宇宙微波背景輻射

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，由于通量小，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后產生一些重子、輕子及光子(γ 射線)。這些次級粒子再重復作用產生更多次級粒子，直到平均能量等于某些臨界值，次級粒子的數目達到最大值，稱為簇射極大，在此之后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、切倫可夫望遠鏡、熒光望遠鏡（左圖）。

地面（及地下）陣列通常需要多個帶電粒子探測器組成，分布于廣大平坦的區域，次級粒子才能有充足的取樣，可全年操作。切倫可夫望遠鏡可探測由次級粒子產生的切倫可夫光，熒光望遠鏡可探測帶電粒子游離氮氣產生的熒光，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。為什么會有這么高的能量？它們的來源在那里？它們是什么粒子？這些都是宇宙射線物理學家的研究課題。

UHECR的研究與早期宇宙與微波背景、微中子與暗物質成為現代天文粒子物理學研究的三大主流。  

伽瑪射線是一種能量極高的電磁波，伽瑪射線暴（gamma-ray burst，GRB）是指幾十億年前在遙遠的宇宙深處發生的能量強烈釋放，導致在極短的時間之內（千分之一秒到幾分鐘不等）就有大量的伽瑪射線降臨地球的現象。自1967年發現伽瑪射線暴現象以來，這種宇宙伽瑪射線暴究竟來自何處？很長時間以來都是一個謎，甚至被稱為“天文學界的最大謎團”。這個現象吸引了許多天文學家投入研究。

近年來，隨著人造觀測衛星技術的不斷進步和數量的不斷增加，人類正在逐步揭開伽瑪射線暴的起源之謎。特別是自2005年以來，利用美國2004年11月發射的“雨燕”號探測器和日本Hete-2號觀測衛星的觀測結果，在研究宇宙伽瑪射線爆發的追本溯源方面，科學家們取得了許多重大成果。

 1948 年，劍橋大學的天文學教授霍伊爾（Fred Hoyle，1915-2001）（左圖）與邦迪（Hermann Bondi ）、戈爾德（Thomas Gold ）一起提出了“穩恒態宇宙理論”，該理論認為宇宙在大尺度上，包括任何時候和任何地方，都是一樣的。在這個“穩恒態”宇宙中沒有開始，沒有結束。星系在各個方向上簡單地飛離，就像烤蛋糕時蛋糕上的葡萄干隨著蛋糕膨脹而遠離。為了填補星系退行后留下的虛空并保持宇宙總的外觀，他們假定物質在星系際空間無中生有地創生，物質的創生率（每立方公里每年產生一個粒子）恰好用來形成新的星系。

1948年，伽莫夫（George Gamow，1904-1968）（右圖）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，并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）（左圖）發表宇宙射線理論，嘗試以超新星爆發的磁力沖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。