初級宇宙線與大氣作用產生的各種射線。初級宇宙線的粒子進入大氣後逐漸被吸收，它們與大氣中原子核作用產生的強子構成次級宇宙線的強子成分；產生的π0或η介子，又衰變為γ光子，γ光子在大氣中電磁級聯簇射，構成次級宇宙線的電子光子成分；π±或K±介子衰變產生次級宇宙線的μ子成分。這些粒子統稱為次級宇宙線。人們在地面上探測到的宇宙線（除初初級宇宙線中微子外）基本都是次級宇宙線。
吸收 次級宇宙線的強度（單位時間內通過單位立體角單位面積的粒子數）與大氣深度和天頂角有關。
宇宙線進入大氣層後，隨大氣深度（到大氣層邊緣的距離，通常用在這一距離內單位橫截面間的物質的量來表示，單位為克／厘米2）的增加，次級宇宙線不斷產生，宇宙線平均能量逐漸降低，其強度最初是逐漸增大，在海平面上12～22公裡高度處宇宙線強度有極大值，以後因大氣吸收，強度逐漸減弱。由於地磁效應，在地磁極區初級宇宙線包含有較多的低能粒子，其強度比地磁赤道區約高一個量級，但能量較低的粒子產生的次級粒子的數量較少，也容易被吸收，因而隨著大氣深度的增加，地磁極區的宇宙線強度較快地達到極大，以後吸收也較快，它與地磁赤道區的宇宙線強度差別逐漸減小，在海平面二者間的差別僅約為14％。在海平面宇宙線強度約為1.1×109cm9·s-1·sr-1，這個強度比極大值處低20～50倍。
次級宇宙線的天頂角分佈也反映它在大氣中的吸收特性，在大天頂角方向，宇宙線穿過的大氣吸收層比垂直方向厚，其強度就弱。以I(x，θ)表示大氣深度為x、θ方向的宇宙線強度，一般有I(x，θ)=I(x，0)cosθ，其中I(x，0)為垂直方向的宇宙線強度。n值隨宇宙線成分及大氣深度不同而異，在同一深度n值越大表明它在大氣中的吸收越快。對海平面宇宙線有n=2。
強子成分 初級宇宙線中原子核進入大氣後，在幾十克／厘米2深度內幾乎全部因與大氣核作用而碎裂，故次級宇宙線中的強子成分不再包含原子核，大部分是核子，少部分是介子。它們在大氣中的吸收較快，吸收長度λa≈100克／厘米2，即在大氣深度為x處觀測強子成分垂直方向的強度為I(x，0)=I(0)exp(-x/λa)，其中I(0)為大氣頂端的強子成分強度（近似於初級宇宙線強度）。在海平面帶電強子成分的強度約為 1×104cm9·s-1·sr-1，約比初級宇宙線強度低三四個量級。在地面上能量大於E的帶電強子數目即積分能譜可表為N(>E )∝(E+D)-m，其中D≈9×108eV，m＝2，對於能量E>1010eV區域能譜與初級宇宙線相似，這是一個很陡的譜，即每當能量高一個量級，宇宙線的強度要降兩個量級。因此研究流強極為微小的超高能宇宙線事例要有大規模的探測器並且放置在盡可能高的地方去觀測。如放置在5500米高山上的乳膠室，每平方米每年可得到一個觀察能量超過1014eV的宇宙線作用事例，而要觀察1018～10τeV的廣延大氣簇射事例則需要把探測器佈置在若幹平方公裡范圍。宇宙線的中子成分對於能量高於1010eV的高能部分，在地面上觀察到的強度與能譜均與質子相似，但能量低於500MeV的宇宙線的中子強度比質子大，在海平面宇宙線中包含瞭能量從eV到100MeV的中子， 其強度為10-3cm9·s-1·sr-1量級。對能量高於1010eV的宇宙線強子以I(x，θ)=I(x，0)cosθθ表其天頂角分佈，在5500米高山有n=5，在海平面n值更大。
光子電子成分 初級宇宙線中隻有百分之幾的電子成分和一些低能光子，次級宇宙線中的光子電子成分主要來自宇宙線與大氣核作用產生的π0介子衰變放出的γ光子，這些γ光子在大氣中電磁級聯簇射，所以從大氣頂端開始光子電子成分隨大氣深度強度逐漸增大，在海平面上15～20公裡高空達到極大值，此時它的強度約占宇宙線強度的3／4，比初級宇宙線的強度還高一倍左右。以後它在大氣中逐步被吸收，因為它主要來源於強子成分的核作用，所以其能譜形式及吸收規律和強子成分相近，天頂角分佈也與強子成分相近。但到達海平面，有部分光子電子成分是μ子成分的作用產物，在地下還可以探測到強度很低的光子電子成分，它們基本都是μ子成分的作用產物，這時光子電子成分的能譜形式和天頂角分佈就與強子成分不一樣。由於光子電子成分容易被鉛吸收，常稱為宇宙線的軟成分（實驗上指被10厘米鉛吸收的宇宙線為宇宙線的軟成分）。
μ子成分 宇宙線中的μ子是π±、K±介子的衰變產物。初級宇宙線進入到大氣層不到100克／厘米2的深度范圍，多數會發生核作用，產生π±、K±，在12～20公裡高空空氣稀薄，介子在此發生次級作用的幾率較小而衰變幾率大，多數μ子在此層產生。故稱之為μ子產生層。μ子產生的平均高度約為100克／厘米2（大概對應於16公裡左右的高空），稱為μ子的產生高度，μ子壽命較長（約2×10-6秒），它在物質中運動損失能量也小，因而有很強的穿透力，通常很容易穿過10厘米厚的鉛吸收體，故稱μ子成分為宇宙線的硬成分。臨近地面隨大氣厚度增加，宇宙線的其他成分被大氣逐漸吸收，強度逐漸減小，而μ子成分吸收慢，它的強度逐漸超過其他成分，在海平面μ子成分的強度占宇宙線強度的3／4，約8×10-3cm9·s-1·sr-1。
海平面宇宙線的天頂角分佈主要反映μ子成分的天頂角分佈，即I(x，θ)＝I（x，0）cos2θ。但對能量大於1012eV的高能μ子成分具有完全不同的天頂角分佈，這是因為在大天頂角方向大氣吸收層較厚，經過路程較長，通常μ子成分能量約為(1～10)×1010eV有較大的幾率被吸收或衰變，而對於能量大於1012eV的μ子在大天頂角方向，不被吸收也不會衰變，相反在大天頂角方向有較厚的μ子產生層，產生的μ子數目多，對於這種高能μ子成分具有I(x，θ)=I(x，0)secθ的天頂角分佈。
μ子成分是π±、K±的衰變產物，故其能譜與π、K的能譜相關，以dN/dE表示介子能譜，則μ子成分能譜可表為dNμ/dE=(dN/dE)B/(B+E)。對於π，B=9×1010eV；對於K，B=5.2×1011eV。即在E＜B能區μ子能譜與介子能譜相似，但到E≥1012eV
B時，有
d
N
μ／
d
E≈(1/
E)
d
N/
d
E，這是因為介子的衰變幾率與其能量成反比，而其作用幾率近於常數的緣故。因而在高能區
μ子成分能譜比強子能譜更陡，所以探測
10
14eV的超高能宇宙線
μ子是很困難的課題。
地下宇宙線 在地下宇宙線其他成分很快被吸收，μ子成分強度也逐漸減弱。在地下 200米水當量（每100克/厘米2的地層厚度稱一米水當量）處 μ子成分強度為109cm9s-1·sr-1， 在地下4000米水當量處μ子成分強度為10-8cm9·sr-1 ，從1.2×104米水當量起到更深的地下有一近似為恒定的μ子成分強度， 約為2×10-12cm9s-1·sr-1，而水平方向此值約高一倍，這是宇宙線中微子與地球作用的產物。
中微子成分 次級宇宙線的中微子（主要vμ）的強度及能譜均可較準確的計算。在實驗上，由於中微子與物質作用幾率極小，因此它與初級宇宙線的中微子成分一樣，作用事例極少(其強度也不因吸收減弱)，隻有在深層地下當其他宇宙線成分都被吸收後，它的作用事例才顯示出來。
次級宇宙線強度的時間變化 連續測量地面宇宙線強度，發現它有百分之幾的小變化（在極個別情況下強度可有短時的成倍增長）。引起這些變化的原因除瞭是因初級宇宙線強度變化外。地球氣象條件的變化（大氣壓、高層大氣的溫度和密度變化）也能引起宇宙線強度的微小變化。中國和世界其他一些國傢都設有地面觀測臺站記錄宇宙線μ子和中子強度以及總強度的變化。
參考書目
J.G.Wilson，ed.， Progress in Cosmic Ray Physics， Vol.1，North-Holland，Amsterdam，1952.
S. Hayakawa， Cosmic Ray Physics， Wiley-Interscience，New York，1969.