1903年，盧瑟福（Ernest Rutherford，1871-1937）（左圖）和庫剋（H.L.Cooke）研究過這個問題。他們發現，如果小心地把所有放射源移走，在驗電器中每立方釐米內，每秒鐘還會有大約十對離子不斷産生。他們用鐵和鉛把驗電器完全屏蔽起來，離子的産生幾乎可減少十分之三。他們在論文中提出設想，也許有某種貫穿力極強，類似於γ射綫的輻射從外面射進驗電器，從而激發出二次放射性。
1909年，萊特（Wright）為了搞清這個現象的緣由，在加拿大安大略（Ontario）湖的冰面上重複上述實驗，發現遊離數略有減小。
1910年，法國的沃爾夫（Father Theodor Wulf）在巴黎300米高的埃菲爾塔頂上進行實驗，比較塔頂和地面兩種情況下殘餘電離的強度，得到的結果是塔頂約為地面的64％，比他預計的10％要高。他認為可能在大氣上層有γ源，也可能是γ射綫的吸收比預期的小。
1910-1911年，格剋耳（Alfred Gockel）在瑞士的蘇黎世讓氣球把電離室帶到4500米高處，記錄下幾個不同高度的放電速率。他的結論是：“輻射隨高度的增加而降低的現象……比以前觀測到的還要顯著。”
這種源的放射性與當時人們比較熟悉的放射性相比具有更大的穿透本領，因此人們提出這種放射性可能來自地球之外——這就是宇宙射綫最初的跡象。
奧地利物理學家赫斯(Victor Franz Hess,1883-1964)是一位氣球飛行的業餘愛好者。他設計了一套裝置，將密閉的電離室吊在氣球下，電離室的壁厚足以抗一個大氣壓的壓差。他乘坐氣球，將高壓電離室帶到高空，靜電計的指示經過溫度補償直接進行記錄。他一共製作了十衹偵察氣球，每衹都裝載有2～3臺能同時工作的電離室。
1911年，第一隻氣球升至1070米高，在那一高度以下，輻射與海平面差不多。翌年，他乘坐的氣球升空達5350米。他發現離開地面700米時，電離度有些下降（地面放射性造成的背景減少所致），800米以上似乎略有增加，而後隨着氣球的上升，電離持續增加。在1400米～2500米之間顯然超過海平面的值。在海拔5000米的高空，輻射強度竟為地面的9倍。由於白天和夜間測量結果相同，因此赫斯斷定這種射綫不是來源於太陽的照射，而是宇宙空間。
赫斯認為應該提出一種新的假說：“這種迄今為止尚不為人知的東西主要在高空發現……它可能是來自太空的穿透輻射。”1912年赫斯在《物理學雜志》發表題為“在7個自由氣球飛行中的貫穿輻射”的論文。
赫斯的發現引起了人們的極大興趣，從那時開始，科學界對宇宙射綫的各種效應和起源問題進行了廣泛的研究。最初，這種輻射被稱為“赫斯輻射”，後來被正式命名為“宇宙射綫”。當時，許多物理學家懷疑赫斯的測量，並認為這種大氣電離作用不是來自太空，而是起因於地球物理現象，例如組成地殼的某種物質發出的放射性。現在認為，宇宙綫是來自宇宙空間的高能粒子流的總稱。
1914年，德國物理學家柯爾霍斯特（Werner Kolhorster，1887-1946）將氣球升至9300米，遊離電流竟比海平面大50倍，確證了赫斯的判斷。
1922年，美國科學家密立根（Robert Andrews Millikan，1868-1953）（左圖）和玻恩（I.S.Bowen）將這些實驗拿到55000英尺的高空去做，為瞭解决這種輻射的來源，他們先是在高山頂上測量，後來又把裝有驗電器和電離器的不載人的氣球升到高空來測量大氣的電離作用。
1925年夏，密立根和助手們在加利福尼亞州群山中的Muir湖（繆爾湖）和Arrowhead湖（慈菇湖）的深處做實驗，試圖通過測量電離度與湖深的變化關係來確定宇宙射綫的來源，之所以選擇這兩個湖，是因為它們都是由雪水作為水源，可以避免放射性污染；而且，這兩個湖相距較遠，高度相差6.675英尺，這樣可以避免相互幹擾和便於比較。
1925年11月9日，國傢科學院在威斯康星州的Madison召開會議，密立根報告了測量的結果，他的結果表明，這些射綫不是起源於地球或低層大氣，而是從宇宙射來的，密立根同意當時大多數人的觀點，認為宇宙射綫是一種高頻電磁輻射，其頻率遠高於X射綫，是後者平均頻率的1000倍。他認為，這種射綫的穿透力既然比最硬的γ射綫還強許多，當然不會由帶電粒子組成。如果假定宇宙射綫真是像陰極射綫那樣的帶電粒子流，那它能穿透相當於6英尺厚度鉛塊的穿透力，將使這些粒子具有當時難以想像的高能量。如果假定宇宙射綫由光子（即電磁輻射的量子）組成，那麽宇宙射綫輻射到地球時，其飛行路綫將不受地磁的影響；相反，如果宇宙射綫是由帶電粒子組成，則它將肯定受到地磁場的影響，飛到高緯度地區的宇宙射綫帶電粒子將多於低緯度的地區，即有“緯度效應”(latitude effect)，而密立根的測量結果表明，宇宙射綫來自四面八方，不受太陽和銀河係的影響，也不受大氣層或地磁緯度的影響。
1927年，斯科別利茲（Dimitr Skobelzyn）利用雲霧室攝得宇宙射綫痕跡的照片，根據徑跡在雲霧室裏的微小偏轉，第一次確認了宇宙綫粒子徑跡。
1927-1929年，荷蘭物理學家剋萊(J.Clay,1882-1955)在從荷蘭到印度尼西亞爪哇島的旅行中，發現了緯度效應的蹤跡——靠近赤道處宇宙射綫強度比較低。
博思（Walther Bothe，1891-1957）提出的符合計數法是在蓋革計數器的基礎上發展起來的，他所做的革新是利用兩個計數管，使得衹有電離碰撞在兩個計數管中同時發生時，這兩個計數管纔會計數。他利用符合法來判斷能量和動量守恆定律對光子和電子的每一次碰撞是否都有效，或者說這些定律是否是作為一種統計平均纔成立。為了利用計數器研究被散射的α粒子和反衝電子之間是否符合，他與蓋革考察了單個的康普頓散射，得到的結論是：能量和動量守恆定律對光子和電子之間的每一次碰撞都是有效的。從此，符合法在宇宙綫的研究中得到了廣泛應用。1930年前後，宇宙綫領域裏的一些重要發現幾乎都和符合法分不開。符合法的發明也為核物理、α射綫和超聲波等方面的研究提供了有效工具。博思與玻恩共同分享了1954年度諾貝爾物理學奬。
1931年秋季，在羅馬召開的國際核物理會議上，物理學家們嚮密立根提出的宇宙射綫的電磁本質假說發起了公開的挑戰。意大利物理學家羅西（Bruno Benedetto Rossi，1905-1993）（右圖）在分析大量實驗數據的基礎上提出：從海平面觀察到的宇宙綫，本質上是由能量非常高的帶電粒子組成；從強磁場使其偏轉顯示的結果來看，它們的能量大約高於幾十個億電子伏，遠大於密立根的估計值。這些帶電粒子也許是在大氣層中，由宇宙輻射源初始的高能γ輻射産生的，但這種γ輻射（即光子）的能量遠遠高於密立根所說的“原子構造”時釋放的能量。還有第二種可能，即宇宙綫中觀察到的高能粒子就是最初的宇宙輻射，或者至少是它有意義的一部分。
密立根讓研究生安德遜利用強磁場中的雲室，直接測量宇宙射綫的能量，但安德遜的工作卻否定了密立根的假說，還導致了正電子的發現。
1932年，C.D.安德森（Carl David Anderson, 1905-1991）（左圖）發現了正電子，這是宇宙射綫研究的第一項引人註目的成果。
C.D.安德森是美國加州理工學院物理教授密立根（R.A.Millikan）的學生，從1930年開始跟密立根做宇宙射綫的研究工作。從1930年起C.D.安德森負責用雲室觀測宇宙射綫。安德森采用一個帶有非常強磁鐵的威爾遜雲室來研究宇宙射綫。他讓宇宙射綫中的粒子通過室內的強磁場，並快速拍下粒子徑跡的照片，然後根據徑跡長度、方向和麯率半徑等數據來推斷粒子的性質。
1932年8月2日，C.D.安德森在照片中發現一條奇特的徑跡，這條徑跡和負電子有同樣的偏轉度，卻又具相反的方向（右圖），顯示這是某種帶正電的粒子。從麯率判斷，又不可能是質子。於是他果斷地得出結論，這是帶正電的電子。狄拉剋預言的正電子就這樣被安德森發現了。
當時C.D.安德森並不瞭解狄拉剋的電子理論，更不知道他已經預言過正電子存在的可能性。狄拉剋是在他的相對論電子理論中作出這一預言的。從他的方程式可以看出，電子不僅應具有正的能態，而且也應具有負能態。他認為這些負能態通常被占滿，偶而有一個態空出來，形成“空穴”，他寫道：“如果存在空穴，則將是一種新的，對實驗物理學來說還是未知的粒子，其質量與電子相同，電荷也與電子相等，但符號不同。我們可以稱之為反電子。”他還預言：“可以假定，質子也會有它自己的負態。……其中未占滿的狀態表現為一個反質子。”關於反質子的預言，到1945年纔由西格雷（Emilio Segrè）證實。
英國物理學家布萊剋特（Baron Patrick Maynard Stuart Blackett, 1897-1974）從1921年起進行改進威爾遜雲室照相技術以研究原子核的人工轉變。1924年，他用雲室照片首次成功地驗證了人工輕核轉變，即氦-14核俘獲α粒子變為氧-17。1925年，他創製了雲室照相受自動計數器控製的裝置。在C．D．安德森發現正電子後的短短幾個月，布萊剋特就用他拍攝的正負電子成對産生過程的宇宙綫徑跡照片有力地證實了正電子的存在。
由於宇宙射綫和正電子的發現有密切聯繫，諾貝爾委員會將1936年諾貝爾物理學奬授予這兩個相關項目的赫斯和安德森，而布萊剋特因改進威爾遜雲室以及由此在核物理領域和宇宙射綫方面作出的一係列發現，獲得了1948年度諾貝爾物理學奬。
美國物理學家康普頓（Arthur Holy Compton，1892～1962）（右圖）因發現康普頓效應（也稱“康普頓散射”）於1927年獲諾貝爾物理學奬。他的主要興趣是核物理研究，他預見核能會給人類帶來巨大的利益，為了充分利用核能，康普頓决定先研究宇宙射綫，計劃在1932年對地磁緯度不同和高海拔的地方，進行宇宙射綫強度等方面的測量，康普頓組織了6個遠征隊，到世界各地的高山、赤道附近低緯度區等進行了廣泛測量，以便對初始的宇宙射綫到底是光子還是帶電粒子作出合理的判斷，康普頓本人主持了美國中西部的落磯山脈以及歐洲南部的阿爾卑斯山脈、澳大利亞、新西蘭、秘魯和加拿大等地的兩個遠征隊。
1932年3月18日，康普頓開始了行程5萬餘英裏，遍歷五大洲，跨越赤道5次的遠征，遠征開始時，康普頓傾嚮於接受密立根的（光子的）假說，在廣泛測量之後，他的觀點有了根本性的變化，他斷定：海平面的宇宙射綫強度可以相當滿意地表示為衹是地磁場傾角的函數；宇宙射綫的強度隨高度連續地增大，密立根所斷言的在9000米處有最大值並不存在。9月份以後，康普頓陸續收到60多位科學家在分佈範圍極廣的69個觀測站測量到的數據，反映了緯度從北78°到南46°、經度從東175°到西173°這個地理經緯度的範圍內，宇宙射綫強度的分佈情形，康普頓宣佈宇宙綫存在緯度效應，並認為宇宙射綫是帶電的高能粒子。
密立根在1932年也進行了範圍較廣泛的觀測。加利福尼亞理工學院一位年青物理學家內赫（H.V.Neher）發明了一種高靈敏度的自動記錄驗電器。空軍的負責人同意密立根使用轟炸機，可將測量儀器帶到8000多米高空。9月底，密立根在氣象署的幫助下利用氣球到平流層作了測量。如果宇宙射綫真是帶電粒子流，密立根應當有條件得到康普頓相同的結論的，但他們由觀測所得到的結論卻完全不同（左圖為密立根發表的文章）。
1932年12月底，美國物理學會在新澤西州大西洋城（Atlantic City）召開會議，密立根和康普頓這兩位諾貝爾物理奬獲得者就宇宙射綫的本質進行了激烈的爭論。康普頓在會議上報告：不同緯度處宇宙射綫強度有明顯不同，說明初始宇宙射綫有帶電粒子的特徵，並提出了支持這種觀點的三種實驗。密立根在大西洋會議上宣讀了內赫跨越赤道航行的測量結果，沒有發現緯度效應。由於雙方都宣稱自己有實驗為證，無法統一思想，但大多數物理學家已經開始轉嚮承認康普頓的觀點。
1935年11月11日，由兩名勇敢的駕駛員（Albert W. Stevens和Orvil A. Anderson）駕駛探測者2號氦氣球（體積為113000立方英尺）上升到官方記錄的22066米的高空，收集了大氣、宇宙綫和其他數據。
美國加利福尼亞理工學院的內德梅耶（Seth Neddermeyer，1907-1988）（右圖）和安德森（Carl D. Anderson）1934年提出假設：具有高度貫穿力的蹤跡是質量在電子與質子之間的粒子的蹤跡。（左圖為安德森與內德梅耶）
1936年，他們在宇宙射綫中發現了一種帶單位正電荷或負電荷的粒子，質量為電子的206.77倍，人們以為它就是湯川秀樹1930年預言的介子，稱它為μ介子，後來發現這種粒子其實並不參與強相互作用，是一種輕子，所以改名為μ子。
1938年，奧格爾（Pierre Auger，1899-1993）（右圖）發現了廣延空氣簇射。簇射是由原始高能粒子撞擊産生的次級亞原子粒子。他發現簇射的能量高達 1015 電子伏特，即當時已知的一千萬倍。
1940年3月9日，一架比奇AD-17雙翼飛機在海拔21050英尺高空飛越南極，為美國探險隊測量宇宙綫。
1946年，物理學家羅西（Bruno Rossi）與查纔品（Georgi Zatsepin）領導的小組進行了首次空氣簇射結構的實驗（右圖）。研究小組創建了首個探測空氣簇射的相關探測器陣列。
1946年，兩位英國科學家羅徹斯特（George D.Rochester）和巴特勒（Clifford C.Butler，1922-1999）拍了許多雲霧室事件的照片，在其中一張照片中，發現了些形狀象字母V的徑跡。衹有承認質量近似為494MeV/c2 的粒子在飛行中衰變成二個π介子時生成這些徑跡，才能對此作出解釋。人們確信存在一種新的粒子，根據其徑跡形狀，就叫它V粒子（左圖）。這種V粒子現在叫作K0粒子，這就是後來被稱為奇異粒子的一係列新粒子發現的開始。
1947年8月16日，物理學家波默蘭茨（Martin Pomerantz）宣佈放飛了4個攜帶宇宙綫探測儀的氣球（左圖），在至少127000英尺的高度越過了南極地區。
1947年，英國的鮑威爾（Cecil Frank Powell,1903-1969）等人創造了將核乳膠用氣球送到高層空間去記錄宇宙綫的方法，在玻利維亞安第斯山地區從宇宙射綫中發現了湯川秀樹1930年所預言的π介子，質量約為電子質量273倍，它與原子核之間有很強的相互作用，稱為帶電π介子。π介子存在的時間僅有兩億分之二點五秒，之後便分裂為μ介子，μ介子存在時間相對較長，為百萬分之一秒，並以每秒鐘上萬公裏的速度飛行。
湯川秀樹與鮑威爾分別於1949年和1950年獲得諾貝爾物理學奬。
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“穩恆態宇宙理論”，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“穩恆態”宇宙中沒有開始，沒有結束。星係在各個方向上簡單地飛離，就像烤蛋糕時蛋糕上的葡萄幹隨着蛋糕膨脹而遠離。為了填補星係退行後留下的虛空並保持宇宙總的外觀，他們假定物質在星係際空間無中生有地創生，物質的創生率（每立方公裏每年産生一個粒子）恰好用來形成新的星係。
1948年，伽莫夫（George Gamow，1904-1968）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，並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産生。
1949年，費米（Enrico Fermi,1901～1954）發表宇宙射綫理論，嘗試以超新星爆發的磁力衝擊波來解釋宇宙射綫的粒子加速機製，但未足以解釋最高能宇宙射綫的存在。
1962年，美國麻省理工學院的林斯裏（John Linsley）與同事，利用新墨西哥州火山農場10平方公裏的空氣簇射探測器組探測到一個能量估計為 1020 電子伏特的宇宙射綫。
1965年，美國貝爾電話實驗室的彭齊亞斯（Arno Penzias，1933-和威爾遜（R.W.Wilson）無意中發現了大爆炸理論預言的宇宙微波背景輻射。他們本想要使用一根大型通信天綫進行射電天文學的實驗研究，但因不斷受到一個連續不斷本底噪聲的幹擾，使得實驗無法進行下去。那個噪聲的波長為7.35釐米，相當於3.5k溫度的黑體輻射，其各嚮同性的程度極高，而且與季節變化無關。幾乎一年，他們想盡辦法跟蹤和除去這個噪聲但絲毫不起作用，便打電話給普林斯頓大學的羅伯特·迪剋（Robert Henry Dick, 1916～），嚮他描述遇到的問題，希望他能作出一種解釋。迪剋馬上意識到兩位年輕人想要除去的東西正是迪剋研究組正在設法尋找的東西——宇宙大爆炸殘留下來的某種宇宙背景輻射。彭齊亞斯和威爾遜獲得了1978年諾貝爾物理學奬。
1966年，格雷森（ Kenneth Greisen）、查纔品（Georgi Zatsepin）和古茲文（Vadem Kuzmin）認為，高能宇宙綫與微波背景輻射相互影響減小了能量，因此宇宙射綫的能量應低於5 x 1019電子伏特。（右圖為衛星記錄的宇宙微波背景圖）
現代的宇宙綫探測方式
直接探測法——1014eV以下的宇宙射綫，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綫。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綫。
間接探測法——1014eV以上的宇宙射綫，由於通量小，必須使用間接測量，分析原始宇宙射綫與大氣的作用來反推原始宇宙射綫的性質。 當宇宙射綫撞擊大氣的原子核後産生一些重子、輕子及光子(γ 射綫)。這些次級粒子再重複作用産生更多次級粒子，直到平均能量等於某些臨界值，次級粒子的數目達到最大值，稱為簇射極大，在此之後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公裏處輻射最強，100公裏以上的太空輻射則以太陽風及宇宙射綫為主。
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、契倫可夫望遠鏡、螢光望遠鏡。
地面（及地下）陣列通常需要多個帶電粒子探測器組成，分佈於廣大平坦的區域，次級粒子才能有充足的取樣，可全年操作。契倫可夫望遠鏡可探測由次級粒子産生的契倫可夫光，螢光望遠鏡可探測帶電粒子遊離氮氣産生的螢光，這兩種望遠鏡衹能在夜間操作且需避開城市光源，平均操作時間衹有10%。
宇宙射綫為來自太陽係以外的高能量粒子，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綫穿過。宇宙射綫的主要成份是質子，及其它核種從氦核到鐵核以上，甚至微量的鑭係元素。人造粒子加速器其最高能量約為1013eV。右圖顯示了宇宙射綫的能譜，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)。極高能宇宙射綫(Ultra High Energy Cosmic Rays: UHECR)主要研究1018eV以上的宇宙射綫。為什麽會有這麽高的能量？它們的來源在那裏？它們是什麽粒子？這些都是宇宙射綫物理學家的研究課題。
UHECR的研究經費在美國超導對撞機(Superconducting Super Collider)計劃終止後快速增加，並成為天文粒子物理學研究的三大主流之一(另兩項為早期宇宙與微波背景、微中子與暗物質)。
英文解釋
: radiation that reaches the earth from outer space, cosmic rays