宇宙线研究的前沿科学问题
自1911年亥斯（Hess）发现宇宙线以来，各国的科学家对宇宙线的研究已接近100年。
1）作为高能粒子炮弹，可担当加速器实验尚无法实现的重要研究课题。
研究此能区高能作用的主要特征，特别是对撞机难以观测的极端朝前区，捕捉可能出现的反常（相对于标准模型）现象、稀有事例（如宇宙线实验中曾出现过的大横动量多芯事例、hatron-bundle、 缺π0的Centauno型事例，及理论预言过的某些新粒子）。要知道，无论人类怎样投入，人造加速器都无法与宇宙加速器相比。目前已知宇宙线中有能量为北京正负电子对撞机百亿倍高能粒子。
像用人造的或月－地天然磁谱仪寻找反物质并探究其起源，捕捉来自山体方向的EAS来确认中微子震荡的存在(一些宇宙远方的高能μ中微子在长程旅行中转化为的Tau中微子在穿过山体后有机会转化为Tau, Tau衰变产物中的电子或强子必然于大气中引发的EAS)等，也是宇宙线研究粒子物理的特色方法。
2）作为宇宙的物质样品和人们的研究工具，人们自然要问：它是什么？出产在哪里？怎样被加速到如此高能又怎样来到地球的？
这就是宇宙线的（元素）成分、能谱、起源、加速和传播课题。
关于成分。在GeV和TeV能段，已有的和新的空间和气球探测器避开大气的直接测量揭示，宇宙线的元素构成与银河物质的基本相同，又反映了它们在宇宙空间传播的次级效应和与恒星生命晚期的联系（铁族重核在宇宙线里的丰度很高）。然而受限与尺寸、重量和滞空期，大型气球实验在接近100TeV时已显得力不从心（统计量严重不足）；而能很好工作于超高能区的EAS粒子阵列，是通过对其在大气层中经过多代级联而发展成的EAS粒子群的间接测量来推算成分的，这中间要用到由加速器实验结果外推而得到的超高能作用模型，模型中的某些假定性带来了其原初粒子成分认证上的不确定性。为改善这种状况，现在的空间实验在努力增大其体量（如美国NASA 的CREAM 跨大西洋气球实验，仪器尺寸达1.2米，最高能测到1000TeV以上的粒子）；而地面EAS阵列也在往逐事例测量EAS粒子的详细时空分布和同时观测多种次粒子的方向努力（如羊八井阵列的地毯化和正实施中的ASγ阵列μ子探测器计划），来改善其对原初宇宙线成分的区分。
关于能谱。空间、气球(<=100TeV) 和地面EAS测量（>=100TeV）的联合给出了一个跨11个量级的宇宙线原初能谱。其中在GeV能段的随时间变化反映了太阳对银河宇宙线的调制；在5000TeV附近的‘膝’、在EeV附近的‘踝’结构和在近100EeV的GZK截断，可能蕴藏着此能区宇宙线成分、起源和传播中的重要宇观和微观信息。 就膝区而言，这叫‘膝区物理’。作出精细的膝结构（发现于1958年，至今各家仍难统一），破解其形成之谜，是高山实验特别是羊八井的责任。期待已运行取数的欧洲大型强子加速器（LHC）及早将此能区高能核作用的特性摸清，以构建出更为可信的EAS发展模型，使超高能宇宙线数据分析中长期存在的成分和模型互相纠结问题得以解脱，成分识别的唯一性将因此得以提高。得此助益，膝区物理的突破定可期待。而测准极高能的能谱截断，关键还是要改变事例数太少、统计严重不足的局面。这需要在海平面的巨型EAS粒子阵列（如在阿根廷的Auger）和新一代太空（俯看）EAS大气荧光望远镜（如计划于2016年上国际空间站（ISS）的JEM-EUSO）及近年再度兴起的大EAS射电脉冲探测试验（如在南极上空气球上的探测雪地反射回去的EAS脉冲射电波的ANITA计划）获得成功，并积累起足够的事例数（100平方公里地面平均每年才有1个100EeV能量的宇宙线粒子落下），来作出可靠的宇宙线极高能区能谱，澄清Cut-off之谜，直接追踪极高能宇宙线源（最最高能的宇宙加速器）。
关于起源。 理论上，我们相信宇宙线主要是恒星生命末端灾变的产物（如超新星爆发及其遗迹星云和脉冲星；大质量黑洞及以它为中心的活动星系核等），但真正实验找到的迄今还只有壮年的太阳。不过，太阳只能在其耀斑爆发和日冕物质抛射驱动的激波里才能加速粒子到MeV以上的高能，是个很弱且间歇式的低能宇宙线源；而它强大的太阳风倒是个阻止低能银河宇宙线进入太阳系领地的宇宙线强度的“调制器”。
为弄清起源问题，最根本的一步是要找到几个具体的宇宙线源天体，以便对其进行长期持续的跟踪观测，通过它的时变规律和能谱特征研究，了解那里的物理条件和产生加速机理。由于宇宙线多是荷电的裸核（主要是氢核即质子），他们在充满微弱磁场的星系际空间的长途旅行中早已被偏转得失去了原来的方向，只有其中的中性长寿命粒子（高能γ和中微子）不受磁场影响保持着其对老家的指向性。又由于中微子极难探测，我们偏爱以探测某候选天体方向上的高能γ的超出来寻找γ源。于是，自上世纪80年代中叶起，以空间的γ望远镜、地面的大气切伦科夫望远镜（IACT）和EAS阵列（前者如在轨的Fermi空间望远镜，在纳米比亚的HESS、在欧洲的MAGIC 等； 后者如羊八井的ASγ多点取样阵列和ARGO全覆盖地毯式阵列）为工具，以寻找γ源为主要目标的‘γ天文’在全球兴起至今未艾。迄今，空间实验已找到千多个GeV级γ源天体，地面试验也找到了约百个之多的TeVγ源。但究其来源，它们都属于高能电子源，而非真正的宇宙线源。现在德国的KASCADE阵列已经完成了其大型μ子探测器阵列的新建，我国羊八井也正在ASγ阵列中添加大型μ子探测器，计划中的LAHASO阵列也包含大量μ子探测器，以便能更高效地挑选出γ引起的EAS, 从而降低本底、提高灵敏度，在100TeV能区避开超高能电子（在其源区光子场中的的逆康普顿散射）产生γ的机制，而确保找到的γ源就是宇宙线源（源于超高能质子在源区核作用产生的π0衰变），以便跟踪研究。
上述诸项，都在逐年积累数据、改进精度，但真正的突破性进展尚待努力。
3）寻找反物质和暗物质
为什么现实世界都是由正物质构成的？难道是重子数不守恒了？C和CP破坏了？早期宇宙出了点什么状况？还是一切正常只是等量的反物质集中存在于宇宙的某个远方？为破解此谜，自上世纪90年代起就有一批气球带着磁谱仪上天直接测量反质子和反核的相对丰度（如BESS 和现在的BESS Polar 这样的气球载反质子谱仪；现在还有丁肈中主持的AMS 空间站质谱仪），它们在GeV能区得到了越来越精确的反质子、反核的相对丰度数据及其随能量的依赖的曲线；但由于此能区的背景复杂难以靠理论计算一一去除，测到的这些反核究竟是来自宇宙远方还是我们银河内粒子核作用的本地产物？一时尚难廓清。倒是作为副产品，这些质谱仪都测出来了一段较前更加精细的多种元素的能谱，为低能宇宙线成分研究提供了更详实的资料。利用月球和地磁场组成的天体磁谱仪，羊八井的两个阵列都测量了～10TeV能区（这里的背景相对要单纯些）的宇宙线月影偏移，也初步给出了两个反质子丰度上限值（较以往别家上限更低点），说明改进阵列角分辨并长期积累更多事例将有希望使此方法更有竞争力。
种种迹象表明，宇宙中的暗物质总量约占（由重子组成的）可见物质的5倍多，可暗物质是什么？分布在哪里？却无人说的清。大家倾向认为，最可能的暗物质候选者是预言中最轻的超对称粒子Neutralino, 它的质量大（50GeV-10TeV）、寿命长、作用弱、速度低，因而可聚集成团。在浓密的聚集区里它们总有互相碰撞的机会，从而可以通过自湮灭而产生能量等于该粒子质量的单能γ射线。利用地面的成像大气切伦科夫望远镜阵列（ICAT）和能较好分辨质子和γ簇射的EAS 阵列，观测某些特定天区的弥散γ射线，测其能谱，谱中若有一鼓包出现，即是叠在弥散背景上的Neutralino湮灭线，其在能量轴线上的位置就对应它的质量。正处于运行当中的Fermi 空间望远镜、地面许多大型ICAT在100GeV之下，改进后的羊八井阵列在TeV以上均有作出贡献的机会。（只是前二者是指向跟踪工作模式，观测这个就不能观测别的，要单独拿出时间专做此项观测；EAS粒子阵列是半全天尽收眼底的全天候工作模式，可以同时兼作多项工作，只是甄别γ的效率较低。）
4）针对地球“空间天气”的宇宙线强度监测和寻找灾害预警办法应用研究
除了宇宙线强度全球监测网仍在运行，长期连续地积累反映太阳活动长期变化的档案性数据外，对太阳活动和日地空间环境的短期变化的实时监测研究显得更有现实意义。参与多波段的地球‘空间天气’日常监测，研究突发的太阳高能粒子事件（SEP）及其后续效应（磁暴、电离层扰动等）对航天器、宇航员、通讯、导航、地面高纬区的电网、输油管线的破坏作用，探索利用SEP高能粒子比同一事件中浓度更高、破坏力更强的低能粒子暴可能先到的10－60分钟，能否为相关的空间和地面灾难提供即时的预警，已是人类社会对宇宙线研究提出的一项紧急应用研究课题。
5）探索和发展宇宙线中微子天文
在恒星内部的‘核子锅炉’里，在宇宙线源区的核作用次级产物的弱衰变中都有大量的中微子产生。它们是可穿透天体或自天体内部出发的宇宙‘使者’，精准地保持着它原始的行进方向，可以引导我们找到远方的宇宙线源或激烈活动的高能天体。但是，由于中微子的作用截面特小，难于探测，中微子探测器必须包含巨大规模的靶物质。于是先后出现了夏威夷、地中海、贝加尔湖等水下、南极冰下(ICE-CUBE）、地下水池中（日本神冈和超神冈）和空中或地面的EAS无线电脉冲探测（ANITA等）等大型中微子探测装置问世。神冈实验于1987年探测到了来自超新星SN1987A爆发的中微子，实验地支持了超新星理论模型，它积累的数据还确认了太阳中微子缺失的事实成为中微子震荡的间接证据，使得小柴昌俊荣获了2002年诺贝尔物理奖。
地面EAS 阵列原则上可以通过观测水平EAS或被数公里外的一座大山档着视线的大天顶角EAS，甚至用通过自地下上行的（up-going）粒子来探测中微子，但由于阵列探测器要垂直于地面放置和别的麻烦，至今少有人加以实施。
《小贴士1》 能量单位符号 MeV＝百万电子伏，其后是TeV、PeV、EeV，它们各相继增加1000倍。MeV是核能的能标。
《小贴士2》 EAS (Extensive Air Shower) ：广延大气簇射。能量足够高的原初宇宙线粒子（质子、氦核、…、铁核、γ等）进入地球大气层，必然会与空气原子核发生高能相互作用，产生大量的次级粒子（核子、介子，甚至迄今尚属未知的粒子）。这些一级次粒子中的核作用粒子在前进中又继续与空气原子核碰撞，一代又一代，形成‘核级联’。在每次核作用中产生的π0，立即衰变为两个γ，γ又转化为电子对，电子、正电子又通过韧制辐射产生γ，从而围绕核级联主干形成庞大的‘电磁级联’。这些同一祖先的粒子们组成一个庞大的扁盘状的粒子群（在大气中逐渐长大又逐渐衰减）以光速自天而降，在土中被吸收；而其中（在核级联中产生的介子和某些重子的衰变中产物）的大量的中微子和μ子则继续往地下穿行。EAS粒子群的大小依赖于引起此EAS的原初宇宙线粒子的能量和它在大气层中的位置。在羊八井，一个膝区能量的垂直入射的EAS会拥有百万个带电粒子（及数倍更多的γ和中微子），中间密集边上稀疏地分布在直径2－3百米的范围内。
《贴士3》EAS的探测。
（1）EAS粒子阵列。最直接的探测。以众多粒子探测器在约百平米（适用于超高能区；对极高能区的观测则需在百平方公里）地面组成多点取样的（或地毯式的）探测阵列，测定簇射的到达方向、粒子密度分布、粒子总数、原初能量，供各种物理工作之用。特点是只有这种方式可以测定EAS的结构，而且视场大（半全天）、全日制、风雨无阻。依赖于阵列大小和所在海拔，其工作能区可以自TeV一直延伸至最高能（100EeV）。
（2）IACT. 用球面或抛物面镜子收集EAS粒子通过大气时的次级效应发出的切伦科夫光（锥），使之在众多光电倍增管上成像，测定EAS的到达方向和能量。特点是方向准、区分原初γ和质子效率高，很适合寻找γ源，。但只能在晴朗无月之夜才能观测，且是望远镜似的指向跟踪，不能同时看两个源。
（3）EAS大气荧光装置。在较远的地方以‘蝇眼’似的光学装置探测巨型EAS 的带电粒子激发空气原子发出的大气荧光。也是测量到达方向、簇射能量，并有簇射发展极大位置的粗略信息。荧光是各向同性发射的，可以把设备放在空中去看以扩大视场。专门用于极高能宇宙线的观测。也只能在晴朗无月夜晚工作。
（4）EAS 的射电观测。 伴随大型EAS的众多带电粒子，有脉冲无线电信号发出。利用大型相关频率的天线阵列，可以探测到此信号。人们企望用此方法廉价地扩大极高能宇宙线观测的有效面积，并为中微子天文找到简易工具。现尚处于试验期，它的主要难度是如何有效剔除空中的种种射电噪声和找出其某可测量与簇射能量之间的确定的关系。期待这一波试验热潮得以成功。