超高能宇宙線
光子-內部結構模型圖
中微子-內部結構模型圖
超高能宇宙線µ譜研究 從海平面或地下的µ子主要是宇宙線在大氣中的核作用次粒子π、K介子的衰變產物。因此，地面µ能譜
(E)與π、K介子的產生譜N(E)直接相關： 
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用設在海平面的大型磁譜儀,已準確地得到了109 ～1013 eV的µ譜。標度無關性的計算能說明垂直µ譜,但對水平µ譜的預期流強過大,不能滿意地說明實驗的天頂角依賴關係。
用設定在深地下的量能器或乳膠室測µ 子引起的高能簇射，或用µ探測器在不同深度的地下測定µ子流強隨地下深度的變化曲線，可以推出一段能量更高的海平面µ譜。
由於初級宇宙線粒子絕大多數帶正電荷，導致次粒子中的正µ子多於負µ子,即µ子正超。磁譜儀能分辨粒子的電荷符號，測出µ子的電荷比,即正µ子對負µ子的流強比R＝I(µ+ )/I(µ- ),它是初級宇宙線中中子相對含量的函式。直到近1013 eV,R 值已被測得，基本保持在1.24左右或隨能量稍有增加。
隨著加速器進入1014 eV能區,繼續上述工作的必要性降低，深地下稀有事例像所謂µ子束或多重µ子現象受到關注。平行的µ子束可能是廣延大氣簇射中的高能µ子；當地產生的多重 µ子事件則可能聯繫於重粒子的產生和衰變,或聯繫於核作用中µ子的直接產生或通過中間玻色子等的快產生過程。
高山乳膠室研究 乳膠室是由吸收體(鉛板或鐵板)和感光材料 (X射線感光片)交替疊置而成的被動式無源探測器。高能宇宙線在室上方大氣里或室體內的核作用新產生的π0 介子衰變出的γ光子，將會在室內發展成為電磁級聯簇射，而在某些X 射線感光片上感生小斑點。大於1012 eV的γ光子產生的簇射在X射線感光片上造成的黑斑肉眼可見。測量各層片子上相應黑斑的黑度及其相對位置，可定出那個γ射線的能量和方向。對許多近平行的γ射線進行分組（退級聯處理），能在某種程度上對核作用圖像進行重建。乳膠室所記錄的實際是廣延大氣簇射近軸心區的一些現象，為要研究儘可能高的能區，必須在儘可能高的高山去放置總面積儘可能大的乳膠室。故稱高山乳膠室。
含有靶（輕物質如瀝青）甚至次粒子擴展空間的乳膠室，可以記錄在室內產生的高能核作用，得到較直接明確的圖像。但由於室厚，一般建在屋內，不可能有很大的總面積，工作能區一般在1012 ～1014 eV。
用大面積的普通乳膠室記錄γ族，可研究1014 ～1016 eV的超高能核作用。γ族是在室上方大氣中發生的同一核作用派生出的 γ射線群。感光片的高的空間分辨本領和產生點到室間的長距離（一般有百米以上），使得在超高能作用中以極窄的錐角發射的粒子在室內的簇射有可能被分開。大的γ族一般來自能進入大氣深層的質子引起的廣延大氣簇射（產生高度低）。相對於標度無關性模型的預言，目前的實驗給出了偏低的事例頻度和更大的族內多重數；這可能意味著標度無關性的破壞或者要求初級宇宙線由很重的核組成。不過，強子和光子的相關分析卻與標度無關性模型不矛盾。另一方面，族成員的實驗橫向擴展又明顯窄於純重核初級宇宙線假定下的預期。因此，γ族數據雖不一定需要高多重數模型，但有些關聯分布卻需火球模型來解釋。此外，約10％的大γ族室雙團結構。其事例率和彼此分開的程度之大是許多流行的模型所難以解釋的，需要引入大橫動量噴注產生的概念。
高山乳膠室也記錄到一些特殊型事例。例如，在恰卡爾塔亞山記錄到的多重子型（或少π介子）事例,在帕米爾記錄到的穿透力特強的強子束事例，在中國甘巴拉山記錄到的同時有幾個大橫動量(2～10GeV/с)粒子的低空事例等。可見超高能作用特徵的多樣性。
廣延大氣簇射研究 超高能宇宙線自近真空的空間來到地球大氣層後，必然有機會與它行進途中的空氣原子核相碰撞產生大量的形形色色的次級粒子,它自己(若為重核則碎裂成許多核子,其中一個)成為激發重子帶著約一半的原有能量繼續前進，相繼與空氣原子核發生核作用（一般有十次以上）。這就形成了大氣簇射及其核級聯的軸乾。每次核作用中產生的核子、π±介子等強作用粒子，又在它們各自的行程中遭致核碰撞。這一代代的核作用的總和被稱為核級聯，是大氣簇射發展的骨幹和動力，造就了強子成分。核作用中產生的π0 介子立即衰變為光子對，並通過電子對產生和軔致輻射過程發展成電磁簇射。於是伴隨著核級聯出現了規模宏大的電磁級聯簇射,造就了空氣簇射的主體,電子－光子成分。在核級聯的後期, 由於能量的降低，π、K介子的衰變幾率增加，產生出大量的µ子和中微子。µ子壽命長且除了電離碰撞外幾乎沒有別的能損渠道，能不衰減地到達地面。此外,這眾多的電子、µ子等帶電粒子在空氣中以超過光在空氣中的相速度(即с/n，n為空氣的折射率)的速度前進,將向著地面發射大量的切倫科夫輻射光,它們同時也激發空氣原子導致大氣螢光的各向同性發射。一般說,大氣簇射中電子約占90％,強子約占 0.1％,µ子約占10％,而實際上,這些成分都各有自己的發生、發展和衰亡過程，它們的絕對數量和相對比例是隨著不同的縱向發展狀態而變化的，而且在根本上受著入射宇宙線的質量和核作用機制的制約。這些消長中的粒子，組成一個扁盤狀的龐大的粒子群(總粒子數在104 ～1011 間)伴著一個盤狀藍色光團以光速自天而降，散落在幾十米到若干公里區域的地面，所以稱為廣延大氣簇射。其形成和發展的過程，如圖2所示。
超高能宇宙線廣延空氣簇射研究是人類獲取超高能宇宙線天文的主要或惟一手段。 它提供了
的初級宇宙線能譜，揭示出能譜的“膝”、“踝” 結構和在>5×1019 eV尚未出現能譜截止等重要問題。它提供了>1014 eV的初級宇宙線的到達方向非各向同性資料和極高能宇宙線的天球分布圖像；同時對初級宇宙線的成分進行了廣泛的研究。 用具有優良角度分辨的小型陣列。可以尋找發射＞1014 eV光子的銀河系內的超高能 γ源。近年來陸續有關於蟹狀星雲、天鵝座X-3和船帆座X-1的報導。其中天鵝座X-3按已知的周期發射超高能 γ射線的現象自1983年發現以來，已為其他兩單位觀察所證實。一些雙星或脈衝星，能有自X 射線波段到揥1016 eV能區的廣譜光子發射，給高能天體物理和宇宙線起源研究提出了重要課題。
60年代興起的對大氣簇射多芯結構的觀測，導致了超高能區大橫動量現象的發現。現在認為，多芯結構聯繫於超高能作用中大橫動量噴注的產生。已報導了許多橫動量pt>10GeV/с的事例,最大的達50GeV/с。pt的平均值也顯著隨能量而增長。大橫動量pt分布大大平緩於早先加速器實驗的exp(-6pt)型,而和新近歐洲核子中心正反質子對撞機實驗一起，與量子色動力學基礎上的夸克碎裂模型的預期一致。
對EAS高能強子的“帶電－中性比”的測量,導致70年代初發現核子－反核子對在超高能作用中的產額增長。超高能作用中重子產額可能增大的問題，仍在研討中。
大量觀測顯示出大氣簇射現象中有些是難以用熟知的行為來解釋的:μ子的相對含量過高,大氣切倫科夫光脈衝太快太窄，縱向發展太快（特別是早期階段）。這些，給將標度無關性模型外推到此能區的努力帶來了困難，預示著一些新機制新過程可能在這裡出現除非初級宇宙線全都是很重的核。
廣延大氣簇射研究在分清某些核作用規律和初級宇宙線成分的不同巨觀表現上遇到了困難。實驗還須向精的方向發展，以求結論的單義性；大加速器的即將到達1015 eV,對這種努力會有所幫助。將來的研究將會更側重超高能宇宙線天文和更高能區的探索方面。這需要靈活利用中小型陣列的有效工作，還需要大大擴大現有的大陣列或發展新的方法和技術,以有效地改善＞1019 eV的事例量，把人類的眼界擴展到更高的新能區。
