Die primäre kosmische Strahlung in der oberen Erdatmosphäre beinhaltet eine kontinuierliche galaktische Komponente und eine sporadische solare Komponente. Beide Komponenten bestehen hauptsächlich aus Protonen und zu einem geringeren Anteil aus Heliumionen, jedoch können in geringem Umfang auch Elektronen und schwerere Ionen vorhanden sein. Die Intensität der galaktischen kosmischen Strahlung (Galactic Cosmic Rays - GCR) in der Nähe der Erde wird durch die Variation des interplanetaren Magnetfeldes während des 11-Jahres-Zyklus der Sonnenaktivität moduliert.
Die Intensität der solaren Strahlung (Solar Cosmic Rays - SCR) in der oberen Erdatmosphäre hängt von der Quelle der hochenergetischen Prozesse auf der Sonne (wo die Teilchen der solaren Strahlung beschleunigt werden) und der Konfiguration des interplanetaren Magnetfeldes ab. Beide Komponenten, also die galaktische und die solare Strahlung, werden durch das Erdmagnetfeld abgeschirmt. Im Gegensatz zum interplanetaren Magnetfeld ist das Erdmagnetfeld relativ konstant, obwohl es gelegentlich durch große koronale Massenauswürfe von der Sonne beeinflusst wird. Die Abschirmung durch das Erdmagnetfeld ist in niedrigen geomagnetischen Breiten am effektivsten und in der Nähe der Erdmagnetpole weniger effektiv. Aus diesem Grund hängt die Dosisleistung der kosmischen Strahlung in der Atmosphäre von den geomagnetischen Koordinaten ab.
Teilchen kosmischer Strahlung, die auf die Atmosphäre treffen, erzeugen ein komplexes Feld von Sekundärteilchen, einschließlich beispielsweise Protonen, Neutronen, Elektronen, Positronen, Photonen, Myonen (positiv und negativ) und Pionen (positiv und negativ). Der betroffene Energiebereich umfasst viele Größenordnungen und hängt vom Partikeltyp ab. Zum Beispiel reichen sekundäre Photonen von ungefähr 10 keV bis zu 1 GeV und Neutronen von thermischen Energien bis zu 10 GeV, während Myonen von ungefähr 10 MeV bis zu 100 GeV reichen. Aufgrund der konkurrierenden Prozesse der Sekundärteilchenerzeugung und -absorption nimmt der Einfluss der sekundären kosmischen Strahlung – und damit die Dosisleistung – mit zunehmender Höhe zu und erreicht in etwa 20 km Höhe ein Maximum. In typischen Flughöhen wird der Großteil der effektiven Dosis durch Neutronen und Protonen verursacht. Näheres zu den verschiedenen Parametern, die die Dosis durch kosmische Strahlung in der Luftfahrt beeinflussen, findet sich beispielsweise in Lindborg (2004).
Die Verwendung von Codes und Modellen für die Bewertung von Strahlungsdosis der Flugzeugbesatzung aufgrund von GCR ist eine gängige Praxis. Es werden verschiedene Modelle zur Abschätzung der Dosis durch GCR an Bord von Flugzeugen verwendet (EURADOS). Einige der Codes basieren auf Monte-Carlo-Simulationen des Strahlungsfeldes. Einige andere verwenden eine analytische Berechnung des Partikeltransports durch die Atmosphäre. Wieder andere Codes basieren nur auf Messungen. Die meisten werden routinemäßig verwendet, da sie durch GCR-Messungen validiert wurden.
Zudem gibt es für solare Partikelereignisse auch Berechnungsmodelle. Die Meisten basieren auf Monte-Carlo-Simulationen, aber es gibt auch Modelle die nur auf Messdaten basieren. Als Messdaten dienen z.B. die Zählrate des Neutronenmonitors oder der Fluss von Protonen von Satelliten. Codes, die die Strahlenbelastung aufgrund von SEP berechnen, werden nicht routinemäßig verwendet, insbesondere weil sie nicht vollständig durch experimentelle Daten validiert sind. Dies ist ein Aufwand der in Zukunft noch benötigt wird.
Seit den 1950er Jahren liefert das Netz der Neutronenmonitore (NM) kontinuierliche Messungen der kosmischen Strahlung. Das NM-Netzwerk deckt sich mit den Ergebnissen von Raumfahrtmissionen, insbesondere mit den Messungen von hochenergetischen Teilchen von SOHO. Gleichzeitig wird die Benutzung des NM-Netzes für Weltraumwettedienste entwickelt, z. B. für die Warnung vor Ground Level Enhancements (GLEs). Ein GLE ist ein Weltraumwetterereignis, bei denen geladene Teilchen von der Sonne ausreichend Energie haben, um Effekte zu erzeugen, die an der Erdoberfläche gemessen werden können. Diese Teilchen (meist Protonen) werden entweder in der Sonnenatmosphäre oder im interplanetaren Raum auf hohe Energien beschleunigt. Bei GLEs handelt es sich um Teilchen mit deutlich höheren Energien von >500 MeV, während bei solaren Teilchenereignissen in der Regel energiereiche Teilchen mit einer Energie von 10-100 MeV auftreten. Es kann auch durch ICMEs und CIRs zu kurzfristigen Abnahmen der GCRs führen. Diese werden als Forbush-Abnahmen (FDs) bezeichnet.