birine uygulanmasıdır. Sinyalin alternative akıma çevrilsidir. 

NASA’nın uzay ışık programlama yonetici vekili olan Homer Newell’in yoğun kulis çalışmalarından sonra, Rossi Explorer 10 da uçuş şansını gevenceledi. Duyurulan amaç aya ulaşmaktı. Fakat 25 Mart 1961’deki uçuştan sonra uydu Dünya’nın çevresindeki yüksek derecede uzatılmış yörüngeye gitti. Aydan yüz de yetmiş mesafeden daha kısa bir amaçta kaldı. 

MIT bateri bitene kadar 52 saat boyunca very kaydetmesine ragmen Rossi’nin grubu Dünya çevresindeki iki ayrı alan arasında bağlantı buldu. Dünya yakınında iyi düzenlenmiş güçlü manyetik alan vardı fakat dünyalar arası protonlardan bir belirti yoktu. Manyetik alanine daha zayıf ve düzensiz olduğu ve protonların var olan akısının yönünün Güneş tarafından geldiğinin gözlemlendiği yerden, bir uzay aracı 22 Dünya çapında girdi. Geri kalan ışık boyunca birçok vesileyle bu akı yok olup tekrar gözüktü. Bu uzay aracının iki bölge arasındaki sınıra yakın uçtuğunu gösterir. Bu sınır düzensiz olarak hareket ediyordu. Sonunda sınırlar manyetopoz olarak bilinmeye başladı

. Rossi ve Bridge ‘in önderliğindeki MIT uzay plazma grubunda Frank Scherb, Edwin Lyon, Alan Lazarus, Alberto Bonnetti, Alberto Egidi, John Belcher ve Constance Dilworth’un bulunuyordu. Dünya üzerindeki OGO-1, OGO 3 ve IMP 8, yakın Faraday kafesi ile solar sisteme doğru olan plazma üzerinden veri topladı. 

NASA nın Goddard Uzay Uçuş Merkezinde ,uçuş öncesi testi sırasında Marjorie Townsend Bruno Rossi iile X-Ray Explorer uydusunun performansını tartıştı.
American Bİlim ve Mühendisliğine danısman olarak Rossi, ilk solar kaynağı olan X-rays, Scorpius X-1. Rossinin keşfedildiği roket deneyine Kabul edildi.1966 da Profesörlünü MIT de yaptı.  

Rossi 1970’de MIT’den emekli oldu. 1974’ten 1980’ e kadar Palermo Üniversitesi’ nde öğretmenlik yaptı. Emekliliğinde bir sürü monograf yazdı ve 1990 otobiyografisi olan Cambridge Üniversitesi Yayınları tarafından basılan otobiyografisi Moment in the life of science ‘ yi yazdı. 21 Kasım 1993te evinde ani kalp durmasından öldü. Külleri San Miniato al Monte kilisesinin mezarlığındadır.   





Yüksek enerjili kozmik ışın

Astroparçacık fizikte (), UHECR 〖10〗^18 ev den büyük kinetik enerjisi olan kozmik ışındır. Kalıntıları ise diğer kozmik ışın parçacıkları ile benzerdir. Yüksek enerjili kozmik ışın (EECR) ise 5×〖10〗^19 eV (yaklaşık 8 jules) yi aşan bir UHECR’dir.

Limiti (Greisen-Zatsepin-Kuzmin) olarak adlandırılır. Bu limit uzun mesafeler kat eden (yaklaşık 160 milyon ışık yılı) kozmik ışık parçacıklarının maksimum enerjisidir. Bu mesafelerde daha yüksek enerji ışın parçacıklarını enerjilerini kaybettikleri için kozmik mikrodalga halindeki fotonlardan dağılırlar. ECCR evrenin ilk zamanlarından gelen bir şey olamaz kozmolojik olarak gençtir. Bilinmeyen fiziksel bir süreçte bir süper clusterde bir yerde ortaya çıktı. 

Bu parçacıklar oldukça nadirdir. 2004 ve 2007 de Pierre Auger Observatary enerjileri 5.7×〖10〗^19 eV olan 27 gözlem yaptı. 

EECR’nin kaynakları ZEVATRONLAR olarak bilinir. Lawrance Berkeley Nationall Labarotuvarlarının Bevatron ve Fermi Laboratuvarlarının tevatronundan esinlendi ve parçacıkların hızlanma kabiliyeti 1 ZeV (〖10〗^21 eV). 2004’te zevatronlar gibi hareket eden galaktik jetlerin varlığı düşünülüyordu. Jetlerin içindeki ışık şok dagaları sebebiyle parçacıkların hızlandığı düşünülüyordu. Model üzerindeki çalışmalar M87 yakınındaki şok dalgaları demir nucleuslarını 2eV değerlerinde hızlandırdığını gösterdi. 2007 de PAD EECR ile yakın galaksilerin merkezindeki kara deliklerde gözlendi. Bu galaksiler (AGN) actif galactic nuclei olarak bilinir. Daha spekülatif bir varsayım Grib ve Pavlov tarafından pennose işleyiiş sebebi ile ağır karanlık maddelerin artıkları olarak söylendi. 

1.0×〖10〗^20 eV (16J) yi aşan bir enerji ile kozmik parçacıklarının ilk gözlemi Dr. John Linsey ve Livio Scarsi tarafından 1962 de Meksika'daki Volcano Ranch deneyinde yapıldı. 

Kozmik ışın parçacıkları gözlemlendiğinden daha yüksek enerjilere sahiptir. Bunlardan biri oh-my-god parçacığıdır ve 1991 ekiminde Dugway Proud yeri Utah’da gözlemlendi. Bu astrofizikçileri şok etti. Enerjisi 3×〖10〗^20 eV (50J)'dü. Diğer bir deyişle 142 gram ağırlığındaki bir bezbol topunun saatte 100 km hızına benzer. Bu kinetik enerjiye sahip atom altı parçacıklarıdır. Neredeyse ışık hızında hareket eden proton gibidir. Parçacık ışık hızından 46 nanometre veya 0,15 femtoseconds daha yavaş. 

Bu parçacığın enerjisi her şeyi bir parçacık hızlandırıcısında üretilen, en yüksek enerjili protondan 40 milyon kez daha güçlü. Buna rağmen bu enerjinin küçük bir bölümü yeryüzündeki proton ve nötronun etkileşimidir. Enerjinin kalan kısmı etkileşimdeki ürünlerin kinetik enerjisi şeklindedir. Böyle bir çarpışma için etkili enerji 7.5×〖10〗^14 eV'dir. Büyük Hadron çarpışma enerjisinin 50 katıdır. 

İlk gözlemden bu yana Utah ünüversitesinin Fly’s Eye Cosmic Ray Detector’u en az 15 benzerini yaptı. Bu yüksek enerjili parçacıklar oldukça nadirdir. Çoğu kozmik ışın parçacıklarının enerjisi 10MeV ve 10GeV arasındadır.

Pierre Auger Observatory: bu gözlem evi aşırı yüksek kozmik ışınları (〖10〗^20 eV) aşan parçacıkları 
Tesbit etmk için tasarlandı. Bu yüksek enerji parçacıklarının varış oranı 1 yy da 1 km2 olarak tahmin ediliyor. Bunu kaydetmek için gözlem evi 3000 〖km〗^2lik bir tarama alanı belirledi. Daha büyük bir ışın dedektörü Pierre Auger gözlem evinin bir parçası olarak küzey yarım kürede planlandı. Bu gözlem evi su tanklarını doğrudan gözlemlemek için kozmik ışın bileşenlerini inceledi. 4 teleskop gece nitrojen moleküllerinin ışınlarını gözlemlerdi. 

UHECR enerjileri için nötron yıldızları hızlandırma parçacıkları

UHECR parçacıkları için kaynaklardan biri kendi enerjilerinden olan nötron yıldızlarıdır.genç nötron yıldızları 10 ms den düşük hızda dönerler. Nötron akışkanlığındaki proton ve elektronlar demir nükleitini UHECR hızlarına getirir. Nötron akışkanının ürettiği manyetik alanda hızla dönen yıldızlar〖10〗^8 ve 〖10〗^11tesla değerinde bir manyetik alan oluşturur. Bu noktada nötron yıldızı Amapnetor olarak tasnit edili