Como um experimento nuclear fracassado acidentalmente deu à luz a astronomia de neutrinos
Um evento de neutrinos, identificável pelos anéis de radiação de Cerenkov que aparecem ao longo dos tubos fotomultiplicadores que revestem as paredes do detector, mostra a metodologia bem-sucedida da astronomia de neutrinos. Esta imagem mostra vários eventos. (COLABORAÇÃO SUPER KAMIOKANDE)
Antes de haver ondas gravitacionais, a astronomia multimensageira começou com o neutrino.
Às vezes, os experimentos mais bem projetados falham. O efeito que você está procurando pode nem ocorrer, o que significa que um resultado nulo deve sempre ser um resultado possível para o qual você está preparado. Quando isso acontece, o experimento é muitas vezes descartado como um fracasso, mesmo que você nunca tivesse conhecido os resultados sem realizá-lo.
No entanto, de vez em quando, o aparato que você constrói pode ser sensível a algo completamente diferente. Quando você faz ciência de uma nova maneira, com uma nova sensibilidade ou sob novas e únicas condições, geralmente é aí que as descobertas mais surpreendentes e fortuitas são feitas. Em 1987, um experimento fracassado para detectar o decaimento de prótons detectou neutrinos, pela primeira vez, de fora não apenas do nosso Sistema Solar, mas de fora da Via Láctea. Assim nasceu a astronomia de neutrinos.
A conversão de um nêutron em um próton, um elétron e um neutrino anti-elétron é como Pauli supôs resolver o problema de não conservação de energia no decaimento beta. (JOEL HOLDSWORTH)
O neutrino é uma das grandes histórias de sucesso em toda a história da física teórica. No início do século 20, três tipos de decaimento radioativo eram conhecidos:
- Decaimento alfa, onde um átomo maior emite um núcleo de hélio, saltando dois elementos para baixo na tabela periódica.
- Decaimento beta, onde um núcleo atômico emite um elétron de alta energia, movendo um elemento para cima na tabela periódica.
- Decaimento gama, onde um núcleo atômico emite um fóton energético, permanecendo no mesmo local na tabela periódica.
Em qualquer reação, sob as leis da física, qualquer que seja a energia total e o momento dos reagentes iniciais, a energia e o momento dos produtos finais precisam corresponder. Para decaimentos alfa e gama, eles sempre o fizeram. Mas para decaimentos beta? Nunca. A energia sempre foi perdida.
A trilha em forma de V no centro da imagem é provavelmente um múon decaindo para um elétron e dois neutrinos. A trilha de alta energia com uma torção é evidência de um decaimento de partículas no ar. Este decaimento, se o neutrino (não detectado) não for incluído, violaria a conservação de energia. (O ROADSHOW DE CIÊNCIA E TECNOLOGIA ESCOCÊS)
Em 1930, Wolfgang Pauli propôs uma nova partícula que poderia resolver o problema: o neutrino. Essa pequena partícula neutra poderia transportar energia e momento, mas seria extremamente difícil de detectar. Ele não absorveria ou emitiria luz e apenas interagiria com núcleos atômicos extremamente raramente.
Diante da proposta, mais do que confiante e eufórico, Pauli sentiu-se envergonhado. Fiz uma coisa terrível, postulei uma partícula que não pode ser detectada, declarou. Mas, apesar de suas reservas, a teoria foi confirmada por experimentos.
Reator nuclear experimental RA-6 (República Argentina 6), em marcha, mostrando a característica radiação Cherenkov das partículas mais rápidas que a luz na água emitidas. Os neutrinos (ou, mais precisamente, os antineutrinos) formulados pela primeira vez por Pauli em 1930 foram detectados a partir de um reator nuclear semelhante em 1956. (CENTRO ATÔMICO DE BARILOCHE, VIA PIECK DARÍO)
Em 1956, os neutrinos (ou mais especificamente, os antineutrinos) foram detectados diretamente pela primeira vez como parte dos produtos de um reator nuclear. Quando os neutrinos interagem com um núcleo atômico, duas coisas podem resultar:
- eles se espalham e causam um recuo, como uma bola de bilhar batendo em outras bolas de bilhar,
- ou provocam a emissão de novas partículas, que possuem energias e momentos próprios.
De qualquer forma, você pode construir detectores de partículas especializados em torno de onde espera que os neutrinos interajam e procurá-los. Foi assim que os primeiros neutrinos foram detectados: construindo detectores de partículas sensíveis às assinaturas de neutrinos nas bordas dos reatores nucleares. Se você reconstruiu toda a energia dos produtos, incluindo os neutrinos, a energia é conservada afinal.
Ilustração esquemática do decaimento beta nuclear em um núcleo atômico maciço. Somente se a energia e o momento (ausentes) do neutrino forem incluídos, essas quantidades podem ser conservadas. (WIKIMEDIA COMMONS USER INDUCTIVELOAD)
Em teoria, os neutrinos devem ser produzidos onde quer que ocorram reações nucleares: no Sol, em estrelas e supernovas, e sempre que um raio cósmico de alta energia atinge uma partícula da atmosfera da Terra. Na década de 1960, os físicos estavam construindo detectores de neutrinos para procurar neutrinos solares (do Sol) e atmosféricos (de raios cósmicos).
Uma grande quantidade de material, com massa projetada para interagir com os neutrinos dentro dele, seria cercada por essa tecnologia de detecção de neutrinos. Para proteger os detectores de neutrinos de outras partículas, eles foram colocados bem no subsolo: em minas. Apenas os neutrinos deveriam entrar nas minas; as outras partículas devem ser absorvidas pela Terra. No final da década de 1960, neutrinos solares e atmosféricos foram encontrados com sucesso.
A mina de ouro Homestake fica encravada nas montanhas em Lead, Dakota do Sul. Ele começou a operar há mais de 123 anos, produzindo 40 milhões de onças de ouro da mina e usina subterrânea de 8.000 pés de profundidade. Em 1968, os primeiros neutrinos solares foram detectados em um experimento aqui, desenvolvido por John Bahcall e Ray Davis. (Jean-Marc Giboux/Ligação)
A tecnologia de detecção de partículas que foi desenvolvida para experimentos de neutrinos e aceleradores de alta energia mostrou ser aplicável a outro fenômeno: a busca pelo decaimento de prótons. Embora o Modelo Padrão da física de partículas preveja que o próton é absolutamente estável, em muitas extensões – como as Teorias da Grande Unificação – o próton pode decair em partículas mais leves.
Em teoria, sempre que um próton decai, ele emitirá partículas de massa menor em velocidades muito altas. Se você puder detectar as energias e os momentos dessas partículas em movimento rápido, poderá reconstruir qual é a energia total e ver se ela veio de um próton.
Partículas de alta energia podem colidir com outras, produzindo chuvas de novas partículas que podem ser vistas em um detector. Ao reconstruir a energia, o momento e outras propriedades de cada um, podemos determinar o que colidiu inicialmente e o que foi produzido neste evento. (FERMILAB)
Se os prótons decaem, sua vida útil deve ser extremamente longa. O próprio Universo tem 10¹⁰ anos, mas a vida útil do próton deve ser muito maior. Quanto tempo mais? A chave é olhar não para um próton, mas para um número enorme. Se o tempo de vida de um próton é de 10³⁰ anos, você pode pegar um único próton e esperar tanto tempo (uma má ideia), ou pegar 10³⁰ prótons e esperar 1 ano para ver se algum decai.
Um litro de água contém um pouco mais de 10²⁵ moléculas, onde cada molécula contém dois átomos de hidrogênio: um próton orbitado por um elétron. Se o próton for instável, um tanque de água grande o suficiente, com um grande conjunto de detectores ao seu redor, deve permitir medir ou restringir sua estabilidade/instabilidade.
Um layout esquemático do aparelho KamiokaNDE da década de 1980. Para escala, o tanque tem aproximadamente 15 metros (50 pés) de altura. (JNN / WIKIMEDIA COMMONS)
No Japão, em 1982, eles começaram a construir um grande detector subterrâneo nas minas de Kamioka. O detector foi nomeado KamiokaNDE: Kamioka Nucleon Decay Experiment. Era grande o suficiente para conter mais de 3.000 toneladas de água, com cerca de mil detectores otimizados para detectar a radiação que as partículas em movimento rápido emitiriam.
Em 1987, o detector estava funcionando há anos, sem uma única ocorrência de decaimento de prótons. Com cerca de 10³³ de prótons nesse tanque, esse resultado nulo eliminou completamente o modelo mais popular entre as Grandes Teorias Unificadas. O próton, até onde pudemos dizer, não decai. O principal objetivo do KamiokaNDE foi um fracasso.
Uma explosão de supernova enriquece o meio interestelar circundante com elementos pesados. Os anéis externos são causados por ejeção anterior, muito antes da explosão final. Essa explosão também emitiu uma enorme variedade de neutrinos, alguns dos quais chegaram à Terra. (ESO / L. CALÇADA)
Mas então algo inesperado aconteceu. 165.000 anos antes, em uma galáxia satélite da Via Láctea, uma estrela massiva chegou ao fim de sua vida e explodiu em uma supernova. Em 23 de fevereiro de 1987, essa luz atingiu a Terra pela primeira vez.
Mas algumas horas antes dessa luz chegar, algo notável aconteceu em KamiokaNDE: um total de 12 neutrinos chegaram em um período de cerca de 13 segundos. Duas explosões – 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 de SN 1987A, sendo KamiokaNDE o mais robusto e bem sucedido. A transformação de um experimento de decaimento de nucleon para um experimento de detector de neutrinos abriria o caminho para o desenvolvimento da ciência da astronomia de neutrinos. (INSTITUTO DE TEORIA NUCLEAR / UNIVERSIDADE DE WASHINGTON)
Pela primeira vez, detectamos neutrinos de fora do nosso Sistema Solar. A ciência da astronomia de neutrinos estava apenas começando. Nos próximos dias, a luz daquela supernova, agora conhecida como SN 1987A , foi observado em uma enorme variedade de comprimentos de onda por vários observatórios terrestres e espaciais. Com base na pequena diferença no tempo de voo dos neutrinos e no tempo de chegada da luz, aprendemos que os neutrinos:
- viajou 165.000 anos-luz a uma velocidade indistinguível da velocidade da luz,
- que sua massa não poderia ser mais do que 1/30.000 da massa de um elétron,
- e que os neutrinos não são desacelerados à medida que viajam do núcleo da estrela em colapso para seu fotógrafo, do jeito que a luz é.
Ainda hoje, mais de 30 anos depois, podemos examinar esse remanescente de supernova e ver como ele evoluiu.
A onda de choque do material da explosão de 1987 continua a colidir com o material ejetado anterior da estrela anteriormente massiva, aquecendo e iluminando o material quando ocorrem colisões. Uma grande variedade de observatórios continua a fazer imagens do remanescente de supernova hoje. (NASA, ESA, E R. KIRSHNER (CENTRO DE ASTRÓFÍSICA DE HARVARD-SMITHSONIAN E FUNDAÇÃO GORDON E BETTY MOORE) E P. CHALLIS (CENTRO DE ASTRÓFÍSICA DE HARVARD-SMITHSONIAN))
A importância científica deste resultado não pode ser exagerada. Ele marcou o nascimento da astronomia de neutrinos, assim como a primeira detecção direta de ondas gravitacionais de buracos negros em fusão marcou o nascimento da astronomia de ondas gravitacionais. Foi o nascimento da astronomia multimensageira, marcando a primeira vez que o mesmo objeto foi observado tanto na radiação eletromagnética (luz) quanto por meio de outro método (neutrinos).
Ele nos mostrou o potencial de usar grandes tanques subterrâneos para detectar eventos cósmicos. E isso nos faz esperar que, algum dia, possamos fazer a observação final: um evento onde luz, neutrinos e ondas gravitacionais se reúnem para nos ensinar tudo sobre o funcionamento dos objetos em nosso Universo.
O evento final para a astronomia multimensageira seria uma fusão de duas anãs brancas ou duas estrelas de nêutrons que estivessem próximas o suficiente. Se tal evento ocorresse próximo o suficiente da Terra, neutrinos, luz e ondas gravitacionais poderiam ser detectados. (NASA, ESA, E A. FEILD (STSCI))
Mais inteligentemente, resultou em uma renomeação de KamiokaNDE. O Experimento de Decaimento do Núcleo Kamioka foi um fracasso total, então KamiokaNDE estava fora. Mas a espetacular observação de neutrinos do SN 1987A deu origem a um novo observatório: KamiokaNDE, o Kamioka Neutrino Detector Experiment! Nos últimos 30 anos, isso já foi atualizado muitas vezes, e várias instalações semelhantes surgiram em todo o mundo.
Se uma supernova explodisse hoje, em nossa própria galáxia, seríamos tratados com mais de 10.000 neutrinos chegando ao nosso detector. Todos eles, combinados, restringiram ainda mais o tempo de vida do próton para agora ser maior que cerca de 10³⁵ anos, mas não é por isso que os construímos. Sempre que ocorre um cataclismo de alta energia, os neutrinos aceleram pelo Universo. Com nossos detectores on-line, a astronomia de neutrinos está viva, bem e pronta para o que quer que o cosmos nos envie.
Começa com um estrondo é agora na Forbes , e republicado no Medium graças aos nossos apoiadores do Patreon . Ethan é autor de dois livros, Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .
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