{"id":98568,"date":"2012-10-23T15:12:31","date_gmt":"2012-10-23T17:12:31","guid":{"rendered":"http:\/\/revistapesquisa.fapesp.br\/?p=98568"},"modified":"2017-03-03T16:02:23","modified_gmt":"2017-03-03T19:02:23","slug":"el-origen-y-fin-de-los-rayos-c%c3%b3smicos","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/revistapesquisa.fapesp.br\/es\/el-origen-y-fin-de-los-rayos-c%c3%b3smicos\/","title":{"rendered":"El origen y fin de los rayos c\u00f3smicos"},"content":{"rendered":"

\"\"DR\u00fcM<\/span>La formaci\u00f3n y el comportamiento de los rayos c\u00f3smicos \u2013part\u00edculas que llegan a la Tierra a una velocidad muy pr\u00f3xima a la de la luz y chocan con las mol\u00e9culas de nitr\u00f3geno y ox\u00edgeno de la atm\u00f3sfera terrestre, originando billones de nuevas part\u00edculas\u2013 se detallan minuciosamente en dos estudios recientes. Uno de estos trabajos, llevados a cabo por investigadores de la Universidad de S\u00e3o Paulo (USP) y de Estados Unidos, indic\u00f3 que los rayos c\u00f3smicos podr\u00edan formarse como consecuencia del encuentro y la aniquilaci\u00f3n de campos magn\u00e9ticos con polaridades opuestas en atm\u00f3sferas de estrellas y objetos c\u00f3smicos compactos, tales como agujeros negros de masa estelar o n\u00facleos activos de galaxias. Seg\u00fan los cient\u00edficos responsables del estudio, este mecanismo ofrece una alternativa al modelo aceptado de formaci\u00f3n de los rayos c\u00f3smicos y podr\u00eda explicar los or\u00edgenes extragal\u00e1cticos \u2013a\u00fan inciertos\u2013 de aqu\u00e9llos con energ\u00edas mayores.<\/p>\n

El otro estudio \u2013realizado por el equipo del Observatorio Pierre Auger, con la participaci\u00f3n de f\u00edsicos de las universidades de S\u00e3o Paulo, R\u00edo de Janeiro y Bah\u00eda\u2013 analiza las colisiones de rayos c\u00f3smicos de alta energ\u00eda con los n\u00facleos de los \u00e1tomos de la atm\u00f3sfera y presenta un \u00e1rea de interacci\u00f3n de los rayos c\u00f3smicos con energ\u00eda de 1018 <\/sup>a 1018,5<\/sup> eV (electronvoltios) con los n\u00facleos de los \u00e1tomos de la atm\u00f3sfera. En esos niveles de energ\u00eda, la interacci\u00f3n de esas part\u00edculas \u2013o secci\u00f3n de choque\u2013 corresponde a 5,05 x 10-29<\/sup> metros cuadrados (el n\u00famero cero seguido por la coma y por 28 ceros antes del n\u00famero 505). \u201cNing\u00fan otro experimento hab\u00eda calculado esa medida de la secci\u00f3n de choque prot\u00f3n-aire o de la secci\u00f3n de choque prot\u00f3n-prot\u00f3n en esas alt\u00edsimas energ\u00edas\u201d, dice Carola Dobrigkeit Chinellato, investigadora del Instituto de F\u00edsica de la Universidad Estadual de Campinas (Unicamp) y coordinadora del equipo paulista en el Observatorio Pierre Auger.<\/p>\n

El Observatorio Pierre Auger, que se construy\u00f3 entre los a\u00f1os 2000 y 2008 al pie de los Andes, en una planicie semides\u00e9rtica de los alrededores de Malarg\u00fce, al sur de la ciudad de Mendoza, en Argentina, es el resultado de una cooperaci\u00f3n internacional que congrega actualmente a 500 f\u00edsicos de 18 pa\u00edses. Se trata del mayor observatorio de rayos c\u00f3smicos en funcionamiento, con 1.660 detectores de superficie, formados por tanques cil\u00edndricos instrumentados, de 3,7 metros de di\u00e1metro por 1,2 metros de altura, cada uno situado a una distancia de 1,5 kil\u00f3metros del otro, formando una malla triangular. Diseminados sobre una superficie de 3.300 kil\u00f3metros cuadrados \u2013el doble de la que ocupa la ciudad de S\u00e3o Paulo\u2013, los detectores de superficie funcionan de manera integrada con los 27 telescopios de fluorescencia, los denominados ojos de mosca, capaces de registrar la tenue luz emitida por las mol\u00e9culas de nitr\u00f3geno en la alta atm\u00f3sfera cuando son excitadas por la lluvia de part\u00edculas provocada por el rayo c\u00f3smico que lleg\u00f3 a la Tierra. Los lectores de esta revista siguieron la construcci\u00f3n del Observatorio Pierre Auger, desde los entretelones de las negociaciones, presentados en agosto del a\u00f1o 2000 como tema de tapa de Pesquisa FAPESP<\/em>.<\/p>\n

\"020_RaiosNasa<\/span><\/a>Los rayos c\u00f3smicos fueron descubiertos hace 100 a\u00f1os por el f\u00edsico austr\u00edaco Victor Hess, ganador del Premio Nobel en 1936. Ahora, con esos dos estudios recientes, el comportamiento de estas part\u00edculas se torna menos incierto, aunque su composici\u00f3n contin\u00fae siendo dudosa: hay se\u00f1ales de que los rayos c\u00f3smicos en el rango de energ\u00eda hasta 1018,5<\/sup> eV ser\u00edan protones, mientras que los de mayor energ\u00eda tal vez sean n\u00facleos de elementos qu\u00edmicos pesados, tales como hierro.<\/p>\n

Campos magn\u00e9ticos
\n<\/strong>En la V\u00eda L\u00e1ctea, las explosiones conocidas como supernovas, que marcan el fin de estrellas masivas, liberan una cantidad de energ\u00eda suficiente como para explicar la formaci\u00f3n de los rayos c\u00f3smicos de baja y alta energ\u00eda, mientras que los de energ\u00edas m\u00e1s altas, seg\u00fan se cre\u00eda, podr\u00edan emanar de objetos m\u00e1s distantes, tales como los n\u00facleos activos de galaxias, explica Elisabete de Gouveia Dal Pino, del Instituto de Astronom\u00eda, Geof\u00edsica y Ciencias Atmosf\u00e9ricas (IAG) de la USP. Seg\u00fan su opini\u00f3n, los protones que forman el gas del medio interestelar podr\u00edan acelerarse a velocidades cercanas a la de la luz, alcanzando el estatus de rayos c\u00f3smicos, al colisionar con las denominadas ondas de choque, que surgen en las explosiones de supernovas y causan variaciones abruptas de velocidad, presi\u00f3n y temperatura en las regiones vecinas, tales como las ocasionadas por el paso de un avi\u00f3n a chorro o por la explosi\u00f3n de una bomba at\u00f3mica.<\/p>\n

\"020_RaiosCERN<\/span><\/a>Los f\u00edsicos suponen que otra fuente de rayos c\u00f3smicos puede estar en las ondas de choque que se originan debido al impacto de los extremos de los ejes de materia con el ambiente, denominados chorros, emitidos por los n\u00facleos de galaxias activas. El problema reside en que los extremos de los chorros de los n\u00facleos activos de galaxias pueden resultar insuficientes para generar las part\u00edculas con energ\u00eda superior a 1018 <\/sup>eV. \u201cLos rayos c\u00f3smicos deben ser capaces de escapar del confinamiento generado por los campos magn\u00e9ticos sin perder demasiada energ\u00eda debido a la interacci\u00f3n con los fotones del medio donde se generaron\u201d, dice Dal Pino. \u201cOtro inconveniente, descubierto en observaciones m\u00e1s recientes de radiaci\u00f3n gamma emitida por n\u00facleos activos de galaxias, se centra en que los rayos c\u00f3smicos responsables de esa emisi\u00f3n se producen en regiones ultracompactas donde los choques, aparentemente, son inexistentes\u201d.<\/p>\n

Gouveia Dal Pino y Alexander Lazarian, de la Universidad de Wisconsin, en Estados Unidos, investigaron otros mecanismos de formaci\u00f3n de rayos c\u00f3smicos con alt\u00edsima energ\u00eda y, en 2005, presentaron una proposici\u00f3n te\u00f3rica que ampliaba sus posibles fuentes. Ahora, por medio de las denominadas simulaciones num\u00e9ricas magnetohidrodin\u00e1micas, presentadas el mes de junio de este a\u00f1o en la revista Physical Review Letters<\/em>, Grzegorz Kowal, un astrof\u00edsico polaco que trabaja en el IAG desde 2009, Dal Pino y Lazarian confirmaron las hip\u00f3tesis del art\u00edculo de 2005 y demostraron que los rayos c\u00f3smicos podr\u00edan originarse en las atm\u00f3sferas magnetizadas, tambi\u00e9n denominadas coronas, que rodean a los agujeros negros y sus discos de acreci\u00f3n.<\/p>\n

\u201cLa idea es sencilla\u201d, asegura Dal Pino. \u201cComo resultante del encuentro r\u00e1pido entre l\u00edneas de campo magn\u00e9tico con polaridades opuestas, la energ\u00eda magn\u00e9tica liberada es capaz de acelerar part\u00edculas inicialmente con baja energ\u00eda a velocidades relativ\u00edsticas. El proceso es muy similar a lo que ocurre con las part\u00edculas t\u00e9rmicas en las ondas de choque. Cuando quedan presas entre dos l\u00edneas de campo magn\u00e9tico con polaridades opuestas, ellas chocan varias veces con fluctuaciones magn\u00e9ticas, adquiriendo progresivamente energ\u00eda a partir de esas colisiones hasta adquirir velocidades cercanas a la de la luz y finalmente escapan de esa regi\u00f3n de aceleraciones transformadas en rayos c\u00f3smicos\u201d.<\/p>\n

Esta proposici\u00f3n, dice ella, se inspir\u00f3 en la profusa actividad magn\u00e9tica del Sol. A menudo emergen de la superficie del Sol tubos curvos de l\u00edneas de campo magn\u00e9tico, los loops<\/em>, con una extensi\u00f3n aproximada de 10 mil kil\u00f3metros, la denominada corona solar. Los loops<\/em> pueden presentar polaridad positiva o negativa, tal como las l\u00edneas magn\u00e9ticas de la Tierra. Cuando colisionan, los loops<\/em> de polaridad opuesta liberan energ\u00eda, producen calor y aceleran los protones que se encuentren en el entorno, convirti\u00e9ndolos en rayos c\u00f3smicos. Seg\u00fan Dal Pino, este proceso puede originar buena parte de los rayos c\u00f3smicos de baja energ\u00eda, de hasta 1010<\/sup> eV, que llegan a la Tierra.<\/p>\n

Gouveia Dal Pino, Lazarian y Kowal determinaron que los campos magn\u00e9ticos con polaridades opuestas, cuando quedan envueltos en movimientos discontinuos denominados turbulencias, pueden encontrarse y aniquilarse r\u00e1pidamente, promoviendo una aceleraci\u00f3n de los protones cercanos de baja energ\u00eda que los transforma en rayos c\u00f3smicos, proceso que tambi\u00e9n ocurre en las coronas de gas magnetizado cercanas a agujeros negros o estrellas, o, de modo general, \u201cen regiones compactas altamente magnetizadas\u201d, dice ella. De acuerdo con este estudio, en esas regiones, que pueden tener centenares de miles de kil\u00f3metros de extensi\u00f3n, los protones pueden amplificar su energ\u00eda 10 millones de veces en alrededor de mil horas (41 d\u00edas), a medida que chocan con los campos magn\u00e9ticos.<\/p>\n

Los investigadores descubrieron otra posibilidad, que ampl\u00eda todav\u00eda m\u00e1s los posibles nidos de rayos c\u00f3smicos. Seg\u00fan ese estudio, aunque con menor ganancia de energ\u00eda, los rayos c\u00f3smicos tambi\u00e9n podr\u00edan originarse en el gas interestelar o en el medio intergal\u00e1ctico, que son turbulentos y magnetizados. Seg\u00fan Dal Pino, bajo el efecto de la turbulencia, las regiones magnetizadas del gas podr\u00edan encontrarse y destruirse, transfiri\u00e9ndoles la energ\u00eda a las part\u00edculas cercanas. La siguiente etapa del trabajo consiste en combinar estos resultados con mecanismos f\u00edsicos de p\u00e9rdidas energ\u00e9ticas de los rayos c\u00f3smicos y analizar observaciones de telescopios que puedan confirmar o corregir esas hip\u00f3tesis.<\/p>\n

\u201cNecesitamos saber cu\u00e1l es el mecanismo dominante en la formaci\u00f3n de los rayos c\u00f3smicos ultraenerg\u00e9ticos\u201d, dice ella. Hasta ahora, las fuentes de las part\u00edculas m\u00e1s energ\u00e9ticas se limitaban a las ondas de choque en los chorros de galaxias activas. Mientras que las ondas de choque provenientes de explosiones de supernovas parecen ser el principal mecanismo de producci\u00f3n de los rayos c\u00f3smicos en nuestra galaxia con energ\u00edas de hasta 1016<\/sup> \u2013 1017<\/sup> eV, y el Sol aparece como una de las principales fuentes de energ\u00eda m\u00e1s baja (109<\/sup> \u2013 1010<\/sup> eV), ella afirma que \u201clas fuentes de los rayos c\u00f3smicos de m\u00e1s alta energ\u00eda siguen siendo un misterio y el mecanismo de reconexi\u00f3n magn\u00e9tica surge como una nueva y atrayente posibilidad\u201d.<\/p>\n

Otros encuentros
\n<\/strong>El otro estudio tambi\u00e9n aborda las colisiones de rayos c\u00f3smicos a alt\u00edsimas energ\u00edas, examinadas por medio del Observatorio Pierre Auger en Argentina. Cuando un rayo c\u00f3smico de alt\u00edsima energ\u00eda ingresa en la atm\u00f3sfera y colisiona con sus part\u00edculas, se generan nuevas part\u00edculas. \u00c9stas, a su vez, continuar\u00e1n propag\u00e1ndose por la atm\u00f3sfera y tambi\u00e9n podr\u00e1n sufrir nuevas colisiones produciendo nuevas part\u00edculas.<\/p>\n

Esa cascada prosigue mientras la lluvia de part\u00edculas cuenta con energ\u00eda suficiente como para producir otras. \u201cCuando las part\u00edculas ya no tienen la energ\u00eda suficiente, la cantidad de part\u00edculas de la lluvia habr\u00e1 alcanzado su apogeo y, a partir de all\u00ed, tan s\u00f3lo podr\u00e1 disminuir\u201d, dice Carola Chinellato, de la Unicamp. Seg\u00fan ella, la energ\u00eda del rayo c\u00f3smico original se repartir\u00e1 entre ese enorme n\u00famero de part\u00edculas producidas; por lo tanto, si finalmente se produjeran 1 bill\u00f3n de part\u00edculas, la energ\u00eda de cada una de ellas ser\u00e1 aproximadamente de 1 billon\u00e9sima de la energ\u00eda del rayo c\u00f3smico original.<\/p>\n

\"\"

NASA<\/span>Casiopea, remanente de una supernova: actualmente, la aceleraci\u00f3n de los protones probablemente sea el resultado de la onda de choque formada por los movimientos de la capa externa de gasNASA<\/span><\/p><\/div>\n

Recientes mediciones realizadas en el Observatorio Pierre Auger posibilitaron, por primera vez, detallar las interacciones entre part\u00edculas en una energ\u00eda a\u00fan no alcanzada en los aceleradores de part\u00edculas. En un trabajo publicado en agosto en la revista Physical Review Letters<\/em>, un equipo del observatorio analiz\u00f3 colisiones de 11.628 rayos c\u00f3smicos con energ\u00edas ubicadas entre 1018<\/sup> y 10 18,5<\/sup> eV con los n\u00facleos de nitr\u00f3geno u ox\u00edgeno de la atm\u00f3sfera, que se registraron entre diciembre de 2004 y septiembre de 2010. Seg\u00fan Chinellato, resultados previos en el Observatorio Pierre Auger ya hab\u00edan se\u00f1alado que, en ese rango de energ\u00eda, las part\u00edculas c\u00f3smicas que alcanzan la Tierra ser\u00edan protones.<\/p>\n

Al analizar las alturas en que las lluvias de part\u00edculas m\u00e1s penetrantes en la atm\u00f3sfera surgen con mayor cantidad de las mismas, los investigadores determinan la secci\u00f3n de choque inel\u00e1stica \u2013una dimensi\u00f3n f\u00edsica fundamental que mide la probabilidad de interacci\u00f3n de una part\u00edcula con otra\u2013 en las colisiones de protones con n\u00facleos de aire. En el caso de un prot\u00f3n top\u00e1ndose con los n\u00facleos de aire, esta superficie de interacci\u00f3n es de 5,05 x 10-29<\/sup> metros cuadrados. \u201cCuanto mayor es la secci\u00f3n de choque, mayor es la probabilidad de que ocurra una colisi\u00f3n\u201d, dice. En realidad, las cosas no son tan sencillas en el mundo de las part\u00edculas. \u201cPara interactuar, las part\u00edculas no necesitan tocarse\u201d.<\/p>\n

\u201cNo existe contacto entre las part\u00edculas\u201d, advierte Marcio Menon, tambi\u00e9n investigador de la Unicamp. Los f\u00edsicos creen que, probablemente, son componentes de los protones denominados gluones los que saltan hacia otras part\u00edculas, transfiriendo informaci\u00f3n sobre velocidad y modificando el comportamiento de \u00e9stas. Menon utiliz\u00f3 los valores obtenidos por el equipo del Observatorio Pierre Auger para comparar con valores medidos en otros experimentos y plantear correcciones en las f\u00f3rmulas matem\u00e1ticas que rigen la variaci\u00f3n de la secci\u00f3n de choque entre part\u00edculas elementales.<\/p>\n

La medida de la secci\u00f3n de choque de las colisiones entre protones y los n\u00facleos de la atm\u00f3sfera obtenida por los telescopios del Observatorio Pierre Auger tambi\u00e9n contribuye a estimar el comportamiento de los encuentros entre protones inducidos en los t\u00faneles del Gran Colisionador de Hadrones (LHC, seg\u00fan su sigla en ingl\u00e9s), emplazado cerca de Ginebra, en la frontera franco-suiza. El observatorio con sede en Argentina y el LHC se construyeron para ampliar, cada uno a su manera, el conocimiento sobre las propiedades de las part\u00edculas elementales. El equipo del Observatorio Pierre Auger trabaja con colisiones naturales de part\u00edculas con energ\u00edas 1 mill\u00f3n de veces mayores que las mayores energ\u00edas logradas hasta ahora en el LHC, pero los rayos c\u00f3smicos chocan con otras, las del aire, pr\u00e1cticamente est\u00e1ticas, mientras que en los t\u00faneles del LHC son dos haces de protones bastante acelerados que se topan en colisiones frontales. Seg\u00fan Chinellato, en ese rango de energ\u00eda, la energ\u00eda total de la colisi\u00f3n de un prot\u00f3n de los rayos c\u00f3smicos con un n\u00facleo del aire es tan s\u00f3lo ocho veces mayor que el de una colisi\u00f3n entre dos protones en el LHC.<\/p>\n

Colisiones de protones
\n<\/strong>A partir del resultado de la medida de la secci\u00f3n de choque inel\u00e1stica prot\u00f3n-aire, los investigadores del Observatorio Pierre Auger calcularon la secci\u00f3n de choque total en colisiones prot\u00f3n-prot\u00f3n y arribaron a la conclusi\u00f3n de que la superficie de interacci\u00f3n entre part\u00edculas sigue aumentando con la energ\u00eda. Chinellato sostiene que ese aumento ya se hab\u00eda observado para el caso de energ\u00edas menores hace 40 a\u00f1os, tambi\u00e9n en el Centro Europeo de Energ\u00eda Nuclear (Cern), y de manera m\u00e1s indirecta en experimentos que involucraban rayos c\u00f3smicos. \u201cSorprendentemente\u201d, dice, \u201cel resultado observado indicaba que el prot\u00f3n se hac\u00eda mayor y m\u00e1s opaco a medida que su energ\u00eda aumentaba\u201d.<\/p>\n

Actualmente, el LHC, que opera en el Cern, constituye una nueva oportunidad para continuar estudiando el comportamiento de la secci\u00f3n de choque prot\u00f3n-prot\u00f3n en experimentos realizados con aceleradores, ahora con energ\u00edas m\u00e1s altas, del orden de 7 x 1012<\/sup> eV, casi 100 veces por encima de las energ\u00edas alcanzadas hace 40 a\u00f1os. Los primeros resultados obtenidos en 2011 mediante el experimento Totem, en el Cern, que tambi\u00e9n involucran colisiones prot\u00f3n-prot\u00f3n, confirmaron que el prot\u00f3n sigue volvi\u00e9ndose mayor con el incremento de energ\u00eda, y, por consiguiente, que la secci\u00f3n de choque total sigue aumentando. Seg\u00fan Chinellato, los investigadores del experimento Totem midieron la secci\u00f3n de choque en colisiones el\u00e1sticas prot\u00f3n-prot\u00f3n y, con base en ello, estimaron la secci\u00f3n de choque total prot\u00f3n-prot\u00f3n aplicando un modelo te\u00f3rico. El valor que se public\u00f3 es de 9,83 x 10-30<\/sup> metros cuadrados para una energ\u00eda total de colisi\u00f3n de 7 x 1012<\/sup> eV, que ella compara con el valor de la secci\u00f3n de choque total en la colisi\u00f3n prot\u00f3n-prot\u00f3n a la que arribaron los investigadores del Observatorio Pierre Auger, de 1,33 x 10-29<\/sup> metros cuadrados, para energ\u00edas a\u00fan m\u00e1s altas, correspondientes a 5,7 x 1013<\/sup> eV. \u201cEl prot\u00f3n sigue volvi\u00e9ndose mayor y m\u00e1s opaco con esas energ\u00edas\u201d, comenta.<\/p>\n

\u201cEn esencia\u201d, dice, \u201clo que estamos estudiando en el LHC y en el Auger es algo muy similar a lo que Rutherford estudiaba a comienzos del siglo pasado”. En 1911, en Inglaterra, el f\u00edsico Ernest Rutherford realiz\u00f3 una serie de experimentos, disparando part\u00edculas alfa, con carga positiva, contra una l\u00e1mina de oro, determinando que el \u00e1tomo estaba formado por un n\u00facleo min\u00fasculo rodeado por una regi\u00f3n mucho m\u00e1s extensa donde circulan los electrones. \u201cLa diferencia reside en que la escala de energ\u00eda es mucho m\u00e1s alta y los experimentos son mucho m\u00e1s interesantes y complicados. Y resulta fant\u00e1stico que el Observatorio Pierre Auger logre medir una dimensi\u00f3n tan elemental partiendo de la observaci\u00f3n de lluvias de part\u00edculas en la atm\u00f3sfera\u201d.<\/p>\n

Proyectos<\/strong>
\n1.<\/strong> Investigaci\u00f3n de fen\u00f3menos de altas energ\u00edas y plasmas astrof\u00edsicos: teor\u00eda, observaci\u00f3n y simulaciones num\u00e9ricas (n\u00ba 06\/50654-3<\/a>); Modalidad\u00a0<\/strong>Proyecto Tem\u00e1tico; Coordinadora\u00a0<\/b>Elisabete Maria de Gouveia Dal Pino \u2013 IAG\/USP; Inversi\u00f3n\u00a0<\/b>R$ 366.429,60 (FAPESP).
\n2.<\/strong> Reconexi\u00f3n magn\u00e9tica y aceleraci\u00f3n de part\u00edculas en fuentes astrof\u00edsicas y medios difusos (n\u00ba 09\/50053-8<\/a>); Modalidad\u00a0<\/b>Beca de posdoctorado; Coordinadora<\/b>\u00a0Elisabete Maria de Gouveia Dal Pino \u2013 IAG\/USP; Becario\u00a0<\/strong>Grzegorz Kowal \u2013 IAG\/USP;\u00a0Inversi\u00f3n\u00a0<\/strong>R$ 241.582,45 (FAPESP).
\n3.<\/strong> Estudio de los rayos c\u00f3smicos de energ\u00edas mayores en el Observatorio Pierre Auger (n\u00ba 10\/07359-6<\/a>);\u00a0Modalidad<\/strong>\u00a0Proyecto Tem\u00e1tico; Coordinadora\u00a0<\/strong>Carola Dobrigkeit Chinellato \u2013 IFGW\/Unicamp; Inversi\u00f3n\u00a0<\/strong>R$ 3.182.417,76 (FAPESP)<\/p>\n

Art\u00edculos cient\u00edficos<\/em>
\nDE GOUVEIA DAL PINO, E.M. y LAZARIAN, A. Production of the large scale superluminal ejections of the microquasar GRS 1915+105 by violent magnetic reconnection<\/a>. Astronomy & Astrophysics.<\/strong> v. 441, p. 845-53. 2005.
\nKOWAL, G. et al.<\/em>\u00a0 Particle acceleration in turbulence\u2028and weakly stochastic reconnection<\/a>. Physical Review Letters.<\/strong> v. 108, n. 24, p. 241.102. 2012.
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