Como um Experimento Nuclear que Falhou Acidentalmente Deu Origem à Astronomia de Neutrinos.

Às vezes até mesmo os experimentos mais bem elaborados falham. O efeito que você está procurando talvez nem mesmo aconteça, o que significa que você precisa estar sempre preparado para um resultado nulo. Quando isso acontece o experimento é frequentemente descartado como um fracasso, mesmo considerando que você jamais saberia os resultados se não o tivesse realizado.

No entanto, de vez em quando, o aparato que você constrói é sensível a algo completamente diferente. É geralmente quando você faz ciência de uma nova maneira, com um novo padrão de sensibilidade ou sob condições novas e únicas, que você faz as mais surpreendentes e inesperadas descobertas. Em 1987 um experimento que tinha o objetivo de detectar o decaimento do próton detectou, pela primeira vez, neutrinos provenientes não somente de fora do nosso Sistema Solar, mas de fora da Via Láctea. Foi assim que nasceu a astronomia de neutrinos.

Para resolver o problema da não-conservação de energia no decaimento beta, Pauli formulou a hipótese de que um nêutron se converteria em um próton, um elétron e um neutrino (JOEL HOLDSWORTH)

 

O neutrino é uma das grandes histórias de sucesso da física teórica. No início do século XX, três tipos de decaimento radioativo eram conhecidos:

• Decaimento alfa, no qual um átomo emite um núcleo de hélio (2 prótons e 2 nêutrons) e se transforma em um elemento com número atômico duas unidades menor (e número de massa 4 unidades menor).

• Decaimento beta, no qual um núcleo atômico emite um elétron altamente energético e se transforma em um elemento com número atômico uma unidade maior.

• Decaimento gama, no qual um núcleo atômico emite um fóton de alta energia e continua sendo o mesmo elemento que era antes (continua com o mesmo número de prótons).

Em qualquer reação, sob as leis da física, os produtos finais precisam ter a mesma energia e momento do que os reagentes iniciais. Nos decaimentos alfa e gama, isso sempre acontecia. Mas nos decaimentos beta? Nunca. Nesses casos, aparentemente, sempre se perdia energia.

A marca em forma de V no centro da imagem é provavelmente um múon decaindo em um elétron e dois neutrinos. A trilha de alta energia com uma dobra é evidência do decaimento de uma partícula no ar. Este decaimento, se o neutrino (não detectado) não estiver incluído, violaria a Lei da Conservação da Energia (THE SCOTTISH SCIENCE & TECHNOLOGY ROADSHOW)

 

Em 1930 Wolfgang Pauli propôs uma nova partícula que poderia resolver o problema: o neutrino. Essa partícula pequena e neutra teria energia e momento, mas seria extremamente difícil de detectar. Ela não absorveria nem emitiria luz e raramente interagiria com outras partículas.

Em vez de confiante ou exaltado, Pauli sentiu-se envergonhado ao propor a nova partícula. “Eu fiz uma coisa terrível, eu postulei uma partícula que não pode ser detectada”, ele disse. Mas apesar de suas ressalvas, a teoria foi corroborada por experimentos.

Reator nuclear RA-6 (Reactor Argentino) mostrando a característica radiação Cherenkov emitida por partículas que se movem mais rápidas que a luz quando estão na água. Os neutrinos (ou, mais precisamente, os antineutrinos) propostos por Pauli em 1930 foram detectados em um reator nuclear similar a este em 1956 (CENTRO ATOMICO BARILOCHE, VIA PIECK DARÍO)

 

Em 1956, neutrinos (ou, mais especificamente, antineutrinos) foram detectados pela primeira vez como parte dos produtos de um reator nuclear. Quando neutrinos interagem com um núcleo atômico, duas coisas podem acontecer:

• ou eles são espalhados e transferem parte de sua energia e momento para o núcleo, como uma bola de bilhar que bate em outras bolas de bilhar,

• ou eles causam a emissão de novas partículas, que possuem suas próprias energias e momentos.

De qualquer forma, você pode construir detectores de partículas especializados em torno de onde você espera que os neutrinos interajam com outras partículas para tentar observá-los. Foi assim que os primeiros neutrinos foram detectados: construindo detectores de partículas sensíveis às assinaturas de neutrinos ao redor de reatores nucleares. Se você somar a energia dos produtos finais, incluindo os neutrinos, a energia será conservada.

Ilustração que mostra o decaimento beta em um núcleo atômico. Energia e momento são conservados apenas se o neutrino for levado em consideração (WIKIMEDIA COMMONS USER INDUCTIVELOAD)

 

Em teoria os neutrinos são produzidos em todas as reações nucleares: no Sol, nas estrelas, nas supernovas e sempre que um raio cósmico de alta energia atinge uma partícula na atmosfera terrestre. Na década de 1960, físicos estavam construindo detectores para tentar observar neutrinos provenientes do Sol e de raios cósmicos.

Uma grande quantidade de material, com massa projetada para interagir com os neutrinos, seria cercada por essa tecnologia de detecção de neutrinos. Com objetivo de proteger os detectores de neutrinos de outras partículas eles foram colocados muito fundo no subsolo: em minas. Apenas neutrinos deveriam chegar às minas; outras partículas deveriam ser absorvidas pela Terra. Esses experimentos foram um sucesso; ao final da década de 1960, tanto neutrinos provenientes do Sol como de raios cósmicos haviam sido detectados.

A mina de ouro Homestake fica nas montanhas em Lead, South Dakota. Ela começou a operar há mais de 123 anos e suas cavernas de 2,5 km de profundidade produziram mais de mil toneladas de ouro. Os primeiros neutrinos provenientes do Sol foram detectados em um experimento realizado lá em 1968, desenvolvido por John Bahcall e Ray Davis (Jean-Marc Giboux/Liaison)

 

Descobriu-se que a tecnologia de detecção de partículas desenvolvida para experimentos com neutrinos e aceleradores de alta energia poderia também ser aplicada a um outro fenômeno: a busca pelo decaimento de prótons. Enquanto o Modelo Padrão da física de partículas prevê que o próton é absolutamente estável, em muitas extensões – como nas Teorias de Grande Unificação (Grand Unification Theories) – o próton pode decair em partículas mais leves.

Em teoria, sempre que um próton decair ele deve emitir partículas de massa menor em velocidades muito altas. Se você conseguir detectar as energias e momento dessas velozes partículas, você poderá calcular a energia total do sistema e verificar se ela é compatível com um próton.

Partículas de alta energia podem colidir com outras, produzindo chuvas de novas partículas que podem ser observadas em um detector. Ao calcular a energia, o momento e outras propriedades de cada uma delas, podemos determinar quais partículas colidiram inicialmente e o que foi produzido nessa colisão (FERMILAB)

 

Se prótons decaem, seu tempo de vida deve ser extremamente longo. O Universo tem cerca de 1010 anos, mas o tempo de vida do próton deve ser muito maior. Quanto maior? A chave não é olhar para um único próton, mas para um número enorme de prótons. Se o tempo de vida de um próton é de 1030 anos, você pode pegar um único próton e esperar esse tempo (uma má ideia), ou você pode pegar 1030 prótons e esperar 1 ano para tentar observar algum decaimento.

Um litro de água contém pouco mais de 1025 moléculas, e cada molécula contém dois átomos de hidrogênio – cada qual consistindo de um próton orbitado por um elétron. Se o próton fosse instável, com um tanque de água grande o bastante, equipado com um conjunto de detectores ao seu redor, seria possível medir e/ou restringir sua estabilidade/instabilidade.

Um esquema do KamiokaNDE da década de 1980. Para escala, o tanque tem aproximadamente 15 metros de altura (©JNN / WIKIMEDIA COMMONS)

 

No Japão, em 1982, eles começaram a construir um grande detector subterrâneo nas minas da antiga cidade de Kamioka. O detector foi chamado de KamiokaNDE: Kamioka Nucleon Decay Experiment. Ele era grande o suficiente para armazenar mais de 3.000 toneladas de água e tinha cerca de mil detectores otimizados para detectar a radiação que as partículas em movimento rápido, vindas de um possível decaimento do próton, emitiriam.

Em 1987 o detector estava funcionando há anos e não havia registrado um único caso de decaimento de prótons. Com cerca de 1033 prótons em seu tanque, o resultado eliminou completamente o modelo mais popular entre as Teorias de Grande Unificação. O próton, até onde sabemos, não decai. O KamiokaNDE foi um fracasso quanto ao seu principal objetivo.

Uma explosão de supernova enriquece o meio interestelar ao seu redor com elementos pesados. Os anéis externos são causados por ejeções anteriores, que acontecem muito antes da explosão final. Esta explosão também emite uma enorme variedade de neutrinos, alguns dos quais chegaram até a Terra (ESO / L. CALÇADA)

 

Mas então algo inesperado aconteceu. Em uma galáxia satélite1 da Via Láctea, 165 mil anos atrás, uma estrela massiva chegou ao fim de sua vida e explodiu em uma supernova. Em 23 de fevereiro de 1987, a luz desta explosão alcançou a Terra pela primeira vez.

Mas algumas horas antes da luz chegar, algo notável aconteceu no KamiokaNDE: um total de 12 neutrinos foram detectados em menos de 13 segundos. Duas rajadas – a primeira contendo 9 neutrinos e a segunda contendo 3 – demonstraram que os processos nucleares que criam neutrinos ocorrem em grande abundância em supernovas.

Três detectores diferentes observaram os neutrinos da SN 1987A, sendo o KamiokaNDE o mais robusto e bem-sucedido. A transformação de um experimento de decaimento de prótons em um detector de neutrinos abriria o caminho para a ciência em desenvolvimento chamada de astronomia de neutrinos (INSTITUTE FOR NUCLEAR THEORY / UNIVERSITY OF WASHINGTON)

 

Pela primeira vez havíamos detectado neutrinos provenientes de fora do nosso Sistema Solar. A ciência da astronomia de neutrinos havia começado. Nos dias que se seguiram, a luz daquela supernova, agora conhecida como SN 1987A, foi observada em uma enorme variedade de comprimentos de onda por observatórios na Terra e no espaço. Com base na pequena diferença entre o tempo de chegada dos neutrinos e da luz, aprendemos que os neutrinos:

• percorreram aqueles 165 mil anos-luz a uma velocidade indistinguível da velocidade da luz,

• não poderiam ter uma massa maior do que 1/30.000 da massa de um elétron,

• e não são atrasados quando viajam do núcleo de uma estrela em colapso até o espaço, ao contrário da luz.

Hoje, mais de 30 anos depois, ainda podemos examinar o remanescente dessa supernova e ver como ele evoluiu.

A onda de choque do material da explosão de 1987 continua a colidir com ejeções anteriores da estrela massiva, aquecendo e iluminando o material quando ocorrem colisões. Uma grande variedade de observatórios continua analisando o remanescente da supernova hoje (NASA, ESA, AND R. KIRSHNER (HARVARD-SMITHSONIAN CENTER FOR ASTROPHYSICS AND GORDON AND BETTY MOORE FOUNDATION) AND P. CHALLIS (HARVARD-SMITHSONIAN CENTER FOR ASTROPHYSICS))

 

É impossível superestimar a importância científica deste resultado. Ele marcou o nascimento da astronomia de neutrinos, assim como a primeira detecção direta de ondas gravitacionais provenientes da fusão de buracos negros marcou o nascimento da astronomia de ondas gravitacionais. Foi o nascimento da astronomia de “multi-mensageiros”, marcando a primeira vez que o mesmo objeto foi observado tanto com radiação eletromagnética (luz) quanto via outro método (neutrinos).

Ele nos mostrou o potencial de usar grandes tanques subterrâneos para detectar eventos cósmicos. E nos faz esperar que, algum dia, possamos fazer a maior observação de todas: um evento onde luz, neutrinos e ondas gravitacionais se juntem para nos ensinar sobre o funcionamento dos objetos em nosso Universo.

O maior evento para a astronomia de “multi-mensageiros” seria uma fusão de duas anãs brancas ou de duas estrelas de nêutrons perto o suficiente de nosso planeta. Se um evento como esse ocorresse perto da Terra, neutrinos, luz e ondas gravitacionais poderiam ser detectados (NASA, ESA, AND A. FEILD (STSCI))

 

Além disso, ele resultou em uma inteligente renomeação do KamiokaNDE. O Kamioka Nucleon Decay Experiment foi um fracasso total, mas a espetacular observação de neutrinos da SN 1987A deu origem a um novo observatório: o – Kamioka Neutrino Detector Experiment! Nos últimos 30 anos ele foi atualizado várias vezes e diversas instalações semelhantes foram construídas ao redor do mundo.

Se uma supernova explodisse hoje, em nossa própria galáxia, nossos detectores seriam bombardeados por mais de 10.000 neutrinos. Todos esses detectores, combinados, já restringiram o tempo de vida do próton para mais de 1035 anos, mas não foi por isso que os construímos. Sempre que cataclismos de alta energia ocorrem, neutrinos são lançados pelo Universo. Com nossos detectores preparados, a astronomia de neutrinos está viva, bem e pronta para o que quer que o cosmos envie em nossa direção.

 

1- N.T: a galáxia a que o autor se refere é a Grande Nuvem de Magalhães.

*Traduzido do artigo original de Ethan Siegel em “Starts With A Bang!”

Cristiane Tavolaro

Sou física, professora e pesquisadora do departamento de física da PUC-SP. Trabalho com Ensino de Física, atuando principalmente em ensino de física moderna, ótica física, acústica e novas tecnologias para o ensino de física. Sou membro fundadora do GoPEF - Grupo de Pesquisa em Ensino de Física da PUC-SP e co-autora do livro paradidático Física Moderna Experimental, editado pela Manole.

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