پرتوهای کیهانی، اشکال معماگونه‌ای از تابش هستند که مرتبا از سوی فضا بر ما می‌بارند. آنها از ذرات بارداری تشکیل شده‌اند که مرتبا با جو زمین برخورد می‌کنند؛ جایی که شکسته شده و حتی در قالب ذرات کوچک‌تری به زمین می‌رسند.
به دلیل آن که پرتوهای کیهانی دارای بار الکتریکی هستند، توسط میدان‌های مختلفی که در کهکشان وجود دارد منحرف می‌شوند. به دلیل این انحراف، آنها مستقیما از منابعشان به زمین نمی‌رسند. دانشمندان باید راهکارهای غیرمستقیمی را به کار ببرند تا منبع پرتوها و مسیری که طی کرده‌اند را مشخص کنند. ترکیبات شیمیایی پرتوهای کیهانی، یک منبع اطلاعاتی از ساختار جهان را در اختیار ما می‌گذارند که به‌گونه‌ای شگفت‌انگیز غنی است. ساختار شیمیایی منظومه خورشیدی، با استفاده از طیف‌نگاری خورشید، مطالعات درباره بادهای خورشیدی و تحلیل شیمیایی شهاب‌سنگ‌ها مشخص شده است. شهاب‌سنگ‌ها معمولا اطلاعاتی خالص‌تر از آن‌چه سنگ‌های زمینی در مورد ساختار منظومه شمسی به ما می‌دهند را فراهم می‌کنند؛ چرا که به هر حال، سنگ‌های زمینی برای سالیان بسیار دراز تحت تاثیر فشار جو و انواع واکنش‌های شیمیایی با گازهای موجود در هوا بوده‌اند.
ساختار پرتوهای کیهانی از آن جهت اهمیت دارد که این پرتوها یک نمونه مستقیم از ماده بیرون از منظومه ما هستند، و همچنین حاوی عناصری هستند که خیلی به ندرت در خطوط طیفی ستارگان مشاهده می‌شوند. آنها همچنین اطلاعات مهمی را درباره انقلاب ساختاری کیهان فراهم می‌کنند.
پرتوهای کیهانی ثانویه
در تصویر... نسبت سیلیکون را به عنوان یک "شمع استاندارد" یا نقطه مرجع در نظر می‌گیریم و نسبت دیگر عناصر را با آن مقایسه می‌کنیم. سیلیکون به این دلیل به‌عنوان مرجع انتخاب شده است که عنصری است با جرم متوسط، و به راحتی قابل رد‌یابی و اندازه‌گیری است. ما در تصویر می‌بینیم که در پرتوهای کیهانی، نسبت به منظومه شمسی، درصد هلیوم و هیدروژن کمتری وجود دارد. تفکر متداول این است که این موضوع، نتیجه این است که هلیوم و هیدروژن سخت‌تر از عناصر سنگین به انرژی‌های بالا شتاب می‌یابند. همچنین می‌توان مشاهده کرد که بعضی عناصر سبک (مانند لیتیوم، بریلیوم و بور) که به ندرت در منظومه شمسی یافت می‌شوند (و نیز در بقیه جهان) در پرتوهای کیهانی تقریبا متداول هستند. در ضمن می‌توانیم ببینیم که عناصر بین سیلیکون و آهن، بیشتر در پرتوهای کیهانی مشاهده می‌شود تا در منظومه شمسی.
دلیل پذیرفته شده برای همه مشاهدات مربوط به پرتوهای کیهانی مربوط به لیتیوم و بریلیوم و بور، چنین است که آنها را تکه‌هایی از عناصر سنگین‌تر می‌دانند (به خصوص کربن و اکسیژن) که در مسیر رسیدن به ما، برخوردهایی با گازهای بسیار رقیق فضای بین ستاره‌ای در سرعت‌های بالا داشته‌اند. همچنین، عناصر بین سیلیکون و آهن نیز به عناصر سنگین‌تر، مثل آهن و نیکل، پیوسته‌اند و بعد به ما رسیده‌اند. این عناصر به عنوان "پرتوهای کیهانی ثانویه" (secondary cosmic rays) یا به اختصار "ثانویه" شناخته می‌شوند.
از تعداد پرتوهای ثانویه‌ای که در زمین مشاهده شده‌اند و با دانش احتمالات در رابطه با این تصادف‌ها (که می‌تواند در شتاب‌دهنده‌ها در زمین اندازه‌گیری و مطالعه شود)، این امر ممکن شده است که مقدار ماده‌ای را که امواج از آن ناشی شده است، اندازه بگیریم. هرچه ماده بیشتر باشد، پرتوهای اولیه بیشتر و شدیدتری تولید می‌کند. می‌توان فکر کرد که اگر امواج کیهانی از کهکشان ناشی شوند، مقدار ماده‌ای که از میان آن عبور کرده و با متوسط چگالی فضای بین ستاره‌ای تخمین زده می‌شود (حدود یک اتم در هر سانتی‌متر مکعب)، سن پرتوها را تعیین می‌کند. با این روش، عمر یک پرتو کیهانی در حدود 2 میلیون سال محاسبه می‌شود که البته رقم درستی نیست.
ساعت‌های رادیواکتیو
روش دیگر برای به‌دست آوردن سن پرتوها، استفاده از رادیوایزوتوپ‌هاست. این رادیوایزوتوپ‌ها، به عنوان ساعت‌هایی بسیار شبیه کربن-14 (که توسط دیرین‌شناسان استفاده می‌شود)، کار می‌کنند. چندین نوع ایزوتوپ وجود دارد: بریلیوم-10، آلومینیوم-26، کلر-36 و... . که تقریبا همگی جزو پرتوهای ثانویه هستند. این ذرات، درست بعد از پیدایش شروع به واپاشی می‌کنند و کسری از آنها که به زمین می‌رسد، تعیین‌کننده طول عمر آنهاست. با این روش متوسط سن پرتوها 10 میلیون سال محاسبه شده است که رقم مورد پذیرش جوامع علمی است. دلیل آن‌که 2 میلیون سال که پیش‌‌تر بیان شد نادرست است، این است که پرتوها تنها در ناحیه با چگالی یک اتم در سانتی‌متر مکعب قرار نمی‌گیرند. پرتوهای کیهانی بخش زیادی از سفر خود را در نقاطی با چگالی پایین می‌گذرانند.
از آنجا که پرتوهای کیهانی با گازهای بین ستاره‌ای واکنش می‌دهند، می‌توانند پرتوهای گاما تولید کنند که می‌تواند روی زمین دریافت شود. ما از همین پرتوها نیز اطلاعاتی در مورد ساختار، چگالی و مواد تشکیل‌دهنده کیهان به دست می‌آوریم.
