衝突が確率的に起こるとき、その粒子の運動は拡散過程で表現される。 一般に粒子の速度を $v$ とすると、 平均自由行程 $\lambda$ に対応する拡散係数 $D$ は

$$D=\frac{1}{3}v\lambda$$

と書ける。 磁場 $B$ 中の宇宙線粒子に対する拡散係数は、$\lambda$ をラーモア半径 ${\rho }_c$ に置き換え、乱流の強さを示すパラメータを $\eta$ として、

$$D=\frac{1}{3}v{\rho }_c\eta \equiv \eta D_{\mathrm{B}\mathrm{o}\mathrm{h}\mathrm{m}}$$

と書ける。 ここで、

$$D_{\mathrm{B}\mathrm{o}\mathrm{h}\mathrm{m}}\equiv \frac{1}{3}v{\rho }_c=\frac{1}{3}\frac{{\beta }^{2}E}{ZeB}$$

はボーム極限における拡散係数で、$c,E,Z$ は光速度、宇宙線粒子のエネルギーと電荷、$\beta$ は $v/c$ である。サイクロトロン周波数、ラーモア運動も参照。