Raios cósmicos

A radiação cósmica (obsoleta também os raios cósmicos ) é uma radiação de partículas de alta energia que vem do sol, da Via Láctea e de galáxias distantes. Ele consiste principalmente de prótons , bem como elétrons e átomos completamente ionizados . Cerca de 1000 partículas por metro quadrado por segundo atingiram a atmosfera externa da Terra . A interação com as moléculas do gás cria uma chuva de partículas com um grande número de partículas secundárias, das quais apenas uma pequena parte atinge a superfície da Terra.

A radiação cósmica secundária alterada por interações com a atmosfera (com até 10 ¹¹ partículas por partícula primária) pode ser detectada no solo ou por sondas de balão . Os chuveiros de ar têm alguns quilômetros quadrados na horizontal, mas apenas alguns metros na vertical. Eles fornecem pistas sobre o tipo e a energia das partículas cósmicas primárias. O curso de sua frente sugere a direção de incidência.

Em 1912, Victor Franz Hess postulou uma chamada radiação cósmica para explicar a maior condutividade elétrica da atmosfera medida durante um voo de balão e também o aumento da radiação gama em altitudes mais elevadas. É a radiação cósmica secundária.

A radiação gama cósmica geralmente não é esperada em raios cósmicos. Apesar disso, o termo "radiação" cósmica se manteve.

Classificação e designação de acordo com a origem

Distribuição espacial das fontes de raios gama cósmicos com energias acima de 100 MeV. Sua distribuição também fornece pistas sobre a origem da radiação da partícula. A faixa brilhante é a Via Láctea, com seu centro no meio.

Dependendo da origem, a radiação cósmica é dividida em radiação solar ( raio cósmico solar inglês , SCR ), galáctica ( raio cósmico galáctico inglês , GCR ) e radiação extragaláctica.

Vento solar

Densidades de fluxo de partículas em torno de 10 ⁷ cm ⁻² s ⁻¹ , baixas energias, principalmente prótons e partículas alfa. Densidade de partículas em torno de 5 cm ^-3 . Causa das luzes do norte .

Sun flares , CME

Características: aumento temporal na densidade do fluxo de partículas em algumas horas e dias para 10 ⁸ a 10 ¹⁰ cm ⁻² s ⁻¹ , energias em torno de 10 MeV, densidade de partículas até 50 cm ⁻³ .

Cinto van allen

às vezes é contado como raios cósmicos.

Raios Cósmicos Galácticos (GCR)

baixas densidades de fluxo de partículas, energias muito altas (1 GeV e superior), proporção de íons pesados ​​até o ferro. Com o aumento da energia, a deflexão por campos magnéticos diminui e a anisotropia da radiação aumenta.

(Engl. Raios cósmicos anômalos raios cósmicos anômalos , ACR )

provavelmente surge da interação do vento solar com a matéria interestelar local (LISM) na área externa da heliosfera , entre o choque de terminação e a heliopausa . Características: energia mais baixa do que GCR , menos íons de hidrogênio e carbono do que hidrogênio e carbono no LISM.

Raios Cósmicos Extragaláticos

Energias mais altas até alguns 10 ²⁰  eV. As densidades de fluxo estão abaixo de ^10-20 partículas por segundo e metro quadrado. Como os raios cósmicos galácticos, os raios extragalácticos também consistem em prótons e íons mais pesados.

Aceleração frontal de choque (teórica): O próton incidente é refletido para frente e para trás entre duas frentes de choque e absorve energia no processo.

Possíveis fontes de raios cósmicos galácticos e extragalácticos só puderam ser identificadas nos últimos anos. Os candidatos a isso incluem frentes de choque de explosões de supernovas , jatos cósmicos de buracos negros ou pulsares . Para energias de partículas abaixo de 10 ¹⁸  eV (= 1 EeV), uma origem na Via Láctea é assumida, fontes em outras galáxias são mais prováveis para energias mais altas . Os campos magnéticos cósmicos desviam as partículas. Portanto, estes parecem cair quase isotropicamente na Terra. Porém, como muitas fontes emitem radiação gama além de partículas,  várias fontes já foram identificadas, pelo menos para a faixa de energia abaixo de 10 ¹⁵ eV.

Também se presume que pelo menos algumas das fontes de raios cósmicos também emitem neutrinos . Em julho de 2018, uma fonte de radiação extragalática - um buraco negro na galáxia a quase quatro bilhões de anos-luz de distância com o número de catálogo TXS 0506 + 056 na constelação de Orion - foi descoberta dessa forma.

composição

Espectro de energia dos raios cósmicos

A radiação cósmica galáctica consiste em aproximadamente 87% de prótons (núcleos de hidrogênio), 12% de partículas alfa (núcleos de hélio) e 1% de núcleos atômicos mais pesados. A distribuição de frequência dos núcleos atômicos corresponde aproximadamente à abundância do elemento solar . As exceções são principalmente lítio (Li), berílio (Be) e boro (B), que são até 500.000 vezes mais comuns na radiação cósmica como resultado de reações de fragmentação ao cruzar a matéria interestelar do que na matéria solar. Ao interagir com a atmosfera, não se observa a radiação original na terra, mas os produtos da reação da interação com a atmosfera, em particular com o nitrogênio e o oxigênio , bem como com o carbono . A proporção de elementos mais pesados ​​que o ferro e o níquel ainda não é exatamente conhecida, já foram detectados traços de bismuto .

A distribuição das partículas por tempo, N (E), em função da energia E segue uma lei de potência:

N (E) ~ E ^−γ

Com:

γ = 2,7 para E <4 · 10 ¹⁵  eV

γ = 3 para 4 x 10 ¹⁵  eV <E <5 x 10 ¹⁸  eV

γ <3 para E> 10 ¹⁸  eV

γ ≫ 3 para E> 10 ²⁰  eV (energias maiores que 10 ²⁰  eV não são observadas)

Medições realizadas em 2008 parecem confirmar o corte de GZK acima de 5 · 10 ¹⁹ elétron-volts . De acordo com isso, as interações com a radiação cósmica de fundo limitam a energia da partícula a 10 ²⁰ a 10 ²¹  eV se o caminho livre de 160 milhões de anos-luz for excedido.

Apenas pequenos traços de antimatéria podem ser encontrados nos raios cósmicos , e isso provavelmente se origina inteiramente de interações entre a radiação de partículas carregadas e o gás interestelar. Isso é visto como uma indicação de que a antimatéria não existe permanentemente em nosso universo.

História da exploração

Medidas de ionização por Hess (1912) e Kolhörster (1913 e 1914)

Em 1912, Victor Franz Hess descobriu a radiação cósmica (secundária) com a ajuda de voos de balão na atmosfera terrestre e publicou isso no Physikalische Zeitschrift . Como a origem da radiação não era clara, por muito tempo ela foi chamada de radiação cósmica . Depois que os raios cósmicos provaram ser extremamente importantes para a descoberta e pesquisa de novas partículas elementares por meio do trabalho de outros pesquisadores, Hess recebeu o Prêmio Nobel de Física em 1936 .

Em 1929, Walther Bothe e Werner Kolhörster tentaram provar que os raios cósmicos eram raios gama de alta energia . Para seus experimentos, eles usaram um arranjo de medição que consistia essencialmente em dois tubos contrários Geiger-Müller , entre os quais poderiam ser colocados absorvedores de diferentes espessuras na forma de placas de ferro ou chumbo. Eles presumiram que um quantum gama só pode ser detectado com um tubo contador Geiger-Müller se ele primeiro arrancar um elétron de um átomo. Esse elétron seria então detectado pelo tubo contador. Na verdade, eles logo descobriram coincidências , ou seja, eventos que ocorreram em ambos os tubos de contagem ao mesmo tempo. Nestes casos, um elétron disparado por um quantum gama deve ter cruzado os dois tubos de contagem.

Eles determinaram a energia desses supostos elétrons colocando absorvedores cada vez mais grossos (placas de metal) entre os dois tubos de contagem até que não houvesse mais coincidências. Para sua surpresa, Bothe e Kolhörster descobriram que 75% das coincidências não podiam ser evitadas por uma barra de ouro de quatro centímetros de espessura. Na verdade, as partículas que acionaram os tubos contrários Geiger-Müller eram tão penetrantes quanto a própria radiação cósmica. De acordo com isso, ao contrário da crença popular, a radiação não poderia ser radiação gama, mas deveria consistir, pelo menos em parte, de partículas carregadas com poder de penetração muito alto. Eles foram capazes de mostrar que a radiação secundária, que é gerada pela radiação cósmica primária em interação com a nossa atmosfera, consiste em partículas eletricamente carregadas.

Marcel Schein, em Chicago, conseguiu provar no início dos anos 1940 que as partículas da radiação cósmica primária são prótons . De 1938 a 1941, ele realizou uma série de experimentos com sondas de balão para investigar os raios cósmicos nas altitudes mais elevadas da atmosfera terrestre e foi capaz de mostrar que essas partículas não podiam ser elétrons ou pósitrons , já que suas propriedades não correspondiam ao comportamento de elétrons de alta energia que já era conhecido; tinha que ser prótons .

Scott E. Forbush demonstrou em 1946 que as explosões solares emitem partículas até a faixa de GeV .

Para explicar as altas energias das partículas primárias, Enrico Fermi postulou em 1949 uma possível aceleração em plasma magnetizado ("nuvens magnéticas") com frentes de choque planas , cuja existência no espaço interestelar foi postulada por Hannes Alfvén . Uma frente de choque pode ser dada, por exemplo, por um gás que se espalha muito rapidamente em comparação com o ambiente. As frentes de choque ocorrem principalmente após explosões de supernova na casca repelida da supernova. Durante essa aceleração, a energia do gás é transferida para a partícula por meio de "impactos" durante um período de tempo mais longo (veja a figura). Isso cria um espectro de potência, mas com um índice espectral γ que difere dos dados de medição.

Significado na história da pesquisa

Antes do desenvolvimento de aceleradores de partículas para a faixa de energia GeV, a radiação cósmica era a única fonte de partículas de alta energia para experimentos em física de partículas . Muitas partículas, por ex. B. positron , muon , pion , kaon , foram detectados pela primeira vez em raios cósmicos. Para isso, foram feitas medições em picos de montanhas ou com placas fotossensíveis transportadas por balões livres .

Interação com a matéria

A radiação cósmica desencadeia reações de fragmentação quando penetra a matéria . Medindo a frequência dos produtos de fragmentação em meteoritos , por exemplo, o tempo de permanência no espaço pode ser determinado ( idade de irradiação ). Também foi possível estabelecer que a intensidade média dos raios cósmicos galácticos mudou por um fator de dois no máximo por pelo menos 100 milhões de anos.

Interação com a atmosfera terrestre

Chuveiro de partículas

Chuva de partículas cósmicas, desencadeada por uma partícula de alta energia na atmosfera a uma altitude de 20 km

Ao entrar na atmosfera terrestre a uma altitude de 20 km acima da superfície, os raios cósmicos geram chuvas de partículas .  Mais de um milhão de partículas secundárias são criadas a partir de um próton com energia de 10 ¹⁵ eV. Apenas uma pequena parte deles atinge a superfície da terra.

Por fragmentação originam-se de nêutrons de átomos de nitrogênio e oxigênio, prótons, píons carregados (π ⁺ , π ^- ) e neutros (π ⁰ ) . Os píons neutros irradiam em dois raios gama, os carregados decaem em múons e neutrinos:

${\ displaystyle \ pi ^ {0} \ rightarrow \ gamma + \ gamma}$

${\ displaystyle \ pi ^ {+} \ rightarrow \ mu ^ {+} + \ nu _ {\ mu}}$

${\ displaystyle \ pi ^ {-} \ rightarrow \ mu ^ {-} + {\ bar {\ nu}} _ {\ mu}}$

Os múons também são instáveis ​​e cada um decai em elétrons ou pósitrons e dois neutrinos diferentes :

${\ displaystyle \ mu ^ {+} \ rightarrow e ^ {+} + \ nu _ {e} + {\ bar {\ nu}} _ {\ mu}}$

${\ displaystyle \ mu ^ {-} \ rightarrow e ^ {-} + \ nu _ {\ mu} + {\ bar {\ nu}} _ {e}}$

Um frio possui

• um componente eletromagnético suave, entre outras coisas através do decaimento de π ⁰ e da aniquilação dos pares pósitron-elétron
• um muônico duro também
• um componente hadrônico que contém principalmente prótons e nêutrons.

Os componentes podem ser registrados independentemente uns dos outros na Terra e servir como evidência de radiação cósmica.

Nuclídeos cosmogênicos

Os raios cósmicos contribuem para a formação de vários nuclídeos cosmogênicos na atmosfera e na crosta terrestre, que geralmente são radionuclídeos . Por outro lado, átomos pesados ​​são divididos em átomos mais leves por raios cósmicos por meio de uma reação de fragmentação . É assim que o chamado berílio meteórico é produzido a partir do oxigênio da atmosfera terrestre:

${\ displaystyle \ mathrm {p + {} ^ {16} O \ longrightarrow 3p + n + {} ^ {3} He + {} ^ {10} Be}}$

Por outro lado, os átomos podem capturar nêutrons ou prótons secundários, ou seja, aqueles que são liberados durante as reações de fragmentação como a acima, dos raios cósmicos. Este é o principal mecanismo de produção do isótopo de carbono C-14:

${\ displaystyle \ mathrm {{} ^ {14} N + n \ longrightarrow {} ^ {14} C + p}}$

O C-14 resultante é tecnicamente interessante para a datação por radiocarbono : é ligado em plantas vivas durante o metabolismo, mas decai com meia-vida de 5730 anos, de modo que após o fim do metabolismo, seu conteúdo diminui e sua participação na idade de substâncias orgânicas pode ser fechada.

Freqüentemente, a produção de raios cósmicos é a maior fonte natural desses radionuclídeos, que tem vários usos para a pesquisa de isótopos . Devido à radioatividade dos nuclídeos cosmogênicos, sua quantidade permanece constante ao longo do tempo. Além dos ¹⁰ Be e ¹⁴ C já mencionados, esses radionuclídeos cosmogênicos também incluem ³ H , ²⁶ Al e ³⁶ Cl .

Possível impacto climático

Radiação cósmica (vermelha) e temperatura global presumida (preta) dos últimos 500 milhões de anos com base em descobertas geoquímicas

Raios cósmicos galácticos e temperatura global medida de 1951 a 2006. A temperatura (vermelho) mostra uma tendência claramente positiva, enquanto este não é o caso com os raios cósmicos galácticos. Nenhuma tendência pode ser vista aqui.

A atividade solar protege a influência da radiação galáctica da Terra de acordo com sua força variável; aqui o curso da atividade solar desde 1975.

Uma conexão entre a formação de nuvens e os raios cósmicos galácticos (GCR) foi postulada nos EUA desde a década de 1970. Desde a década de 1990, o físico dinamarquês e pesquisador do clima Henrik Svensmark contribuiu especialmente para a divulgação desta tese. Um estudo geral realizado por várias instituições internacionais de pesquisa em 2006 considerou a influência de uma heliosfera dinâmica no clima da Terra como provável, considerando períodos de tempo muito longos. Existem várias hipóteses sobre a relação causal com a formação de nuvens. Projetos de pesquisa sobre o mecanismo de conexão entre radiação cósmica e formação de nuvens estão atualmente em andamento no CERN (projeto CLOUD Cosmics Leaving OUtdoor Droplets), a primeira câmara climática em um acelerador de partículas. Em 2016, foi publicado que, com base nos experimentos do CLOUD, pode ser determinado que as mudanças na intensidade dos raios cósmicos não têm influência mensurável nos eventos climáticos atuais.

Nir Shaviv interpreta o paradoxo do jovem sol fraco e o curso geral da história do clima da Terra ao longo de milhões de anos como parte de um modelo geral. Além de um efeito dos gases de efeito estufa no clima, uma interação do vento solar , a taxa de formação de estrelas e a radiação cósmica são postuladas. Enquanto nos primeiros três bilhões de anos da história da Terra um forte vento solar protegeu em grande parte o efeito de resfriamento da radiação cósmica, os períodos de frio global que ocorrem regularmente coincidiram com passagens igualmente regulares do braço espiral da heliosfera, o que indica uma influência significativa da radiação cósmica global radiação. Um estudo publicado no The Astrophysical Journal Letters em 2009 testou a hipótese usando uma abordagem baseada em dados de CO mais precisa e não encontrou nenhuma evidência da abordagem proposta por Shaviv et al. conexão postulada. Em 2010, foi alegado que refutou completamente as teses de Svensmark sobre a influência dos raios cósmicos no aquecimento global. Uma equipe de pesquisa liderada por Frank Arnold do Instituto Max Planck de Física Nuclear não encontrou nenhuma correlação entre cobertura de nuvens e concentração de íons ao investigar seis eventos Forbush marcantes .

Outro estudo examinou a relação entre a atividade solar e os raios cósmicos em termos de curtos períodos de tempo. De acordo com isso, o recente aumento na temperatura do ar próximo ao solo não pode de forma alguma ser atribuído aos efeitos solares. A correlação entre temperatura e GCR assumida por Svensmark foi criticada como “apenas indicativa” e como “enganosa”. Não há efeito mensurável na formação de nuvens ou no perfil de temperatura. Nos anos 1951–2006 (veja a ilustração), as temperaturas do ar mostram uma tendência contínua, que falta no caso da radiação cósmica. Segundo Kasting, a tese também seria “ (...) altamente especulativa e, além disso, é improvável que o mecanismo funcione tão bem quanto o proponente pensa que irá ” (Kasting (2005), p. 120, alemão: “(...) Höchst especulativo e o mecanismo dificilmente será tão forte quanto o palestrante presume ”).

Shaviv explica a ausência de um aquecimento global atual com a capacidade de armazenamento de calor dos oceanos e considera a radiação cósmica muito mais adequada para explicar isso em combinação do que apenas os gases de efeito estufa.

A tese gerou polêmica após a publicação conjunta de Shaviv com o vencedor do Prêmio Leibniz, Jan Veizer, no GSA Today. Em um comentário publicado no Eos , Stefan Rahmstorf e outros presumiram que Shaviv e Veizer tinham sérias deficiências metodológicas e relacionadas ao conteúdo. O argumento de Rahmstorf de que não havia mecanismo físico reconhecido foi adotado nos relatórios do IPCC. Veizer e Shaviv rejeitaram as alegações de Rahmstorf como assassinato de caráter politicamente motivado.

Em um estudo publicado pela Royal Astronomical Society em 2012, Svensmark postulou uma conexão clara entre a biodiversidade, as placas tectônicas, em particular sua influência na extensão das áreas costeiras e no número de supernovas nas proximidades da Terra nos últimos 500 milhões de anos . Basicamente, a biodiversidade no mar é dependente do nível do mar e da taxa de radiação cósmica GCR derivada da ocorrência de supernovaerates. A bioprodutividade primária do mar, o crescimento líquido das bactérias fotossinteticamente ativas ali, só pode ser explicada pelo GCR. Além disso, uma relação inversa pode ser encontrada entre o aumento do fenômeno das supernovas e o conteúdo de dióxido de carbono da atmosfera, que Svensmark atribui ao aumento da bioprodutividade em áreas oceânicas mais frias.

Intensidade e evidência

Vários métodos são usados ​​para detectar raios cósmicos. O fluxo de partículas (número de partículas incidentes por unidade de área e unidade de tempo) em baixas energias é grande o suficiente para ser detectado diretamente com detectores de balão e satélite. Em energias mais altas, os chuveiros de ar desencadeados pela radiação são observados do solo; Arranjos em larga escala de muitos detectores com alta resolução de tempo tornam possível reconstruir a energia e a direção de incidência da partícula original. São provados assim

• as partículas carregadas dos chuveiros de ar com detectores de cintilação (por exemplo, KASCADE-Grande ) ou detectores Cherenkov ,
• os fótons do chuveiro ( radiação bremsstrahlung ou ar Cherenkov)
• ou a luz emitida através do chuveiro a partir da fluorescência das moléculas de nitrogênio.

Com telescópios de fluorescência (o Fly's-Eye em Utah , EUA) a energia de partícula mais alta medida até o momento de 3,2 · 10 ²⁰  eV foi observada em 1991 , o que levou à designação " Oh-My-God-Particle ". Supondo que a partícula fosse um próton, o centro de energia de gravidade em colisões com partículas na atmosfera terrestre era de cerca de 10 ¹⁵  eV (para comparação: o LHC no CERN deveria ter um centro de energia de gravidade de 13,10 ¹² para próton-próton colisões  eV, ou seja, cerca de um centésimo desta energia).

Um experimento atual para a observação de raios cósmicos de alta energia é o Observatório Pierre Auger , que se estende por uma área de 3.000 km². Este experimento usa detectores Cherenkov e telescópios de fluorescência ao mesmo tempo.

Além da constância de longo prazo, existem flutuações periódicas e não periódicas de curto prazo na intensidade dos raios cósmicos. A intensidade flutua dependendo do ciclo de manchas solares de onze anos ; quanto mais manchas solares houver, menor será a intensidade dos raios cósmicos galácticos. Há também uma flutuação de 27 dias associada à rotação do sol . Flutuações tênues de dia inteiro e meio dia também são observadas por detectores baseados na Terra. As erupções solares ou outras atividades solares também podem causar quedas repentinas e temporárias de intensidade, que, após seu descobridor Scott E. Forbush, são chamadas de eventos de Forbush . Um aumento repentino na intensidade também é observado com menos frequência.

Raios cósmicos secundários

Das partículas secundárias geradas nas interações com a atmosfera, principalmente múons positivos e negativos com uma densidade de fluxo de aproximadamente 100 m ⁻² s ⁻¹ podem ser observados ao nível do mar . A proporção numérica de múons positivos para negativos é de cerca de 1,27. Devido às suas altas energias, esses múons dificilmente podem ser protegidos com meios comuns e, portanto, são perceptíveis como um "fundo" perturbador em detectores de partículas . Para medições da densidade de fluxo de partículas de neutrinos cósmicos , por exemplo, ou para espectroscopia gama de amostras muito fracas, deve-se, portanto, ir a laboratórios subterrâneos em minas ou túneis antigos, e. B. o Laboratori Nazionali del Gran Sasso .

A câmara de ignição é um método impressionante de observar a ocorrência e a direção do vôo . No entanto, ele é usado apenas para fins de demonstração hoje.

Radiação cósmica e tráfego aéreo

A radiação de alta energia vinda do espaço é muito mais pronunciada em grandes altitudes do que no nível do mar. Portanto, a exposição à radiação para viajantes aéreos é aumentada. Já em 1990, a Comissão Internacional de Proteção contra Radiação (ICRP) determinou a partir de estimativas que o pessoal de vôo está exposto a doses de radiação cósmica natural que são comparáveis ​​ou até maiores do que as das pessoas que lidam com radiação artificial em medicina e tecnologia. O ICRP, portanto, apresentou recomendações sobre os valores-limite de dose , que foram incorporados à legislação europeia em 1996 e no decreto alemão de proteção contra radiação em 2001 . A exposição à radiação é particularmente alta ao voar nas regiões polares ou sobre a rota polar .

A introdução de valores-limite de dose requer que as atuais doses de radiação também possam ser determinadas. Assim, na sequência das recomendações do ICRP, vários institutos europeus criaram programas de investigação, cujo objetivo era o registo teórico e experimental da exposição natural à radiação em aviões. O programa EPCARD foi desenvolvido na Universidade de Siegen e no GSF - Centro de Pesquisa em Saúde e Meio Ambiente . Com sua ajuda, é possível calcular a dose de todos os componentes da radiação cósmica penetrante natural em qualquer rota de voo e perfil de voo.

Com a versão simplificada do EPCARD, os cálculos das doses podem ser feitos na Internet. Isso dá às companhias aéreas a oportunidade de determinar a quanto seu pessoal está exposto e se seus pilotos atingem o valor limite de 1 mSv por ano estabelecido na Portaria de Proteção à Radiação, a partir do qual um relatório de dose deve ser enviado regularmente ao Departamento Federal de Aviação .

Veja também

• Matryoshka (medição de radiação) , experimento para medir a radiação
• Campo magnético da terra

literatura

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• C. Grupen: Astroparticle Physics . Springer-Verlag, ISBN 3-540-41542-4
• Gerhard Börner, Matthias Bartelmann: Astrônomos decifram o livro da criação . In: Physics in our time 33 (3), 2002, pp. 114-120, ISSN  0031-9252
• Werner Hofmann: A radiação mais energética do universo . In: Physics in our time 33 (2), 2002, pp. 60-67, ISSN  0031-9252
• Karl Mannheim: Na fonte dos raios cósmicos - observações expõem ondas de choque de remanescentes de supernova como aceleradores de partículas eficientes , Physik Journal 12 (4), 18-19 (2013)

Vídeos

• O que são raios cósmicos? da série de televisão alfa-Centauri (aprox. 15 minutos). Primeira transmissão em 25 de maio de 2003.
• De onde vem a radiação cósmica? da série de televisão alfa-Centauri (aprox. 15 minutos). Transmissão pela primeira vez em 12 de outubro de 2005.

Links da web

• Física de astropartículas na Alemanha
• Helmholtz Alliance for Astroparticle Physics
• Raios cósmicos no Mundo da Física
• O mistério dos raios cósmicos anômalos
• Ziegler, JF: Intensidades de raios cósmicos terrestres. (PDF) IBM Journal of Research and Development 1998, Vol. 42 (1): pp. 117-40 doi : 10.1147 / cerca de 421.0117

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