量强相互作用粒子组成）。原子核激活核心的带电π介子衰变产生μ子。它们很少被吸收，且以比较径直的路线抵达地面，从级联中心能扩散到几百米远。在簇射核心（或称做簇射主干）中，沿起始宇宙射线粒子路径所产生的许多中性π介子转变为附加的电磁级联。我们很快就将看到，就是这些中性π介子的立即衰变使簇射级联中γ射线的急剧增加。电磁级联中的粒子能蔓延到的典型距离为距簇射核心几十米远处，有的能远到1千米。
为了理解这些簇射，需要了解某些有关高能粒子的相互作用以及所产生的结果。簇射中具有最高能量的高能粒子其能量要大大高过人造加速器提供的粒子能量，我们对它们的物理性质知道得很少。不过，大多数簇射相互作用中发生的过程都处在深入研究过的能量范围，并在50多年以来取得了广泛而深入的理解。这意味着我们有充分的信心设计检测仪器和解释所获结果。尽管仍然有许多未知数，但宇宙射线物理学家关于最高能量高能粒子间的相互作用的方式已经掌握了大量的信息。
当高能粒子穿过空气或铅块这类物质时，随着它的电荷与物质中原子和分子的电场间的相互作用，所有带电粒子的能量都将不停地消耗。所产生的最直接结果是，原子和分子中束缚较松弛的电子被撞击出去，留下了带正电荷的离子。这种电离作用就是使威尔逊验电器向周围空气放电的原因。每次相互作用都使初始粒子的一小部分动能转移。这个过程基本上连续地约以每克每平方厘米2MeV的损失率进行着。这个颇为奇特的单位，每平方厘米一克，是粒子在某种物质中行进距离的测度单位。例如，在水中行进这样一个单位相应于1厘米的距离。（附录2对宇宙射线研究中使用的单位有进一步的说明。）
带电粒子避免不掉因电离作用而损失能量。μ子除了因电离作用损失能量外，在同物质的相互作用中很少损失能量。所以在大气中能穿过很长旅程抵达地面。然而，μ子仍然在穿过大气时因电离作用而连续不断地损失能量。大气的厚度对应为每平方厘米1000克的压强，所以能穿透大气层的粒子其初始能量必须起码有2000MeV（以每克每平方厘米2MeV的能量损失率计算）。意思就是，当我们在距宇宙射线簇射中心很远的地点检测到一粒μ子时，从它的位置就能知道，它必定产生在很高的高度上（它的路径方向同初始簇射方向间可能只有1度左右的偏离）。我们的结论是，这粒μ子的起始能量至少曾达到过2GeV（2000MeV）。假如达到的能量比这低，它必定会经过电离损失耗尽动能，减慢下来而观测不到。基于这种简单考虑，立即就能估算出一次簇射所包含的能量总值。每颗能量达到2GeV的初级粒子刚好能穿透大气抵达地面，这是一个最早获得的有用结果。
宇宙射线簇射的另一个组分是由中性π介子急速衰变而产生的，它和由带电π介子衰变成的μ子不同。中性π介子衰变产生电磁级联（高能电子、正电子和γ射线粒子），它们产生相互作用的方式要比μ子更简捷。在最高能量上，存在着γ射线产生电子正电子对和电子/正电子产生轫致辐射的过程。我们见到，这些过程起着产生新级联粒子的作用，新的级联粒子随之成为簇射倍增过程的一部分。
这个过程的细节是，由π介子衰变产生的每个γ射线粒子再衰变成电子正电子对，而电子（或正电子）又以轫致辐射的形式使损失的能量转化为高能γ射线（光子）。我们见到γ射线产生电子，电子又产生γ射线。这是一个反复循环（级联）过程，随着每个粒子能量的减少，粒子的数量不断增加。起始粒子的巨大能量逐步分配给了数目不断增大的次级粒子，于是就形成了粒子级联。当下一个过程占了主导地位时，实际上次级粒子的能量已经很低了。新出现的过程不再给级联增添粒子，但是仍然使它失去能量。当粒子能量开始降到低于约80MeV这样一个临界能量值时，级联随即开始消失。
这个模型概括了电磁级联的本质特性。在整个大气簇射中，由核心处单个中性π介子生成的电磁级联就这样的产生和消失。总体看来，随着簇射核心穿过空气，其中继续不断地产生中性π介子。每个中性π介子形成的单个级联随即又加入到全部簇射粒子的队伍成员总数之中。由于核心连续不断地供应能量，这个粒子成员总数的增减颇为缓慢。每次相互作用，起始粒子能量仅有很有限的一小部分加到级联粒子上。
我们现在已经完全明白，威尔逊和早期的工作者发现空气电离效应时要探寻的是什么。结果证明低能量宇宙射线要比较高能量宇宙射线多得多。于是有极大数目的低能量簇射在大气高层开始生成。它们的原子核激活粒子并导致电磁级联急速消失。在地面高度上所惟一剩下的只是这些低能簇射里的μ子，它们在抵达地面时互不相关似地散布在很大范围形成地面上随机落下的粒子背景。这些〃无伴〃μ子抵达海平面的速率约为每平方厘米每分钟一个，海平面上典型天然放射性背景整体中约一半是由这种μ子构成的。
在一定意义上说，对天体物理中的宇宙射线讨论而言，这里所必需的概念全已齐备，或许不需要再深入粒子物理学进行进一步探讨。然而，我们应当知道，至少在20世纪50年代的十年间，粒子物理学的发展经历继续同宇宙射线的重要贡献密不可分。直到后来，能提供已知能量与组成的粒子束的高能粒子加速器的运用成为占统治地位的技术之后，情况才有所改变。在这十年里，因宇宙射线中一组未曾预料到的全新粒子的发现，把粒子物理学又引入一个新时期。由于新粒子的轨迹呈现的特征形状，这些粒子最初叫做〃V〃粒子（后来称为〃奇异〃粒子）。它们的静止质量介于质子与介子之间。它们需要新的数学描述，物理学家新创立了一个叫做奇异数的数目，用来表征它的奇异性，来提醒我们，这种粒子的特性完全在科学家的预料之外。对奇异粒子的研究，导致当前几近完善的粒子及其结构的〃标准〃模型的产生。
宇宙射线和太阳系
先前我们已经知道，地球磁场能决定哪些宇宙射线会抵达地球大气层，还知道能不能穿过磁场要看宇宙射线的能量和方向。所要求的最小能量只有几GeV，远比主要影响我们的那些宇宙射线的能量小。这个低能量范围的入射宇宙射线还受遍布整个太阳系范围的磁场的影响。受太阳控制的这块空间体积叫做太阳风层。太阳就是太阳风层磁场的根源，这磁场被从太阳流出的电离气体（称做等离子体）形成的太阳风扭曲成复杂的图样，频繁爆发的太阳耀斑喷发出大量等离子体和高能粒子使磁场又发生畸变。为了了解这些低能量宇宙射线的特性，我们应当了解太阳风层磁场是怎样对由太阳风层外围流向我们的宇宙射线产生作用的。然后我们就能推断和理解宇宙射线在进入太阳风层之前的星际空间里应当具有的特性和行为。另外，我们能对这些特性进行推测（至少能对其一般特点作猜测），并且可以用测量到的宇宙射线作探针，反过来对太阳风层的特性进行探测。实际上，这两种类型的研究是同时存在，并相互支持的。
太阳磁场能暂时把高能粒子束缚起来。看来在这种场区，低能量宇宙射线粒子得到加速，在受禁闭的时间里使其强度提高。最后，约束磁场崩溃并随同被加速粒子释放出大宗的能量，这就是太阳耀斑。它释放出来的宇宙射线粒子飞过地球直达太阳系的外部。1956年2月23日的巨型太阳耀斑所产生的宇宙射线为我们提供了第一例直接证据，证明源于太阳的磁场能伸展到太阳风层中至少5倍日地距离以外的地方。由空间飞船的直接观测得知，太阳磁场能延伸到太阳系最远的大行星冥王星的轨道以外，太阳到那里的距离至少比到地球远100倍。1956年太阳巨耀斑的能量极大，全世界都测量到它的效应，甚至在粒子极难通过地球磁场直接抵达的赤道附近也不例外。来自太阳的宇宙射线粒子，先是以比较直接的路径射来，但几分钟后就发现粒子从任何方向射来的都有。扩展的太阳磁场很快就把它们的方向搅混。人们认为，近相对论性质子被地球轨道以内和以外的不规则磁场抛来抛去，就出现了粒子乱飞的现象。
从科学的观点来了解我们的太阳系是重要的，但对太阳风层中的宇宙射线进行研究还有更重要的理由。有些宇宙射线是从太阳发射出来的。公认它们具有相当低的能量（最高才到几百GeV），但这是我们能仔细研究的一个宇宙射线粒子的来源，它能为我们提供更远的外界宇宙射线粒子源可能如何运作的线索。尤其是，在太阳风层中粒子与磁场的相互作用方式应是更高能量下粒子怎样被加速的很好模型。例如，在宇宙射线怎样产生上有一个流行观念是，粒子是在天体物理激波中被加速的（超音速飞机在空气中航行产生激波可作磁场中产生激波的类比）。这种在太阳风层中出现的激波比在外域遥远波源处产生的激波尺度要小，对其中的粒子既能用飞机又能直接用地面检测器进行研究。自从人们倾向于认为，超新星和黑洞附近产生激波有着相当简单的机制以来，这些研究更具启发性。当研究到实际激波时，人们很快发现激波具有非常复杂的混合结构。
说到对太阳风层中粒子的研究，还须回溯到20世纪30年代用电离室进行的宇宙射线强度测量。当时对低能量宇宙射线造成大气电离的原因虽然还不清楚，可是很快就认识到它的强度不断随着时间变化，所以就用电离室对它进行了许多年常规观测，用多年搜集到的数据来识别观测到的变化效应。结果证明有一种效应与太阳黑子的11年周期有关。这种效应导致宇宙射线强度随着11年周期出现的1％的变化。当年，在对电离室长期稳定性的知识还达不到这个置信度水平的情况下，可以想像用电离室识别这一效应有多么困难。1954年，S·福布希（Scott Forbush）论证了宇宙射线强度缓慢变化与太阳黑子周期的一致性。把与太阳突发性猛烈活动相联系的宇宙射线短期变化命名为福布希型下降，使他的名字和宇宙射线强度变化的研究永久联结在一起。
20世纪30年代，福布希为美国地磁部作地磁数据的分析，接着对该部磁观测台设置的电离室所取得的宇宙射线数据进行分析。电离突然减少（从而相当数量的宇宙辐射抵达地球大气）的情况时有发生，它与地球磁场的突发短暂变化（磁暴）相关联。这种电离突然减少就是福布希型下降。40年代初，人们看到有时情况变得复杂得出奇。有些时机，在福布希型下降及其磁暴之前两三天，会出现宇宙射线强度增加。这种强度增加与太阳大气中的大爆发事件——太阳耀斑同时发生。接下来的十年，发展出一个太阳耀斑爆发过程的模型，用空间飞行器在太阳风层对这一过程作直接测量的工作仍在继续进行。
人们很想知道在这方面曾经做过什么，回顾往事有时使人惊奇。19世纪60年代，卡灵顿（Carrington）在伦敦就曾对称做太阳黑子的太阳暗区作过极为困难的长期观测。有一次，他看到太阳上有个区域在猛烈变亮，还注意到同时对他的磁罗盘产生影响。那是一次一去不再复返的机会，有人劝告说，他见到的两个现象可能互不相关。实际上，是他第一个观测到了太阳耀斑以及与该耀斑相关的磁暴。
我们知道，极光是由来自太阳的宇宙射线粒子撞击地球上层大气而形成的。研究极光的历史与研究宇宙射线的历史在很长的时间里密不可分。宇宙射线穿过地球磁场所经过的路线很复杂，但在20世纪40年代对地球磁场的结构尚不了解。那时用火箭携带着仪器升上高空对粒子和磁场进行研究。但是许多现象持续的时间很长，要比火箭升空的几分钟长得多。已知宇宙射线强度的慢变化和太阳活动周期相同。还知道会出现强度剧变的宇宙射线暴，人们很想知道它与太阳信息和地磁信息之间的联系。到了50年代中期，对宇宙射线和地球磁场的研究产生了利用人造卫星进行观测的明确需要。宇宙射线物理学家设想出种种实验，并准备实现。令人遗憾的是，并没有紧急卫星飞行的明显必要性。苏联卫星斯普特尼克（Sputnik）的发射升空使局势大大改变。正当冷战高潮时期，发射卫星的能力很快就变成了双方的一项重要宣传手段。
当太阳耀斑产生时，在部分太阳磁场中束缚着的许多高能粒子突然获得释放，