宇宙線亦稱為宇宙射線，是來自外太空的帶電高能次原子粒子。它們可能會產生二次粒子穿透地球的大氣層和表面。射線這個名詞源自於曾被認為是電磁輻射的歷史。主要的初級宇宙射線（來自深太空與大氣層撞擊的粒子）成分在地球上一般都是穩定的粒子，像是質子、原子核、或電子。但是，有非常少的比例是穩定的反物質粒子，像是正電子或反質子，這剩餘的小部分是研究的活躍領域。
大約89%的宇宙線是單純的質子，10%是氦原子核（即α粒子），還有1%是重元素。這些原子核構成宇宙線的99%。孤獨的電子（像是β粒子，雖然來源仍不清楚），構成其餘1%的絕大部分；γ射線和超高能中微子只占極小的一部分。
粒子能量的多樣化顯示宇宙線有著廣泛的來源。這些粒子的來源可能是太陽（或其它恆星）或來自遙遠的可見宇宙，由一些還未知的物理機制產生的。宇宙線的能量可以超過1020eV，遠超過地球上的粒子加速器可以達到的1012至1013 eV，使許多人對有更大能量的宇宙線感興趣而投入研究。
經由宇宙線核合成的過程，宇宙線對宇宙中鋰、鈹、和硼的產生，扮演著主要的角色。它們也在地球上產生了一些放射性同位素，像是碳-14。在粒子物理的歷史上，從宇宙線中發現了正電子、μ子和π介子。宇宙線也造成地球上很大部分的背景輻射，由於在地球大氣層外和磁場中的宇宙線是非常強的，因此對維護航行在行星際空間的太空船上太空人的安全，在設計有重大的影響。
基本介紹
- 中文名：宇宙射線
- 外文名：cosmic rays
- 領域：宇宙學
- 提出時間：1912年
- 提出人：韋克多·漢斯
成分,射線發現,調節,早期地球影響,歷史起源,方式,觀測站,廣延研究,影響因素,研究意義,研究歷史,博思,正電子,奇特徑跡,布萊克特,康普頓,物理學會,探測方式,主要影響,外星生命演化,太空載人飛行,
成分
亨利·貝克勒1896年發現放射性後，許多人認為大氣中的電流（地球大氣層的電離）僅來自於土中放射性物質或產生出的放射性氣體（氡氣的同位素）的輻射。1900至1910年，十年內逐增高度的電離率測量顯示出一個能夠通過空氣對電離輻射的吸收解釋的降值。其後，維克托·赫斯於1912年利用一個熱氣球，帶著三台靜電計，登上了5300米的高空。他探測到電離率增長到大約地面率的四倍。他得出的結論是“我的觀察結果最好的解釋是構想一種高穿透力的射線從上部進入大氣層。”維克托·赫斯因為這次後人命名為“宇宙線”（cosmic rays）的發現於1936年獲得諾貝爾物理學獎。
宇宙線大致可以分成兩類：原生和衍生宇宙線。 來自太陽系外的天文物理產生的宇宙線是原宇宙線；這些原宇宙線會和星際物質作用產生衍生（二次）宇宙線。太陽在產生閃焰時，也會產生一些低能量的宇宙線。在地球大氣層外的原宇宙線，確實的成分，取決於觀測能量譜的哪些部分。不過，一般情況下，進入的宇宙線幾乎90%是質子，9%是氦核（α粒子），和大約1%是電子。氫和氦核的比例（質量比氦核是28%）大約與這些元素在宇宙中的元素豐度（氦的質量占24%）相同。
即使衛星實驗在原宇宙線中發現一些反質子和正電子存在的證據，但沒有複雜的反物質原子核（例如反氦核）存在的證據。在原宇宙線中觀測到的反物質豐度是符合它們也能由原宇宙線在深太空和普通物質撞擊，在衍生宇宙線的程式中產生的理論。例如，一種在實驗室中產生反質子的標準方法是以能量大於6GeV的質子去撞擊其他的質子，而在原宇宙線中很輕易的就有許多質子的能量超過這個數值。無論是否在銀河系中，當簡單的反物質能夠由這種程式產生時（不是在大氣層的高層），它們仍可能傳播遙遠的距離抵達地球，而不會在星際空間中與其他的氫原子碰撞而湮滅。抵達地球的反質子特徵是能量最多只有2GeV，顯示它們產生的過程在基本上與宇宙線中的質子是截然不同的。
在過去，人們認為宙線的通量隨著時間的推移一直是相當穩定。最近的研究顯示，以1.5至2千年的時間尺度，有證據顯示在過去的40,000年，宇宙線的通量是有變化的。
射線發現
1912年，德國科學家韋克多·漢斯帶著電離室在乘氣球升空測定空氣電離度的實驗中，發現電離室內的電流隨海拔升高而變大，從而認定電流是來自地球以外的一種穿透性極強的射線所產生的，於是有人為之取名為“宇宙射線”。
宇宙線亦稱為宇宙射線，是來自外太空的帶電高能次原子粒子。它們可能會產生二次粒子穿透地球的大氣層和表面。射線這個名詞源自於曾被認為是電磁輻射的歷史。主要的初級宇宙射線（來自深太空與大氣層撞擊的粒子） 成分在地球上一般都是穩定的粒子，像是質子、原子核、或電子。但是，有非常少的比例是穩定的反物質粒子，像是正電子或反質子，這剩餘的小部分是研究的活躍領域。
大約89% 的宇宙線是單純的質子或氫原子核，10%是氦原子核或α粒子，還有1%是重元素。這些原子核構成宇宙線的99%。孤獨的電子（像是β粒子，雖然來源仍不清楚），構成其餘1%的絕大部分；γ射線和超高能中微子只占極小的一部分。
粒子能量的多樣化顯示宇宙線有著廣泛的來源。這些粒子的來源可以是太陽（或其它恆星） 上的
一些程式或來自遙遠的可見宇宙，由一些還未知的物理機制產生的。宇宙線的能量可以超過10E20eV，遠超過地球上的粒子加速器可以達到的10E12至10E13 eV，使許多人對有更大能量的宇宙線感興趣而投入研究[1]。
調節
太陽調節（solar modulation）指太陽或太陽風改變進入太陽系的銀河系宇宙射線強度和能譜的過程。當太陽處於活躍時期，相比安靜時期，銀河系的宇宙射線會較少的進入太陽系。基於這個原因，銀河系宇宙射線與太陽一樣遵從11年周期，但不同的是：劇烈的太陽活動對應低宇宙射線（進入太陽系），反之亦然。
早期地球影響
那時，由於地球質量還不夠大，還缺乏足夠的引力將大氣吸住，又有強烈的太陽風（是太陽因高溫膨脹而不斷向外拋出的粒子流，在太陽附近的速度約為每秒350～450公里），所以以氫、氦為主的第一代大氣很快就被吹到宇宙空間。地球在繼續旋轉和聚集的過程中，由於本身的凝聚收縮和內部放射性物質（如鈾、釷等）的蛻變生熱，原始地球不斷增溫，其內部甚至達到熾熱的程度。於是重物質就沉向內部，形成地核和地幔，較輕的物質則分布在表面，形成地殼。
宇宙射線
宇宙射線原始大氣是無游離氧的還原性大氣，大多以化合物的形式存在，分子量大一些，運動也慢一些，而此時地球的質量和引力已足以吸住大氣，所以原始大氣的各種成分不易逃逸。以後，地球外表溫度逐漸降低，水蒸汽凝結成雨，降落到地球表面低凹的地方，便成了河、湖和原始海洋。當時由於大氣中無游離氧（O2），因而高空中也沒有臭氧（O3）層來阻擋和吸收太陽輻射的紫外線，所以紫外線能直射到地球表面，成為合成有機物的能源。此外，天空放電、火山爆發所放出的熱量，宇宙間的宇宙射線（來自宇宙空間的高能粒子流，其來源目前還不了解）以及隕星穿過大氣層時所引起的衝擊波（會產生攝氏幾千度到幾萬度的高溫）等，也都有助於有機物的合成。但其中天空放電可能是最重要的，因為這種能源所提供的能量較多，又在靠近海洋表面的地方釋放，在那裡作用於還原性大氣所合成的有機物，很容易被沖淋到原始海洋之中。
歷史起源
宇宙線的起源通常指宇宙線中的主要成分──各種原子核的發射和加速過程。宇宙線在空間中的運動和分布，屬於宇宙線的傳播問題。宇宙線的起源和傳播問題是彼此密切相關的：加速和傳播階段不能截然劃分開；相當一部分初級宇宙線原子核產生於傳播過程中。
宇宙線的起源和傳播是高能天體物理學中一個重要的問題。宇宙線是各種天體演化過程的產物，特別是各種高能天體物理過程的產物，攜帶著這些過程的豐富信息。
但是，宇宙線起源和傳播的研究有許多困難：首先由於宇宙線帶電粒子在星際空間傳播過程中受到磁場的偏轉，人們無法直接探知它們在空間的分布，只能由宇宙線在運動和作用過程中發射出的射電波、X 射線和γ射線間接地推斷它們的存在。宇宙線在傳播過程中，還同星際物質作用，不斷改變其能量和組成，觀測到的初級宇宙線成分和能譜，是由原始起源與傳播過程共同決定的。從地球附近初級宇宙線推斷產生源處原始宇宙線的情況，必須考慮宇宙線在傳播過程中同星際物質的作用以及地球和太陽系磁場的調製，由射電、X射線和γ射線觀測推斷銀河系內宇宙線粒子分布，也必須了解星際介質的分布情況；但是人們對於太陽系磁場和一些重要的星際介質（如星際氫分子）的認識還只是剛剛開始。此外，隨著初級宇宙線觀測的進展，現有核物理和高能物理知識（如原子核反應截面、長壽命放射性核素的衰變壽命和分支比）的不足，已越來越成為限制人們了解原始宇宙線的重要原因。
宇宙線高能粒子應起源於各種高能天體或天體高能過程。太陽和其他恆星表面的高能活動、超新星爆發、脈衝星、類星體和活動星系等，都可能是宇宙線源。目前人們普遍認為大多數宇宙線粒子起源於銀河系內。太陽耀斑爆發等高能過程伴隨著粒子的發射，但這種太陽活動只能產生太陽系空間宇宙線粒子的一個小部分，而且太陽粒子平均能量僅數十兆電子伏，大部分宇宙線應來自太陽系之外。銀河系普通恆星的粒子發射只能產生銀河系內宇宙線粒子的一個微不足道的部分，大部分宇宙線應產生於比普通恆星活動更劇烈的過程。
超新星爆發是銀河系內最猛烈的高能現象。銀河系超新星爆發的平均能量輸出可以滿足維持銀河宇宙線能量密度的需要。蟹狀星雲等超新星遺蹟強烈發射高度偏振的非熱射電輻射，它們應當是高能電子在磁場中的同步輻射。超新星遺蹟中存在著大量的高能電子，應當是宇宙線高能電子的發源地。人們普遍構想超新星爆發及其遺蹟也應當發射高能原子核，成為宇宙射線的主要來源。宇宙線中氫和氦核的相對豐度較太陽系或銀河系平均豐度小，表明宇宙線原子核可能來自恆星演化過程的晚期。宇宙線中重元素（例如Z>60）較多，它們可能是超新星爆發條件下快速中子俘獲過程（γ過程）的產物。宇宙線中一些元素的豐中子同位素較多，也表明宇宙線可能起源於超新星爆發形成的豐中子環境中。但是，迄今並無直接的證據說明超新星及其遺蹟發射高能原子核。超新星爆發所釋放的能量如何轉化為粒子的動能，以及從很多超新星這樣的分立源如何能形成宇宙線粒子的冪律能譜，都是超新星起源模型所面臨的困難。對於初級宇宙線元素豐度的新近測量結果的分析表明，原始宇宙線重元素的相對豐度分布接近於太陽系的分布，與γ過程預期的分布差別甚大，也同超新星起源模型不一致。
E.費密曾於1949年提出宇宙線在星際介質中統計加速的機制：帶電粒子在同隨機運動的磁場不斷地碰撞中得到加速。費密加速機制可以解釋宇宙線的冪律能譜。但是，費密機制要求粒子另有初始加速過程，要求有足夠的能量供給星際介質中磁場的運動；同時費密機制不利於加速重原子核，難以解釋觀測到的宇宙線豐度分布。近來的X射線觀測發現，超新星遺蹟中至少在104年記憶體在著強烈的激波。理論分析表明，星際介質中的激波可以有效地加速宇宙線粒子，而且可以產生冪律能譜。由超新星爆發等高能活動引起的較強烈的激波在星際空間高溫稀薄氣體中可能傳播足夠長的路程，使激波加速機制可能有效地加速宇宙線粒子。但是，近來發現原始宇宙線元素豐度分布與原子第一電離能密切相關：第一電離能愈低的元素，原始宇宙線豐度與太陽豐度之比愈大。所以，宇宙線起源和加速區域的溫度不能太高（<104開），使超新星爆發和高溫氣體中的加速機制遇到了困難。X射線天文觀測發現，銀河系中為數眾多的晚期恆星（K型和M型矮星）雖然光輻射微弱，但X射線發射和耀斑活動（從而粒子發射）的高能過程卻仍然很活躍，因而可能是宇宙線的重要發源地。但它們發射出的粒子如何進一步得到加速，也是一個沒有解決的問題。 銀河系內產生的高能宇宙線粒子，如果自由地在空間中傳播，則應在103～104年時間內飛出銀河系。由初級宇宙線元素相對豐度推得宇宙線粒子平均穿過的物質厚度約為5克/厘米2，而銀盤中星際氣體的平均密度約為1氫原子/厘米3，則宇宙線在銀盤中的平均滯留時間約3×106年，比自由粒子穿越銀盤的時間長得多。所以星際空間中宇宙線粒子不是自由地傳播而是在非均勻分布的星際介質中擴散，並且可能在銀河系邊界處受到反射。從初級宇宙線中一些長壽命同位素（如10Be）相對豐度推得的宇宙線平均壽命 （塼107年）比在銀盤中的滯留時間長，所以銀河宇宙線粒子在其壽命內的大部分時間中可能是在圍繞銀盤的某個物質稀薄的區域──宇宙線暈中傳播的。 目前人們關於銀河系的知識和對宇宙線的觀測，還不足以構成和判斷細緻的宇宙線傳播模型。在處理與宇宙線傳播效應有關的問題（例如從初級宇宙線組成和能譜推斷原始宇宙線的組成和能譜）時，常採用一些簡化的穩態傳播模型，例如漏箱模型。漏箱模型假定銀河系內宇宙線粒子密度不隨時間和地點變化，宇宙線粒子在銀河系內擴散，通過邊界以一定的機率緩慢地向銀河系外泄漏。 雖然自60年代以來，隨著初級宇宙線以及射電、X射線和γ射線天文觀測的進展，人們對於宇宙線起源和傳播的認識在不斷深入，但由於問題的複雜性，迄今尚未能得到較為滿意的模型。人們對於極高能量宇宙線的了解就更少了；即使對於這部分宇宙線的成分，都還缺乏任何明確的認識。銀河系磁場不能貯存能量高於 1018電子伏的粒子，銀河系內起源的極高能粒子應當呈現高度的各向異性；但能量高於1018電子伏宇宙線粒子方向的各向異性度揥10%，而且較多的粒子並非來自銀河系中心，所以極高能宇宙線粒子可能起源於銀河系外。由於河外星系的空間密度很低，河外區域必須存在比銀河系強大得多的宇宙線粒子源，才能解釋觀測到的極高能宇宙線粒子流。
方式
我們知道，宇宙線主要是由質子、氦核、鐵核等裸原子核組成的高能粒子流；也含有中性的珈瑪射線和能穿過地球的中微子流。它們在星系際銀河和太陽磁場中得到加速和調製，其中一些最終穿過大氣層到達地球。人類對宇宙射線作微觀世界的研究過程中採用的觀測方式主要有三種，即：空間觀測、地面觀測、地下（或水下）觀測。
觀測站
為了有效和長期對宇宙射線進行觀測，各國都相繼建立了觀測站。1943年，前蘇聯在亞美尼亞建立了海拔3200米的阿拉嘎茲高山站；日本在戰後建立了海拔2770米的乘鞍山觀測所；1954年中國建立了海拔3200米的雲南東川站。1990年，中日雙方共同合作建立了西藏羊八井宇宙射線觀測站。幾乎所有外來的高能宇宙線，除中微子外在穿過大氣層時都要與大氣中的氧、氮等原子核發生碰撞，並轉化出次級宇宙線粒子，而超高能宇宙線的次級粒子又將有足夠能量產生下一代粒子，如此下去，將會產生一個龐大的粒子群；這一現象是1938年由法國人奧吉爾在阿爾卑斯山觀測發現的，並取名為“廣延大氣簇射”。
廣延研究
在廣延大氣簇射過程中，能量低於10的14次方電子伏特的粒子很難到達3000米以下的低空，而是在4000米處超高能粒子群發展到極大。由於西藏羊八井地處海拔4300米，終年無積雪，地勢平坦開闊，在能源、交通及生活上都具有便利條件，科研人員可在此進行長年不間斷觀測。以羊八井的閃爍體探測器為例，當粒子穿過閃爍體時在其中損失能量使閃爍體發生螢光，這一束閃光經過光陰極轉換和光電倍增管放大後變為一個電脈衝信號。這個信號經過電纜被送到電子學記錄系統，由磁帶進行全年不間斷記錄。同時我們可以想到，如果我們在單位面積上安裝的閃爍體越多、密度越大；所接收的射線粒子也越多，記錄就更精密。除閃爍體探測器以外，羊八井站建成的宇宙射線採集方式還有：80平米乳膠室和地方性簇射探測器；中子堆中中子望遠鏡；試驗型50平米RPC地毯式探測器。
宇宙射線還存在著轉化、簇射的過程。除中微子外，幾乎所有的高能宇宙射線，在穿過大氣層時都要與大氣中的氧、氮等原子核發生碰撞，並轉化出次級宇宙線粒子，而超高能宇宙線的次級粒子又將有足夠能量產生下一代粒子，如此下去，一級一級的轉化，將會產生一個龐大的粒子群。1938年，法國人奧吉爾在阿爾卑斯山觀測發現了這一現象，並將其命名為“廣延大氣簇射”。
影響因素
阻擋氣層
雖然當宇宙射線到達地球的時候，會有大氣層來阻擋住部分的輻射，但射線流的強度依然很大，很可能對空中交通產生一定程度的影響。比方說，現代飛機上所使用的控制系統和導航系統均有相當敏感的微電路組成。一旦在高空遭到帶電粒子的攻擊，就有可能失效，給飛機的飛行帶來相當大的麻煩和威脅。
還有科學家認為，長期以來普遍受到國際社會關注的全球變暖問題很有可能也與宇宙射線有直接關係。這種觀點認為，溫室效應可能並非全球變暖的惟一罪魁禍首，宇宙射線有可能通過改變低層大氣中形成雲層的方式來促使地球變暖。這些科學家的研究認為，宇宙射線水平的變化可能是解釋這一疑難問題的關鍵所在。他們指出，由於來自外層空間的高能粒子將原子中的電子轟擊出來，形成的帶電離子可以引起水滴的凝結，從而可增加雲層的生長。也就是說，當宇宙射線較少時，意味著產生的雲層就少，這樣，太陽就可以直接加熱地球表面。對過去20年太陽活動和它的放射性強度的觀測數據支持這種新的觀點，即太陽活動變得更劇烈時，低空雲層的覆蓋面就減少。這是因為從太陽射出的低能量帶電粒子（即太陽風）可使宇宙射線偏轉，隨著太陽活動加劇，太陽風也增強，從而使到達地球的宇宙射線較少，因此形成的雲層就少。此外，在高層空間，如果宇宙射線產生的帶電粒子濃度很高，這些帶電離子就有可能相互碰撞，從而重新結合成中性粒子。但在低空的帶電離子，保持的時間相對較長，因此足以引起新的雲層形
此外，幾位美國科學家還認為，宇宙射線很有可能與生物物種的滅絕與出現有關。他們認為，某一階段突然增強的宇宙射線很有可能破壞地球的臭氧層，並且增加地球環境的放射性，導致物種的變異乃至於滅絕。另一方面，這些射線又有可能促使新的物種產生突變，從而產生出全新的一代。這種理論同時指出，某些生活在岩洞、海底或者地表以下的生物正是由於可以逃過大部分的輻射才因此沒有滅絕。從這種觀點來看，宇宙射線倒還真是名副其實的“宇宙飛彈”。
研究意義
人類仍然不能準確說出宇宙射線是由什麼地方產生的，但普遍認為它們可能來自超新星爆發、來自遙遠的活動星系；它們無償地為地球帶來了日地空間環境的寶貴信息。科學家希望接收這些射線來觀測和研究它們的起源和宇觀環境中的微觀變幻。
宇宙射線的研究已逐漸成為了天體物理學研究的一個重要領域，許多科學家都試圖解開宇宙射線之謎。可是一直到現在，人們都並沒有完全了解宇宙射線的起源。一般的認為，宇宙射線的產生可能與超新星爆發有關。對此，一部分科學家認為，宇宙射線產生於超新星大爆發的時刻，“死亡”的恆星在爆發之時放射出大能量的帶電粒子流，射向宇宙空間；另一種說法則認為宇宙射線來自於爆發之後超新星的殘骸。
不管最終的定論將會如何，科學家們總是把極大的熱情投入到宇宙射線的研究中去。關於為什麼要研究宇宙射線，羅傑·柯萊在其著作《宇宙飛彈》作出了精闢的闡釋：
“宇宙射線的研究已變成天體物理學的重要領域。儘管宇宙射線的起源至今未能確定， 人們 已普遍認為對宇宙射線的研究能獲得宇宙絕大部分奇特環境中有關過程的大量信息：射電星系、類星體以及圍繞中子星和黑洞由流入物質形成的沸騰轉動的吸積盤的知識。我們對這些天體物理學客體的理解還很粗淺，當今宇宙射線研究的主要推動力是渴望了解大自然為什麼在這些 天體上能產生如此超常能量的粒子。”
出於對宇宙射線研究的重視，世界各國紛紛投入資金與設備對其展開研究。前蘇聯、日本、中國、美國、法國等國家相繼建立了宇宙射線觀測站。雖然宇宙射線的起源尚無定論，但科學家們仍然逐步了解了宇宙射線的種種特性，以及對地球和人類環境的影響。
研究歷史
1903年，盧瑟福（Ernest Rutherford，1871-1937）（左圖）和庫克（H.L.Cooke）研究過這個問題。他們發現，如果小心地把所有放射源移走，在驗電器中每立方厘米內，每秒鐘還會有大約十對離子不斷產生。他們用鐵和鉛把驗電器完全螢幕蔽起來，離子的產生幾乎可減少十分之三。他們在論文中提出構想，也許有某種貫穿力極強，類似於γ射線的輻射從外面射進驗電器，從而激發出二次放射性。
1910年，法國的沃爾夫（Father Theodor Wulf）在巴黎300米高的艾菲爾塔頂上進行實驗，比較塔頂和地面兩種情況下殘餘電離的強度，得到的結果是塔頂約為地面的64%，比他預計的10%要高。他認為可能在大氣上層有γ源，也可能是γ射線的吸收比預期的小。
宇宙射線
宇宙射線1910-1911年，格克耳（Alfred Gockel）在瑞士的蘇黎世讓氣球把電離室帶到4500米高處，記錄下幾個不同高度的放電速率。他的結論是：“輻射隨高度的增加而降低的現象……比以前觀測到的還要顯著。”
這種源的放射性與當時人們比較熟悉的放射性相比具有更大的穿透本領，因此人們提出這种放射性可能來自地球之外——這就是宇宙射線最初的跡象。
奧地利物理學家赫斯(Victor Franz Hess,1883-1964）是一位氣球飛行的業餘愛好者。他設計了一套裝置，將密閉的電離室吊在氣球下，電離室的壁厚足以抗一個大氣壓的壓差。他乘坐氣球，將高壓電離室帶到高空，靜電計的指示經過溫度補償直接進行記錄。他一共製作了十隻偵察氣球，每隻都裝載有2～3台能同時工作的電離室。
1911年，第一隻氣球升至1070米高，在那一高度以下，輻射與海平面差不多。翌年，他乘坐的氣球升空達5350米。他發現離開地面700米時，電離度有些下降（地面放射性造成的背景減少所致），800米以上似乎略有增加，而後隨著氣球的上升，電離持續增加。在1400米～2500米之間顯然超過海平面的值。在海拔5000米的高空，輻射強度竟為地面的9倍。由於白天和夜間測量結果相同，因此赫斯斷定這種射線不是來源於太陽的照射，而是宇宙空間。
赫斯認為應該提出一種新的假說：“這種迄今為止尚不為人知的東西主要在高空發現……它可能是來自太空的穿透輻射。”1912年赫斯在《物理學雜誌》發表題為“在7個自由氣球飛行中的貫穿輻射”的論文。
赫斯的發現引起了人們的極大興趣，從那時開始，科學界對宇宙射線的各種效應和起源問題進行了廣泛的研究。最初，這種輻射被稱為“赫斯輻射”，後來被正式命名為“宇宙射線”。當時，許多物理學家懷疑赫斯的測量，並認為這種大氣電離作用不是來自太空，而是起因於地球物理現象，例如組成地殼的某種物質發出的放射性。現在認為，宇宙線是來自宇宙空間的高能粒子流的總稱。
1914年，德國物理學家柯爾霍斯特（Werner Kolhorster，1887-1946）將氣球升至9300米，游離電流竟比海平面大50倍，確證了赫斯的判斷。
1922年，美國科學家密立根（Robert Andrews Millikan，1868-1953）（左圖）和玻恩（I.S.Bowen）將這些實驗拿到55000英尺的高空去做，為了解決這種輻射的來源，他們先是在高山頂上測量，後來又把裝有驗電器和電離器的不載人的氣球升到高空來測量大氣的電離作用。
1925年夏，密立根和助手們在加利福尼亞州群山中的Muir湖（繆爾湖）和Arrowhead湖（慈菇湖）的深處做實驗，試圖通過測量電離度與湖深的變化關係來確定宇宙射線的來源，之所以選擇這兩個湖，是因為它們都是由雪水作為水源，可以避免放射性污染；而且，這兩個湖相距較遠，高度相差6.675英尺，這樣可以避免相互干擾和便於比較。
1925年11月9日，國家科學院在威斯康星州的Madison召開會議，密立根報告了測量的結果，他的結果表明，這些射線不是起源於地球或低層大氣，而是從宇宙射來的，密立根同意當時大多數人的觀點，認為宇宙射線是一種高頻電磁輻射，其頻率遠高於X射線，是後者平均頻率的1000倍。他認為，這種射線的穿透力既然比最硬的γ射線還強許多，當然不會由帶電粒子組成。如果假定宇宙射線真是像陰極射線那樣的帶電粒子流，那它能穿透相當於6英尺厚度鉛塊的穿透力，將使這些粒子具有當時難以想像的高能量。如果假定宇宙射線由光子（即電磁輻射的量子）組成，那么宇宙射線輻射到地球時，其飛行路線將不受地磁的影響；相反，如果宇宙射線是由帶電粒子組成，則它將肯定受到地磁場的影響，飛到高緯度地區的宇宙射線帶電粒子將多於低緯度的地區，即有“緯度效應”（latitude effect），而密立根的測量結果表明，宇宙射線來自四面八方，不受太陽和銀河系的影響，也不受大氣層或地磁緯度的影響。
1927年，斯科別利茲（Dimitr Skobelzyn）利用雲霧室攝得宇宙射線痕跡的照片，根據徑跡在雲霧室里的微小偏轉，第一次確認了宇宙線粒子徑跡。
博思
博思（Walther Bothe，1891-1957）提出的符合計數法是在蓋革計數器的基礎上發展起來的，他所做的革新是利用兩個計數管，使得只有電離碰撞在兩個計數管中同時發生時，這兩個計數管才會計數。他利用符合法來判斷能量和動量守恆定律對光子和電子的每一次碰撞是否都有效，或者說這些定律是否是作為一種統計平均才成立。為了利用計數器研究被散射的α粒子和反衝電子之間是否符合，他與蓋革考察了單個的康普頓散射，得到的結論是：能量和動量守恆定律對光子和電子之間的每一次碰撞都是有效的。從此，符合法在宇宙線的研究中得到了廣泛套用。1930年前後，宇宙線領域裡的一些重要發現幾乎都和符合法分不開。符合法的發明也為核物理、α射線和超音波等方面的研究提供了有效工具。博思與玻恩共同分享了1954年度諾貝爾物理學獎。
正電子
1931年秋季，在羅馬召開的國際核物理會議上，物理學家們向密立根提出的宇宙射線的電磁本質假說發起了公開的挑戰。義大利物理學家羅西（Bruno Benedetto Rossi，1905-1993）（右圖）在分析大量實驗數據的基礎上提出：從海平面觀察到的宇宙線，本質上是由能量非常高的帶電粒子組成；從強磁場使其偏轉顯示的結果來看，它們的能量大約高於幾十個億電子伏，遠大於密立根的估計值。這些帶電粒子也許是在大氣層中，由宇宙輻射源初始的高能γ輻射產生的，但這種γ輻射（即光子）的能量遠遠高於密立根所說的“原子構造”時釋放的能量。還有第二種可能，即宇宙線中觀察到的高能粒子就是最初的宇宙輻射，或者至少是它有意義的一部分。
1932年，C.D.安德森（Carl David Anderson,1905-1991）（左圖）發現了正電子，這是宇宙射線研究的第一項引人注目的成果。
C.D.安德森是美國加州理工學院物理教授密立根（R.A.Millikan）的學生，從1930年開始跟密立根做宇宙射線的研究工作。從1930年起C.D.安德森負責用雲室觀測宇宙射線。安德森採用一個帶有非常強磁鐵的威爾遜雲室來研究宇宙射線。他讓宇宙射線中的粒子通過室內的強磁場，並快速拍下粒子徑跡的照片，然後根據徑跡長度、方向和曲率半徑等數據來推斷粒子的性質。
奇特徑跡
布萊克特
英國物理學家布萊克特（Baron Patrick Maynard Stuart Blackett,1897-1974）從1921年起進行改進威爾遜雲室照相技術以研究原子核的人工轉變。1924年，他用雲室照片首次成功地驗證了人工輕核轉變，即氦-14核俘獲α粒子變為氧-17。1925年，他創製了雲室照相受自動計數器控制的裝置。在C．D．安德森發現正電子後的短短几個月，布萊克特就用他拍攝的正負電子成對產生過程的宇宙線徑跡照片有力地證實了正電子的存在。
由於宇宙射線和正電子的發現有密切聯繫，諾貝爾委員會將1936年諾貝爾物理學獎授予這兩個相關項目的赫斯和安德森，而布萊克特因改進威爾遜雲室以及由此在核物理領域和宇宙射線方面作出的一系列發現，獲得了1948年度諾貝爾物理學獎。
康普頓
美國物理學家康普頓（Arthur Holy Compton，1892～1962）（右圖）因發現康普頓效應（也稱“康普頓散射”）於1927年獲諾貝爾物理學獎。他的主要興趣是核物理研究，他預見核能會給人類帶來巨大的利益，為了充分利用核能，康普頓決定先研究宇宙射線，計畫在1932年對地磁緯度不同和高海拔的地方，進行宇宙射線強度等方面的測量，康普頓組織了6個遠征隊，到世界各地的高山、赤道附近低緯度區等進行了廣泛測量，以便對初始的宇宙射線到底是光子還是帶電粒子作出合理的判斷，康普頓本人主持了美國中西部的落磯山脈以及歐洲南部的阿爾卑斯山脈、澳大利亞、紐西蘭、秘魯和加拿大等地的兩個遠征隊。
1932年3月18日，康普頓開始了行程5萬餘英里，遍歷五大洲，跨越赤道5次的遠征，遠征開始時，康普頓傾向於接受密立根的（光子的）假說，在廣泛測量之後，他的觀點有了根本性的變化，他斷定：海平面的宇宙射線強度可以相當滿意地表示為只是地磁場傾角的函式；宇宙射線的強度隨高度連續地增大，密立根所斷言的在9000米處有最大值並不存在。9月份以後，康普頓陸續收到60多位科學家在分布範圍極廣的69個觀測站測量到的數據，反映了緯度從北78°到南46°、經度從東175°到西173°這個地理經緯度的範圍內，宇宙射線強度的分布情形，康普頓宣布宇宙線存在緯度效應，並認為宇宙射線是帶電的高能粒子。
密立根在1932年也進行了範圍較廣泛的觀測。加利福尼亞理工學院一位年青物理學家內赫（H.V.Neher）發明了一種高靈敏度的自動記錄驗電器。空軍的負責人同意密立根使用轟炸機，可將測量儀器帶到8000多米高空。9月底，密立根在氣象署的幫助下利用氣球到平流層作了測量。如果宇宙射線真是帶電粒子流，密立根應當有條件得到康普頓相同的結論的，但他們由觀測所得到的結論卻完全不同（左圖為密立根發表的文章）。
物理學會
1932年12月底，美國物理學會在新澤西州大西洋城（Atlantic City）召開會議，密立根和康普頓這兩位諾貝爾物理獎獲得者就宇宙射線的本質進行了激烈的爭論。康普頓在會議上報告：不同緯度處宇宙射線強度有明顯不同，說明初始宇宙射線有帶電粒子的特徵，並提出了支持這種觀點的三種實驗。密立根在大西洋會議上宣讀了內赫跨越赤道航行的測量結果，沒有發現緯度效應。由於雙方都宣稱自己有實驗為證，無法統一思想，但大多數物理學家已經開始轉向承認康普頓的觀點。
1935年11月11日，由兩名勇敢的駕駛員（Albert W. Stevens和Orvil A. Anderson）駕駛探測者2號氦氣球（體積為113000立方英尺）上升到官方記錄的22066米的高空，收集了大氣、宇宙線和其他數據。
美國加利福尼亞理工學院的內德梅耶（Seth Neddermeyer，1907-1988）（右圖）和安德森（Carl D. Anderson）1934年提出假設：具有高度貫穿力的蹤跡是質量在電子與質子之間的粒子的蹤跡。（左圖為安德森與內德梅耶）
1936年，他們在宇宙射線中發現了一種帶單位正電荷或負電荷的粒子，質量為電子的206.77倍，人們以為它就是湯川秀樹1930年預言的介子，稱它為μ介子，後來發現這種粒子其實並不參與強相互作用，是一種輕子，所以改名為μ子。
1938年，奧格爾（Pierre Auger，1899-1993）（右圖）發現了廣延空氣簇射。簇射是由原始高能粒子撞擊產生的次級亞原子粒子。他發現簇射的能量高達 1015 電子伏特，即當時已知的一千萬倍。
1940年3月9日，一架比奇AD-17雙翼飛機在海拔21050英尺高空飛越南極，為美國探險隊測量宇宙線。
1946年，物理學家羅西（Bruno Rossi）與查才品（Georgi Zatsepin）領導的小組進行了首次空氣簇射結構的實驗（右圖）。研究小組創建了首個探測空氣簇射的相關探測器陣列。
1946年，兩位英國科學家羅徹斯特（George D.Rochester）和巴特勒（Clifford C.Butler，1922-1999）拍了許多雲霧室事件的照片，在其中一張照片中，發現了些形狀象字母V的徑跡。只有承認質量近似為494MeV/c2 的粒子在飛行中衰變成二個π介子時生成這些徑跡，才能對此作出解釋。人們確信存在一種新的粒子，根據其徑跡形狀，就叫它V粒子（左圖）。這種V粒子現在叫作K0粒子，這就是後來被稱為奇異粒子的一系列新粒子發現的開始。
1947年8月16日，物理學家波默蘭茨（Martin Pomerantz）宣布放飛了4個攜帶宇宙線探測儀的氣球（左圖），在至少127000英尺的高度越過了南極地區。
1947年，英國的鮑威爾（Cecil Frank Powell,1903-1969）等人創造了將核乳膠用氣球送到高層空間去記錄宇宙線的方法，在玻利維亞安第斯山地區從宇宙射線中發現了湯川秀樹1930年所預言的π介子，質量約為電子質量273倍，它與原子核之間有很強的相互作用，稱為帶電π介子。π介子存在的時間僅有兩億分之二點五秒，之後便分裂為μ介子，μ介子存在時間相對較長，為百萬分之一秒，並以每秒鐘上萬公里的速度飛行。
湯川秀樹與鮑威爾分別於1949年和1950年獲得諾貝爾物理學獎。
1948年，伽莫夫（George Gamow，1904-1968）和阿爾法（Ralph Asher Alpher，1921-）也提出了宇宙是從一個原始高密狀態演化而來的理論，並請著名核物理學家貝蒂（Hans Bethe）一起署名，這一理論被稱作αβγ（Alpher,Bethe,& Gamow）理論，霍伊爾在1952 年把它稱為“大爆炸理論”（the Big Bang），但他認為宇宙不會在一聲爆炸中產生。
1949年，費米（Enrico Fermi,1901～1954）發表宇宙射線理論，嘗試以超新星爆發的磁力衝擊波來解釋宇宙射線的粒子加速機制，但未足以解釋最高能宇宙射線的存在。
1965年，美國貝爾電話實驗室的彭齊亞斯（Arno Penzias，1933-和威爾遜（R.W.Wilson）無意中發現了大爆炸理論預言的宇宙微波背景輻射。他們本想要使用一根大型通信天線進行射電天文學的實驗研究，但因不斷受到一個連續不斷本底噪聲的干擾，使得實驗無法進行下去。那個噪聲的波長為7.35厘米，相當於3.5k溫度的黑體輻射，其各向同性的程度極高，而且與季節變化無關。幾乎一年，他們想盡辦法跟蹤和除去這個噪聲但絲毫不起作用，便打電話給普林斯頓大學的羅伯特·迪克（Robert Henry Dick,1916～），向他描述遇到的問題，希望他能作出一種解釋。迪克馬上意識到兩位年輕人想要除去的東西正是迪克研究組正在設法尋找的東西——宇宙大爆炸殘留下來的某種宇宙背景輻射。彭齊亞斯和威爾遜獲得了1978年諾貝爾物理學獎。
1966年，格雷森（Kenneth Greisen）、查才品（Georgi Zatsepin）和古茲文（Vadem Kuzmin）認為，高能宇宙線與微波背景輻射相互影響減小了能量，因此宇宙射線的能量應低於5 x 1019電子伏特。（右圖為衛星記錄的宇宙微波背景圖）
探測方式
直接探測法——1014eV以下的宇宙射線，通量足夠大，可用面積約在平方公尺左右的粒子探測器，直接探測原始宇宙射線。這類探測器需要人造衛星或高空氣球運載，以避免大氣層吸收宇宙射線。
間接探測法——1014eV以上的宇宙射線，由於通量小，必須使用間接測量，分析原始宇宙射線與大氣的作用來反推原始宇宙射線的性質。當宇宙射線撞擊大氣的原子核後產生一些重子、輕子及光子（γ 射線）。這些次級粒子再重複作用產生更多次級粒子，直到平均能量等於某些臨界值，次級粒子的數目達到最大值，稱為簇射極大，在此之後粒子逐漸衰變或被大氣吸收，使次級粒子的數目逐漸下降，這種反應稱為“空氣簇射”。地球地表的主要輻射源是放射性礦物，空氣簇射的次級粒子是高空的主要輻射源，海拔20公里處輻射最強，100公里以上的太空輻射則以太陽風及宇宙射線為主。
空氣簇射的成份主要以輕子居多，重子最少。探測空氣簇射有三種方式：地面（及地下）陣列、契倫可夫望遠鏡、螢光望遠鏡。
地面（及地下）陣列通常需要多個帶電粒子探測器組成，分布於廣大平坦的區域，次級粒子才能有充足的取樣，可全年操作。契倫可夫望遠鏡可探測由次級粒子產生的契倫可夫光，螢光望遠鏡可探測帶電粒子游離氮氣產生的螢光，這兩種望遠鏡只能在夜間操作且需避開城市光源，平均操作時間只有10%。
宇宙射線為來自太陽系以外的高能量粒子，能量約從109eV to 1020eV以上。在靠近地球的太空中，每秒每平方公分約有一個宇宙射線穿過。宇宙射線的主要成份是質子，及其它核種從氦核到鐵核以上，甚至微量的鑭系元素。人造粒子加速器其最高能量約為1013eV。右圖顯示了宇宙射線的能譜，橫跨12個數量級的能量。能譜上有兩個有重要物理意義的轉折點，1015eV稱為膝點（knee），3′1018eV稱為踝點（ankle）。極高能宇宙射線（Ultra High Energy Cosmic Rays: UHECR）主要研究1018eV以上的宇宙射線。為什麼會有這么高的能量？它們的來源在那裡？它們是什麼粒子？這些都是宇宙射線物理學家的研究課題。
UHECR的研究經費在美國超導對撞機（Superconducting Super Collidea）計畫終止後快速增加，並成為天文粒子物理學研究的三大主流之一（另兩項為微中子與暗物質）。
宇宙射線中的核子之所以能夠從他們遙遠的源頭一直到達地球，是因為宇宙中物質的低密度。核子與其它物質有著強烈的感應，所以當宇宙線接近地球時，便開始於大氣層氣體中的核子撞擊。在粒子雨的過程中，這些碰撞產生很多π介子和K介子，這些是會很快衰退為不穩定的μ介子。由於與大氣層沒有強烈的感應以及時間膨脹的相對論性效應，許多μ子能夠到達地球表面。μ子屬於電離輻射，從而可以輕易被許多粒子探測器檢測到，例如氣泡室，或閃爍體探測器。如果多個μ子在同一時間被不同的探測器檢測到，那么它們一定產自同一次粒子雨。
如今，新的探測手段能夠不通過粒子雨這個現象檢測這些高能粒子，也就是在太空中，不受大氣層的干擾，直接探測宇宙線，例如阿爾法磁譜儀實驗。
主要影響
外星生命演化
宇宙射線不斷轟擊地球，而一項最新研究則認為這種看不見摸不著的高能粒子流可能在決定其它行星上是否存在生命方面起著關鍵性的作用。
在其被發現100多年之後，宇宙射線仍然困擾著科學家們。這種高能粒子流幾乎以光速在宇宙空間中傳播，其中一些粒子攜帶的能量比地球上最強大加速器達成的粒子能量還要高1億倍。宇宙射線是核子流，其中的主要成分是質子，也就是氫核。
當宇宙射線轟擊地球大氣層，它們會產生一系列的次級粒子流，其中包括μ子，這是一種與電子相似但質量要大得多的亞原子粒子。這其中的部分粒子流會抵達地面，對地面上和海洋中的生命產生危害。事實上μ子甚至可以穿透數十米後的地表岩土層。
科學家們對宇宙射線可能對遙遠的系外行星宜居性造成的影響開展研究。在過去20年間，科學家們使用地面和空間望遠鏡設備發現了上百顆系外行星，這喚起了人們的希望，人們認為在那些系外行星中或許存在著某種形式的外星生命。研究人員的興趣尤其集中在那些位於所謂“宜居帶”區域內的系外行星，在這些區域，行星距離恆星的遠近適當，從而允許水以液態形式存在於其地表。在地球上，液態水孕育了豐富的生命形式。
研究人員認為，一顆行星遭受的輻射水平將影響其宜居性。儘管一顆行星經受的外部輻射通量中，來自它的“太陽”的通量要遠高於來自星系的宇宙射線，但後者的粒子能量要遠遠高於太陽輻射中的光子和質子流能量，從而使其具有不可忽視的影響。
這項研究的作者迪米特里·艾特利(Dimitra Atri)是一名來自“藍色大理石空間科學研究所”的天體物理學家，這是一家由來自世界各地的科學家們組成的非盈利研究機構。研究人員對可能影響行星接受到輻射劑量的兩個重要因素進行了關注，包括其磁場的強度，以及大氣層的厚度。
艾特利表示：“當我在對火星和地球開展研究時便開始思考這個問題。這兩顆行星是近鄰，但地球上擁有繁盛的生物圈，火星卻是一片荒蕪。這是為什麼？”他說：“主要的原因就在於，相比地球，火星的環境輻射通量很高。這是因為火星的大氣層相比地球幾乎可以忽略不計，以地球的標準來看，它非常非常稀薄。另外火星也沒有全球性的磁場，因此它便相應的缺乏地球那樣面對宇宙射線的保護層。因此我認為正是這樣的差異導致了兩顆原本相似的行星完全迥異的命運。”
研究人員模擬了不同的行星情景，從完全缺乏磁場的行星，到像擁有地球那樣強磁場的行星；從擁有非常稀薄大氣層的行星，到擁有像地球那樣濃密大氣層的行星。艾特利表示：“我們知道地球的磁場保護著我們免受宇宙射線的傷害，我們也認為宇宙射線是對地面環境輻射通量造成顯著影響的因素。”
然而出乎意料的是，艾特利表示：“我們發現行星的大氣層厚度才是對行星地表輻射通量具有更重要作用的因素。”他說：“如果以地球為例，你將地球的磁場完全去除，那么我們暴露於環境中的輻射通量將上升兩倍，這是非常大的增加，但儘管如此，這樣也不會對我們的生存構成嚴重的威脅。然而，如果你保留磁場，但將地球的大氣層濃度降低10倍，那么我們接受到的輻射通量將會上升兩個數量級。”
科學家們現在傾向於認為那些圍繞紅矮星運行的系外行星是搜尋外星生命的理想地點，因為這類恆星相對暗弱，它們的數量是宇宙中最多的，大約占到宇宙中全部恆星數量的80%左右。然而統計學研究顯示在相對接近紅矮星的宜居帶中的系外行星似乎更傾向於擁有較弱的磁場，這一傾向在一類被稱作“超級地球”的系外行星中顯得尤其明顯。所謂“超級地球”是指那些質量在10倍地球質量以下的岩石質行星。天體生物學家們認為這些行星較弱的磁場可能會導致其不適宜生命生存，然而此次的這項發現表明，較弱的磁場可能並不會構成大的問題。
艾特利表示，未來的進一步研究將考察增長的輻射通量將如何影響生命的演化進程。他說：“現有針對輻射劑量對生物體作用的研究主要做法是使用很高的輻射劑量來考察生物體在這樣的環境下將受到怎樣的傷害，是否會死亡。但我認為系統考察在逐漸升高的輻射劑量環境下生物體的反應將能更好地為研究宇宙射線對宜居環境的影響提供參考。”
艾特利和他的同事們已經在10月份出版的《天體生物學》雜誌上詳細介紹了他們的發現。
太空載人飛行
宇宙射線被地球大氣層影響，對地面的單個人的天然本底輻射僅為0.3-0.4 mSv/y。在大氣層外，每秒約有一個質子或更重的原子核穿過指甲大小的面積，總共每秒約有5000個離子貫穿太空人的身體，打斷體內的化學鍵，引起一連串電離反應。在宇宙射線中，少數較重的核子會造成比質子更大的傷害，因為打斷化學鍵的能力與電荷平方成正比。例如，鐵原子核所造成的傷害是質子的676倍。根據美國航空航天局（NASA）的估計，航天員在太陽系內的太空中每年受到250 mSv的輻射，體內約有1/3的DNA會被宇宙射線切斷。在月面是70-120mSv/y，近地軌道是100mSv/y，范艾倫輻射帶為15 Sv/y。太陽也會釋放大量質子與重原子核，以接近光速噴出，有時一小時內會逾數Sv，對沒有屏障的航天員是致死劑量。
