能量在10'4eV以上的宇宙线，由于通量小，只能采用间接测量，通过分析原初宇宙线与大气的相互作用来反推原初宇宙射线的性质。当宇宙线与大气的原子核发生碰撞后产生了一些光子(Y射线)、轻子和重子。这些次级粒子再重复作用产生更多下一级粒子，直到平均能量等于某临界值时，次级粒子的数目达到最大值，这个值被称为簇射极大值，此后粒子通过被大气吸收或逐渐衰变，使次级粒子的数量降低，整个过程称为“空气簇射”。地面上的主要辐射源是放射性矿物质;高空的主要辐射源是空气簇射的次级粒子，海拔在20公里处辐射最强，100公里以上的宇宙辐射的主要形式则是宇宙射线和太阳风。
空气簇射的成份中重子较少、轻子居多。空气簇射的探测方式主要有三种方式：荧光望远镜、切伦可夫望远镜、地表或地下阵列。切伦可夫望远镜主要采集次级粒子产生的切伦可夫光;荧光望远镜可观测到带电粒子游离氮气产生的荧光，以上两种望远镜的特点是只能在夜间工作并且不能有明亮的千扰光源，因此平均工作的时间仅有约10%"'';地表或地下阵列则往往需要多个单元探测器组成，其特点是分布于广阔平坦的区域，次级粒子事例很多，有可全年操作的优点。
利用散布在大范围内的多个探测器组成的阵列来记录空气簇射粒子，可以把观测超高能初级宇宙线粒子的有效面积扩大到一平方公里左右。有关极高能量初级宇宙线的知识（能谱、方向等），就是研究广延空气簇射得到的。对于能量高于 1011电子伏的宇宙γ射线，可以在地面观测其空气簇射所产生的切连科夫辐射。目前全世界共有广延空气簇射阵列近三十个，面积最大的在澳大利亚悉尼。
能量高于 1014电子伏的初级宇宙线可产生数万到上亿个粒子（绝大部分是电子和光子），它们分布在数百米距离内，几乎同时到达地面。这种大范围的空气簇射现象叫做广延空气簇射。粗略地说，落到地面上的空气簇射粒子总数，正比于初级宇宙线的能量。利用空气簇射现象，可以在地面上探测能量极高的初级宇宙线。能量愈高，宇宙线粒子流强愈弱。每平方米面积上，平均一个月才射入一个能量高于 1016电子伏的初级宇宙线粒子。
