ий склад первинних космічних променів.: були виявлені сліди ядер важких елементів аж до заліза (первинні електрони в складі космічних променів були вперше зареєстровані в стратосферних вимірах лише в 1961 р. ). З кінця 40-х рр.. на передній план поступово висунулися проблеми походження і тимчасових варіацій космічних променів (космофізичних аспект).
Ядерно-фізичний дослідження Космічних променів здійснюються в основному за допомогою счетчікових установок великої площі, призначених для реєстрації т.зв. широких атмосферних злив з вторинних частинок, які утворюються при вторгненні однієї первинної частинки з енергією еВ. Основна мета таких спостережень - вивчення характеристик елементарного акту ядерного взаємодії при високих енергіях. Поряд з цим вони дають інформацію про енергетичний спектр космічних променів при еВ, що дуже важливо для пошуку джерел і механізмів прискорення космічних променів.
Спостереження Космічних променів в космофізичних аспекті проводяться дуже різноманітними методами - залежно від енергії частинок. Варіації космічних променів з еВ вивчаються за даними світової мережі нейтронних моніторів (нейтронний компонент К. л.), Счетчікових телескопів (мюонний компонент космічних променів) та ін детекторів. Однак наземні установки через атмосферного поглинання нечутливі до частинок з МеВ. Тому прилади для реєстрації таких частинок піднімають на кулях-зондах в стратосферу до висот 30-35 км.
Позаатмосферні вимірювання потоку космічних променів 1-500 МеВ здійснюються за допомогою геофізичних ракет, ШСЗ та ін КА. Прямі спостереження Космічних променів в міжпланетному просторі здійснені поки лише поблизу площини екліптики до відстані ~ 10 а. е. від Сонця.
Ряд цінних результатів дав метод космогенних ізотопів. Вони утворюються при взаємодії Космічних променів з метеоритами і космічним пилом, з поверхнею Місяця і ін планет, з атмосферою або речовиною Землі. Космогенние ізотопи несуть інформацію про варіації Космічних променів. в минуле і про сонячно-земних зв'язках <# «justify"> ЕлементСолнечние К.л.Солнце (фотосфера) ЗвездиГалактіческіе К.л.1H4600 * 14459256852He (-частка) 70 * 91150483Li? <10-5 <10 -50,34 Be - 5B0, 02 <10-5 <10-50,86 C0, 54 * 0,60,261,87 N0, 200,10,20 0,88 O ** 1,0 * 1,01,01,09 F <0, 0310-3 <10-4 0,110Ne0,16*0,0540,360,3011Na?0,0020,0020,1912Mg0,18*0,050,0400,3213Al?0,0020,0040,0614Si0,13*0,0650,0450,1215P- 21Sc0, 060,0320,0240,1316 S - 20Ca0, 04 * 0,0280,020,1122 Ti - 28Ni0, 020,0060,0330,2826 Fe0, 15 * 0,050,060,14 * Дані спостережень для інтервалу=1-20 МеВ / нуклон , решта цифри в цій графі відносяться в основному до> 40 МеВ / нуклон. Точність більшості значень в таблиці в цілому - від 10 до 50%. ** Велика кількість ядер кисню прийнято за одиницю
Найважливішими характеристиками Космічних променів є їх складу (розподіл по масах і зарядам), енергетичний спектр (розподіл по енергіях) і ступінь анізотропії (розподіл за напрямками приходу). Відносний вміст ядер в Космічних променях приведено в табл.1. З таблиці. 1 видно, що у складі Космічних променів галактичне походження набагато більше легких ядер (Z=3-5), ніж в сонячних К. л. і в середньому в зірках Галактики. Крім того, в них присутня значно більше важких отруті (20) порівняно з їх природної поширеністю. Обидва ці відмінності дуже важливі для з'ясування питання про походження Космічних променів.
