Promieniowanie kosmiczne odkryto przypadkowo - przy badaniach stanu naelektryzowania i przewodności elektrycznej atmosfery. J. Elster i H. Geitel w 1900r. zakomunikowali o istnieniu niezależnego źródła jonów w powietrzu, które zauważyli przy badaniu strat ładunku elektrycznego, jakich doznaje doskonale odizolowany elektroskop umieszczony wewnątrz osłony metalowej. Także inni badacze zaobserwowali takie same zajawisko - stwierdzono więc istnienie zewnętrznego przenikliwego promieniowania powodującego jonizację powietrza
Badanie promeniowania kosmicznego przeprowadzano początkowo przy użyciu detektorów umieszczonych na szczytach gór(uznawany za odkrywcę promieniowania kosmicznego Francuz Teodor Wulf wykorzystał w tym celu wieżę Eiffia), a później unoszonych przez balony. Zupełnie nowe możliwości badania promieniowania kosmicznego pojawiły się wraz z nastaniem ery lotów kosmicznych i możliwością umieszczania urządzeń pomiarowych na pokładach satelitów. Okazało się, że rejestrowane przy powierzchni Ziemi promieniowanie powstaje wskutek oddziaływań wysokoenergetycznych cząstek płynących z kosmosu - głównie jąder wodoru (protonów) i helu (tzw. cząstek alfa) -z atomami górnych warstw atmosfery.

Rys. Symulacja komputerowa deszczu cząstek [2]

     Pierwotnie mianem promieniowania kosmicznego (nazywanym też promieniami kosmicznymi) określano strumienie cząstek pochodzących spoza Układu Słonecznego, cząstki pochodzące ze Słońca (o niższych energiach) oraz elektromagnetyczne promieniowanie y (gamma). Dopiero w miarę rozwoju fizyki i stosowanych przez nią technik pojęcie to zawężono. Obecnie promieniowaniem kosmicznym nazywa się strumień cząstek o bardzo dużych energiach, od około 10⁷ eV (elektronowoltów) do ponad 1O²⁰ eV,dobiegający do Ziemi z przestrzeni międzygwiazdowej. Promieniowanie kosmiczne nie dociera bezpośrednio do Ziemi. W pierwotnej postaci może być obserwowane jedynie na dużych wysokościach nad jej powierzchnią. Tę składową promieniowania określa się jako pierwotne, natomiast strumienie cząstek powstałe następnie wskutek jego oddziaływań z atomami atmosfery noszą nazwę promieniowania wtórnego. Rodzaj i energia cząstek wtórnych zależą od wysokości, na jakiej powstają w atmosferze.
      W pobliżu Ziemi promieniowanie kosmiczne składa się prawie w 86 procentach z protonów (jąder wodoru) i w 13 procentach z tzw. cząstek alfa (jąder helu). Zaledwie 1 procent stanowią elektrony i jądra cięższych pierwiastków. Badanie składu promieni kosmicznych pokazuje, że najlżejsze pierwiastki - wodór i hel - występują w mniejszych ilościach, niż się to obserwuje w Układzie Słonecznym, natomiast ponadprze-ciętnie reprezentowane są takie pierwiastki, jak: lit, beryl, bór, skand, tytan czy wanad. Nadwyżkę tych pierwiastków tłumaczy się oddziaływaniami cząstek z materią międzygwiazdową, w wyniku czego jądra ciężkie ulegają rozbiciu na lżejsze, zwiększając przez to ich względną obfitość. Przyjmuje się, że cząsteczki promieniowania kosmicznego wędrując w kosmosie, wytracają znaczną część energii. Dzieje się tak wskutek oddziaływań z ośrodkiem międzygwiazdowym, polami magnetycznymi przenikającymi Galaktykę czy promieniowaniem elektromagnetycznym.
      Aż do lat pięćdziesiątych XX wieku analiza promieniowania kosmicznego odgrywała zasadniczą rolę w badaniach jąder atomowych i ich składników, gdyż było ono jedynym źródłem cząstek i kwantów promieniowania o wysokich energiach. Dzięki temu odkryto wiele cząstek elementarnych, na przykład pozytony, miony, mezony ji. Ponieważ nawet dzisiaj człowiek nie potrafi wyprodukować cząstek o dowolnych energiach, badanie ultraenergetycznych cząstek promieniowania z kosmosu jest nadal jedynym sposobem zgłębiania tajników materii o skrajnie wysokich energiach. Ewidentne utrudnienie w stosowaniu takich metod badawczych stanowi ich przypadkowość. Nic wiadomo, kiedy, skąd i z jaką prędkością (energią) nadlecą takie cząstki. Z punktu widzenia fizycznego badanie promieniowania kosmicznego ma na celu określenie tzw. widma energetycznego cząstek (względnej liczby cząstek danego rodzaju przypadającej na wybrany zakres energii) oraz kierunku przylotu. Dla jednoznacznej identyfikacji cząstek wyznacza się ich ładunek elektryczny oraz masę, a ponieważ cząsteczki promieniowania są całkowicie zjonizowane (odarte z elektronów), podanie ładunku określa liczbę atomową jądra, wskazując tym samym, jaki jest to pierwiastek. Kiedy cząstka o dużej energii wpada do górnych warstw atmosfery ziemskiej, zderza się z atomami powietrza (głównie azotu i tlenu) i wywołuje tzw. pęk atmosferyczny. Lawinowo powstają wtedy cząstki elementarne - przede wszystkim miony, które zderzając się chwilę później z innymi atomami, tworzą kaskady wtórnych cząstek elementarnych: pionów, elektronów, pozytonów, neutronów, protonów, neutrin, a także promieniowanie gamma. Niektóre cząstki wtórne produkowane w pęku atmosferycznym docierają do powierzchni Ziemi, a nawet głęboko pod powierzchnię, gdzie też można je zarejestrować za pomocą odpowiednich detektorów. Przy określaniu kierunku, z którego nadleciały cząstki, wykorzystuje się fakt, że większość cząstek wtórnych ma kierunek zgodny z torem cząstki pierwotnej. Oprócz obserwacji promieniowania wtórnego, promieniowanie kosmiczne analizuje się na podstawie tzw. zjawiska Czerenkowa (promieniowania Czerenkowa). Wysokoenergetycznie naładowane cząstki promieniowania kosmicznego poruszają się z prędkościami bliskimi prędkości światła w próżni, to znaczy około 300 tysięcy kilometrów na sekundę. Gdy wpadają do atmosfery, może się zdarzyć, że ich prędkość przewyższa prędkość światła w tym ośrodku. Należy podkreślić, że nie ma tutaj sprzeczności ze szczególną teorią względności, gdyż choć cały czas mówi się o ogromnych prędkościach, to jednak zawsze są one mniejsze od prędkości światła w próżni. W takich warunkach cząstki emitują promieniowanie elektromagnetyczne, które można z Ziemi obserwować przez odpowiednie detektory. Dane zebrane przy wykorzystaniu obserwacji zjawiska Czerenkowa oraz cząstek wtórnych pozwalają zidentyfikować cząstkę - określić jej rodzaj, energię i kierunek, z którego przyleciała, a nawet kształt wywołanego pęku atmosferycznego. Bardzo rzadko - raz na kilka miesięcy - rejestruje się cząstki wtórne, pochodzące od promieni kosmicznych o skrajnie wysokich energiach -ponad 10²⁰eV(100 000 000 000 000 000 000 elektronowoltów). Dla lepszego uzmysłowienia sobie, jak wielką energią obdarzona była ta cząstka, wystarczy porównać ją z energią jakiegoś ciała znanego z otoczenia. Mając kamień o masie 1 kilograma, energię 50 dżuli - czyli taką, jaką miała ta cząstka (po przeliczeniu elektronowoltów na dżule) - uzyska się, zrzucając go z wysokości pierwszego piętra. Szacuje się, że rocznie średnio jedna cząstka o tak wysokiej energii przypada na 1 kilometr kwadratowy. Jednak ze względu na małą liczbę detektorów rejestrowanych jest tylko kilka takich zjawisk rocznie.