图6 地球磁场磁偶极简化示意图(a)，地球磁场实际的分布结构示意图(b)
2. 早期宇宙线电荷正负的测量——“东西效应”
原初带电的宇宙线粒子到达地球外部的广袤空间，在与大气碰撞前就受到了地球磁场的影响而发生偏转，这样会产生一个被称为“东西效应”的现象，即宇宙线粒子来自西面的比来自东面的多。因此到达地面的次级宇宙线粒子也相应表现出“东西效应”来。当然，由于不同纬度的磁场强度的不同，对宇宙线粒子的屏蔽作用也不一样，因此也有相应的“纬度效应”。本文只关注“东西效应”。
关于“东西效应”的发现，历史上有一些有意思的故事。
1903 年，挪威地球物理学家斯托末在解释极光产生的原因时，研究了从远处投射到地球磁场中的带电粒子的运动轨迹。利用地球磁场的偶极分布模型，及带电粒子在磁场中动量和角动量守恒，通过洛伦兹方程推导，他得到在地球周围不同区域，刚刚能够进入的粒子的方向和动量是不一样的，即对不同方向入射的宇宙线的截止动量是不同的。这种现象对于正负电荷有相反的规律。
1930 年，布鲁诺·罗西听说了斯托末的宇宙线粒子在磁场中运动的理论后，于1930 年7 月3 日，向Physical Review 寄了一封信预测了一种不对称的现象——东西效应。由于地磁场的存在，当带正电的宇宙线经过磁场时就会受磁场偏转，不同方向来的粒子的截止刚度不一样，来自东边的截止动量比西边的高，所以东边有更多的宇宙线无法到达地面，对于带负电的宇宙线，结果正相反。因此可以通过东西效应揭示宇宙线粒子的电荷性。罗西预测宇宙射线的到达方向应该存在东西不对称性，来自哪个方向的多取决于它们的电荷符号，这种效应在赤道附近应该更为明显。
罗西设计了一个实验用于测量宇宙线的东西效应。他使用电子真空管记录来自盖革计数器的同步脉冲。他将三个探测器分别按照图7 的方式水平放置，编号0、1 和2 号探测器。1 和2 号探测器中心连线是正东西方向。宇宙线粒子穿过0 和1 号探测器时(从西边来的宇宙线粒子)，或者0 和2 号探测器(从东边来的宇宙线粒子)时才可以产生计数，这叫做“宇宙线望远镜”。因此，罗西的宇宙线望远镜可测量从东方和西方倾斜穿过的宇宙线粒子，并对两个方向的计数进行比较。
图7 罗西设计的宇宙线望远镜示意图
1930 年罗西在佛罗伦萨(北纬43.7 度)附近的Arcetri 物理研究所做了实验，没有看到明显的东西效应。
之后，多位实验物理学家在不同地点多次进行了东西效应实验测量。
约翰逊和斯特里特于1933 年在华盛顿山上做了实验，坐标为55°N，海拔1920 m，发现东西分布基本对称。
1933年秋，罗西与贝内代蒂合作，在阿斯马拉附近的厄立特里亚，地磁纬度较低(北纬13 度)，海拔较高，为测量提供了很好的条件，这一次显示出明显的东西效应。这表明测量到的次级宇宙线粒子主要是由带正电的原初宇宙线与大气碰撞产生的。
1933 年4 月，约翰逊利用莱迈特雷和瓦利亚塔的计算并根据康普顿的强度测量估计赤道和34°之间的地磁纬度范围内可以检测到东西效应。
路易斯·阿尔瓦雷斯和康普顿也对莱迈特雷和瓦利亚塔的计算感兴趣，他们在墨西哥进行了一系列的测量，结果表明，在天顶角30°和65°之间的角度上，西方强度大于东方强度，东西效应在45°左右达到最大值。他们的论文相继发表在同一期的“物理评论”中。根据后来越来越多的测量得到这种差异在赤道地区是最明显的，海平面东西差异约15%。在较高的海拔差异更大。较大纬度的不对称性降低，在50°N，这只有2%或3%。
通过上面介绍的宇宙线东西效应发现的历史，我们做一个简单的总结。在某一固定天顶角下，不同方向测量粒子通量，南面的通量等于北面，西面高于东面。东西效应可以用地磁截止动量随入射角的变化来解释。在赤道，东面来的粒子截止动量60 GeV，西面是10 GeV，东面来的宇宙线粒子有比较大一部分被阻挡在了地球外面。
东西效应与地磁纬度λ，海拔高度h 和天顶角θ有关。纬度越大，则东西效应越小，海拔高度越大则东西效应越大。天顶角越大东西效应越大，但在大天顶角下(θ>60 度)，由于大气已经很厚了，造成不对称性的低能粒子被大气吸收，地面上观测到的东西效应就不明显了。
2022 年6 月在北京(北纬40 度)，我们利用前面介绍过的校园宇宙线项目的缪子望远镜系统(如图8)进行了东西效应的测试。
图8 缪子望远镜系统照片
系统放置在四周无建筑物遮挡的位置，防止某个方向的次级宇宙线粒子被吸收，影响测量结果的正确性。望远镜轴分别对着东西方向30.0±0.1 度。两个方向分别测量了次级宇宙线粒子的事例率。由于北京海拔接近海平面，宇宙线次级粒子中的电子等被大气吸收，而缪子的穿透能力强会到达地面，因此测量到的大部分是缪子信号。信号脉冲幅值100 mV左右(通过调整高压)，电子学阈值设置在10~15 mV，以保证较好的信噪比。根据测量结果，利用公式(1)计算东西方向事例率的不对称性。
每次测量事例数不小于1万，统计误差小于1%；在东西30°方向进行了两次测量得到ϵ=(3.2±1.4)%。
3. 地月磁谱仪-月影的偏移
我们知道月亮阴影是宇宙线在穿过星际空间向地球传播的过程中，由于月球的遮挡使得在月亮方向的宇宙线出现缺失而形成的。宇宙线大部分是带电粒子，所以其从月球传到地球过程中会受到地磁场的作用而偏转，相应月亮阴影的位置也会偏移，偏移量与带电粒子的能量成反比，正负粒子偏转的方向相反。如果宇宙线带正电荷，根据左手定则判断宇宙线向东偏转，反推出月影向西偏移，反之则向东偏移。地面宇宙线阵列实验观测结果显示宇宙线月亮阴影向西偏移，随着能量的增加，月亮阴影向西的偏移越来越小。因此我们得出结论，宇宙线是带正电的。
4. 背着探测器到大气层顶部直接测量宇宙线电荷及成分
前面介绍的两种方法都是通过在地面测量次级宇宙线粒子推测原初宇宙线带电的正负，称为间接测量。随着科技的进步，人类将探测器搭载气球、卫星和空间站飞到大气层上部或大气层外直接测量原初宇宙线。载荷上有多种探测器，如径迹探测器，飞行时间探测器，环成像切伦科夫探测器，量能器等，通过符合测量可直接获取原初宇宙线粒子的电荷和成分信息。
气球运载的“宇宙线能量和质量(CREAM)”实验(图9)在南极上空飞行了六次161 天，平均高度~38.5 千米，通过测量宇宙线核子的元素光谱，测定了Z=1~26 宇宙线原子核成分，覆盖能量范围从10 GeV到100 TeV。
