Começa Com Um Estrondo

Como as partículas cósmicas quebram o limite de energia do universo?

Ilustração de uma matriz de detectores terrestres para caracterizar uma chuva de raios cósmicos. Quando partículas cósmicas de alta energia atingem a atmosfera, elas produzem uma cascata de partículas. Ao construir uma grande variedade de detectores no solo, podemos capturá-los todos e inferir as propriedades da partícula original. (ASPERA / G.TOMA / A.SAFTOIU)

Os raios cósmicos não são limitados apenas pela velocidade da luz.

Mesmo entre os não cientistas, é bem entendido que existe um limite máximo de velocidade para o Universo: a velocidade da luz. Se você é uma partícula sem massa, como um fóton, não tem escolha a não ser se mover exatamente nessa velocidade enquanto viaja pelo espaço vazio, que é 299.792.458 m/s, ou a velocidade da luz no vácuo. Se você é uma partícula massiva, nunca poderá atingir essa velocidade, mas apenas se aproximar dela. Não importa quanta energia você coloque nessa partícula, ela sempre se moverá mais lentamente que a luz.

Mas isso não significa que as partículas podem se mover tão perto da velocidade da luz quanto quiserem, sem impedimentos. O universo em si não está completamente vazio, pois existem partículas massivas e fótons que permeiam todo o espaço. Em energias normais, eles não desempenham um papel muito importante, mas em energias muito altas, essas partículas exercem um efeito de atrito significativo, forçando-as a desacelerar. abaixo de um limite de energia específico . Pelo menos, eles deveriam, mas há quase 30 anos temos encontrado partículas que excedem esse limite. Aqui está a história cósmica por trás do que realmente está acontecendo.

O interior do LHC, onde os prótons se cruzam a 299.792.455 m/s, apenas 3 m/s abaixo da velocidade da luz. Por mais poderoso que seja o LHC, ele não pode competir em termos de energia com os raios cósmicos gerados pelas fontes naturais de alta energia mais poderosas do Universo. (JULIAN HERZOG / C.C.A-BY-3.0)

A partícula de maior energia que já produzimos na Terra está no Grande Colisor de Hádrons do CERN. Com energias atingindo aproximadamente 7 TeV, ou cerca de ~ 7.000 vezes a energia de massa de repouso do próton (da energia de Einstein E = mc² ), essas partículas se movem a 299.792.455 m/s, ou 99,999999% da velocidade da luz. Isso pode parecer rápido, mas prótons com essas energias são livres para viajar pelo Universo sem muita preocupação.

Com o que um próton mais rápido teria que se preocupar?

Acredite ou não, a resposta é o quantum de energia mais comum no Universo, que é o fóton. Embora pensemos que os fótons vêm principalmente de estrelas – o que eles fazem – esses são apenas para os fótons que foram criados nos últimos 13,7 bilhões de anos ou mais. Nos estágios iniciais do Big Bang, existiam números muito maiores de fótons: mais de um bilhão para cada próton ou nêutron no Universo. Hoje, esses fótons ainda estão por aí, mais difusos e com menos energia do que nunca. Mas não podemos apenas detectá-los; podemos descobrir quais são suas propriedades.

Qualquer partícula cósmica que viaje pelo Universo, independentemente da velocidade ou energia, deve enfrentar a existência das partículas que sobraram do Big Bang. Enquanto normalmente nos concentramos na matéria normal que existe, feita de prótons, nêutrons e elétrons, eles são superados em mais de um bilhão para um pelos fótons e neutrinos remanescentes. (NASA/SONOMA STATE UNIVERSITY/AURORE SIMONNET)

Permeando cada centímetro cúbico do espaço, ou aproximadamente metade do tamanho da última articulação do seu dedo anelar, existem 411 fótons que sobraram do Big Bang nesse volume. Se você cortasse metade do seu dedo anelar e o deixasse flutuando no espaço, mais de dez trilhões desses fótons colidiriam com ele a cada segundo. Mesmo sendo extremamente baixas em energia, com uma energia média de ~ 200 micro-elétron-Volts, elas são o tipo de partícula mais abundante no Universo.

Em nosso próprio canto da vizinhança cósmica, esse número é absolutamente diminuído pelo número de fótons vindos do nosso Sol, mas isso é apenas porque estamos tão perto do Sol no espaço. Enquanto imagens profundas do espaço sideral revelam bilhões e bilhões de estrelas agrupadas em trilhões de galáxias dentro do Universo observável, a esmagadora maioria do volume do Universo consiste no espaço intergaláctico. Nessas regiões – que representam os lugares onde as partículas cósmicas passam a maior parte do tempo viajando – são os fótons remanescentes do Big Bang que são os mais comuns.

O Aglomerado de Pandora, conhecido formalmente como Abell 2744, é uma colisão cósmica de quatro aglomerados de galáxias independentes. No entanto, esse nexo de massas é cosmicamente raro; muito mais comum é o espaço vazio, intergaláctico. Quando uma partícula cósmica realiza uma jornada intergaláctica, a maioria de seus encontros virá com fótons que fazem parte do fundo cósmico de micro-ondas. (NASA, ESA E J. LOTZ, M. MOUNTAIN, A. KOEKEMOER E A EQUIPE HFF)

Então, o que acontece com as partículas enquanto viajam pelo espaço intergaláctico?

A mesma coisa que acontece com sua mão quando você a coloca para fora da janela do carro enquanto seu veículo percorre a estrada. Quando seu carro está parado, apenas as moléculas de ar em movimento colidem com você, e apenas nas baixas velocidades/energias em que elas viajam em relação à sua mão parada. Quando seu carro está em movimento, no entanto, sua mão em movimento colidirá preferencialmente com um número maior de partículas na direção em que sua mão está em movimento. E quanto mais rápido você for, maior:

a taxa de colisões com moléculas de ar,
a força experimentada por sua mão,
e a energia trocada entre as partículas e sua mão com cada colisão individual.

Na verdade, toda vez que você dobra a velocidade do seu veículo, a força em sua mão de colisões com moléculas de ar quadruplica.

Se você colocar seus membros para fora de um carro em movimento, sentirá uma força à medida que o ar passa. Se você dobrar sua velocidade, a força quadruplica. No entanto, se você estiver em repouso em relação ao ar, não experimentará nenhuma força resultante. (PXAQUI / FOTO NÚMERO 151399)

Para partículas cósmicas, a história é semelhante. Para uma partícula estacionária, ela experimenta uma taxa igual de colisões de energia igual desses fótons restantes em todas as direções. Se a partícula não estiver estacionária, mas se mover lentamente, os fótons que sobraram do Big Bang colidirão com ela de todas as direções de forma relativamente igual, mas é mais provável que colidam na direção em que a partícula está se movendo. Além disso, haverá uma ligeira mudança de energia: as colisões que ocorrem de frente, entre a partícula e os fótons que se movem na direção oposta, transmitirão mais energia à partícula do que os fótons que a atingem de qualquer outra direção.

No entanto, mesmo nas velocidades alcançáveis no Grande Colisor de Hádrons, os efeitos desses fótons podem ser negligenciados. Mesmo para partículas que viajam através do meio intergaláctico por bilhões de anos, mesmo a 99,999999% da velocidade da luz, esses fótons comuns são tão baixos em energia que eles não conseguem desacelerar essas partículas nem um único metro por segundo, cumulativamente. , ao longo da história do Universo.

Quando as partículas cósmicas viajam pelo espaço intergaláctico, elas não podem evitar os fótons que sobraram do Big Bang: o fundo cósmico de micro-ondas. Uma vez que a energia das colisões de partículas cósmicas/fótons exceda um certo limite, as partículas cósmicas começarão a perder energia em função da energia no quadro do centro de momento. (TERRA: NASA/BLUEEARTH; VIA LÁCtea: ESO/S. BRUNIER; CMB: NASA/WMAP)

Mas em energias muito, muito altas, as coisas começam a ficar interessantes. A razão? Sempre que duas coisas colidem, existem três opções para o que pode ocorrer, embora normalmente consideremos apenas as duas primeiras.

Eles podem colidir elasticamente, onde os dois objetos se espalham, trocando energia e momento, mas conservando ambos.
Eles podem colidir inelasticamente, onde os dois objetos conservam momento, mas perdem energia, grudando total ou parcialmente no processo.
Ou eles podem colidir e – se houver energia suficiente disponível – criar novas partículas (e antipartículas) através da equação mais famosa de Einstein: E = mc² .

A colisão de um fóton com uma partícula cósmica em movimento rápido, como um próton (que a maioria dos raios cósmicos são observados), não terá muito efeito se não houver energia suficiente (no centro do momento) para E = mc² fazer algo interessante. Mas à medida que a partícula cósmica em questão fica cada vez mais energética, eventualmente os efeitos quânticos que surgem desse terceiro fenômeno começam a se tornar importantes.

Nesta representação artística, um blazar está acelerando prótons que produzem píons, que produzem neutrinos e raios gama. Fótons também são produzidos. Processos como esse podem ser responsáveis pela geração das partículas cósmicas de maior energia de todas, mas elas inevitavelmente interagem com os fótons remanescentes do Big Bang. (ICECUBE/NASA)

Com cerca de um milhão de vezes as energias que os prótons podem alcançar no Grande Colisor de Hádrons, o fato de que os fótons podem flutuar em um estado em que se comportam como pares de elétron-pósitron começa a importar. Quando os prótons atingem uma energia que excede cerca de 10¹⁷ elétron-Volts, eis o que ocorre. No quadro do centro do momento, o próton vê o fóton como tendo cerca de 1.000.000 de elétron-volts de energia, impulsionado de seus ~200 micro-elétron-volts originais. Isso importa, porque o elétron e o pósitron têm uma energia de massa de repouso de cerca de 500.000 elétron-volts; se você pode criá-los, você pode interagir com eles.

Uma vez que os prótons começam a colidir com esses elétrons (e pósitrons), eles começam a perder energia muito mais rapidamente. Cada colisão de elétrons (ou pósitrons) drena cerca de 0,1% da energia do próton original; mesmo que esses eventos sejam raros, eles podem se somar ao longo dos milhões de anos-luz que separam as galáxias umas das outras. No entanto, esse efeito por si só não é suficiente para limitar a energia permitida para prótons de raios cósmicos.

Quando um próton ou nêutron colide com um fóton de alta energia, ele pode produzir um píon através de uma ressonância Delta (real ou virtual). A produção de píons só pode ocorrer se houver energia disponível suficiente via E = mc² de Einstein, o que deve limitar a energia dos raios cósmicos a um valor específico. Observacionalmente, no entanto, vemos que esses limites são ultrapassados. (APS/ALAN STONEBRAKER)

Mas deve haver um limite: quando a energia do centro de momento aumenta o suficiente para que um próton colidindo com um fóton tenha energia livre suficiente, novamente via Einstein E = mc² , para produzir uma partícula subatômica conhecida como píon (π). Este é um processo de drenagem de energia muito mais eficiente, pois cada píon produzido reduz a energia original do próton em cerca de 20%. Depois de viajar por apenas ~ 100-200 milhões de anos através do meio intergaláctico - um pontinho no tempo em comparação com a idade de 13,8 bilhões de anos do Universo - todos os prótons devem cair abaixo dessa energia limitante: cerca de 5 × 10¹⁹ elétron-Volts.

Mas desde que começamos a medir as energias dos raios cósmicos, descobrimos evidências de partículas que excedem essa energia máxima: o exemplos mais extremos de raios cósmicos de ultra-alta energia . Há 30 anos, a câmera Fly’s Eye em Utah observou uma partícula cósmica com 3,2 × 10²⁰ elétron-volts de energia, e foi imediatamente nomeada a Partícula Oh-Meu-Deus . Um detector de acompanhamento, Aluguel , confirmou a existência de várias partículas (cerca de ~15 ou mais) excedendo esse limite de energia limitante. E, atualmente, o Observatório Pierre Auger continua a detectar um número significativo de eventos que possuem energias que são robustamente acima deste máximo teórico .

A taxa de eventos de raios cósmicos de alta energia versus sua energia detectada. Se o limiar de produção de píons por fótons CMB colidindo com prótons fosse um limite de boa-fé, haveria um penhasco nos dados à direita do ponto rotulado 372. A existência desses raios cósmicos extremos indica que algo mais deve estar errado. (A COLABORAÇÃO PIERRE AUGER, PHYS. REV. LETT. 125, 121106 (2020))

Como isso é possível? Antes que sua mente vá para as explicações mais fantásticas imagináveis, como a relatividade está errada, considere essas outras opções.

Essas partículas de alta energia são produzidas por perto, para que não tenham tempo de cair abaixo do limite.
A mais alta dessas partículas de alta energia não é feita de prótons, mas de outra coisa mais pesada e com um limite de energia mais alto.
Ou que buracos negros ativos e supermassivos podem acelerar prótons a energias extremas – um fenômeno cósmico Zevatron — e permanecem acima desse limite quando chegam até nós.

Observatórios mais modernos podem identificar as direções de onde essas partículas vieram e determinar que elas não estão correlacionadas com nenhum conjunto específico de direções no céu. Eles não estão correlacionados com características dentro de nossa própria galáxia, nem estrelas de nêutrons, nem buracos negros supermassivos ativos, nem supernovas, nem quaisquer outras características identificáveis.

No entanto, há algumas evidências bastante boas de que na extremidade superior do espectro de raios cósmicos de ultra-alta energia, estamos vendo núcleos atômicos mais pesados : não apenas hidrogênio e hélio, mas metais pesados como o ferro. Com ~56 prótons e nêutrons em cada núcleo de ferro, o limite de energia pode exceder ~10²¹ elétron-volts, concordando finalmente com as observações.

Esses gráficos mostram o espectro de raios cósmicos em função da energia do Observatório Pierre Auger. Você pode ver claramente que a função é mais ou menos suave até uma energia de ~5 x 10¹⁹ eV, correspondente ao corte GZK. Acima disso, as partículas ainda existem, mas são menos abundantes, provavelmente devido à sua natureza como núcleos atômicos mais pesados. (A COLABORAÇÃO PIERRE AUGER, PHYS. REV. LETT. 125, 121106 (2020))

Quando você reúne todas essas informações, pinta uma imagem surpreendente do Universo. As partículas de raios cósmicos não apenas existem, mas muitas delas vêm com energias milhões de vezes maiores do que podemos produzir nos aceleradores de partículas mais poderosos da Terra. A maioria dessas partículas são prótons, mas algumas são compostas de núcleos atômicos mais pesados. Em energias progressivamente mais altas, vemos cada vez menos partículas, mas em uma energia crítica específica - 5 × 10¹⁹ elétron-volts, correspondendo à energia em que prótons e fótons do Big Bang podem produzir píons - há uma grande queda, mas partículas de energia mais alta ainda existe.

Após décadas de mistério, achamos que sabemos o porquê: a pequena fração de núcleos atômicos mais pesados pode sobreviver à jornada pelo espaço intergaláctico nessas altas energias, enquanto os prótons não. Com sua energia espalhada por ~50 ou ~60 partículas, essas partículas compostas pesadas e ultraenergéticas podem sobreviver por muitos milhões ou mesmo bilhões de anos no espaço. Embora ainda não tenhamos certeza de como elas são criadas, podemos pendurar nossos chapéus nessa conquista: pelo menos resolvemos o mistério do que são essas partículas cósmicas extremas e, com isso, sua sobrevivência também faz sentido.

Começa com um estrondo é escrito por Ethan Siegel , Ph.D., autor de Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .