Uma pesquisa falhada de decaimento de prótons deu origem acidentalmente à astronomia de neutrinos
Antes de descobrirmos as ondas gravitacionais, a astronomia multimensageira começou com luz e partículas chegando do mesmo evento.- Nas décadas de 1970 e 1980, muitas pessoas estavam convencidas de que a próxima grande ideia da física teórica viria das grandes teorias da unificação, onde todas as três forças do Modelo Padrão se uniam.
- Uma das consequências dessa ideia seria uma instabilidade fundamental para o próton: com tempo suficiente, ele decairia, violando a conservação do número bariônico.
- Mas o próton é estável, até onde sabemos. Ainda assim, o aparato que construímos para investigá-lo foi útil para um propósito sem precedentes: detectar neutrinos cósmicos de além de nossa própria galáxia!
Às vezes, os experimentos mais bem projetados falham. O efeito que você está procurando pode nem estar presente, o que significa que um resultado nulo deve sempre ser um resultado possível para o qual você está preparado. Quando isso acontece, o experimento geralmente é descartado como um fracasso, mesmo que você nunca tivesse conhecido os resultados sem realizá-lo. Embora obter restrições sobre a existência ou inexistência de um fenômeno seja sempre valioso – às vezes até revolucionário, como no caso do famoso experimento de Michelson-Morley – geralmente é decepcionante quando sua pesquisa é vazia.
No entanto, de vez em quando, o aparato que você constrói pode ser sensível a algo diferente do que você construiu para encontrar. 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: quando você é capaz de sondar a natureza além da fronteira conhecida. Em 1987, um experimento fracassado para detectar o decaimento de prótons conseguiu detectar, pela primeira vez, neutrinos de fora não apenas do nosso Sistema Solar, mas de fora da Via Láctea. Esta é a história de como a ciência da astronomia de neutrinos nasceu.
Nesta representação artística, um blazar está acelerando prótons que produzem píons, que produzem neutrinos e raios gama quando decaem. Fótons de baixa energia também são produzidos. Embora a ciência da astronomia de neutrinos para neutrinos gerados além do nosso próprio Sistema Solar tenha começado apenas em 1987, já avançamos ao ponto de detectar neutrinos a bilhões de anos-luz de distância.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, mas em transição para um estado mais estável.
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: essa é a lei da conservação de energia . Para os decaimentos alfa e gama, a energia sempre foi conservada, pois a energia e os momentos de ambos os produtos e reagentes correspondiam exatamente. Mas para decaimentos beta? Eles nunca fizeram. A energia sempre se perdia, assim como o impulso.
Elementos pesados e instáveis irão decair radioativamente, normalmente emitindo uma partícula alfa (um núcleo de hélio) ou sofrendo decaimento beta, como mostrado aqui, onde um nêutron se converte em um próton, elétron e neutrino anti-elétron. Ambos os tipos de decaimento alteram o número atômico do elemento, produzindo um novo elemento diferente do original e resultam em uma massa menor para os produtos do que para os reagentes. Somente se a energia e o momento (ausentes) do neutrino forem incluídos na contabilização dos decaimentos beta, essas quantidades podem ser conservadas.A grande questão, é claro, era por quê. Alguns, incluindo Bohr, propuseram que a conservação da energia não era sagrada, mas sim uma desigualdade: a energia podia ser conservada ou perdida, mas não ganha. No entanto, em 1930, uma ideia alternativa foi apresentada por Wolfgang Pauli. Pauli levantou a hipótese da existência de 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. Não absorveria ou emitiria luz, e só interagiria com núcleos atômicos extremamente raramente e extremamente fracos.
Viaje pelo Universo com o astrofísico Ethan Siegel. Os assinantes receberão a newsletter todos os sábados. Todos a bordo!Diante da proposta, ao invés de se sentir 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 acabaria, uma geração depois, sendo justificada pela experiência.
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 são absorvidos, levando à emissão de novas partículas, cada uma com suas próprias energias e momentos.
De qualquer forma, você pode construir detectores de partículas especializados em torno da área onde espera que os neutrinos interajam e procurar esses sinais críticos. Foi assim que os primeiros neutrinos foram detectados: construindo detectores de partículas sensíveis às assinaturas de neutrinos nas bordas dos reatores nucleares. Sempre que você reconstrói a energia total dos produtos, incluindo os neutrinos hipotéticos, você descobre que a energia é conservada, afinal.
Em teoria, os neutrinos devem ser produzidos onde quer que as reações nucleares ocorram: 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, os neutrinos solares e atmosféricos foram encontrados com sucesso por meio desses métodos.
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.
Se os prótons decaíssem, já sabemos que sua vida útil deve ser extremamente longa. O próprio Universo é de 13,8 bilhões (ou cerca de ~ 10 10 ) 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 10 30 anos, você pode pegar um único próton e esperar tanto tempo (uma má ideia), ou pegar 10 30 prótons e espere 1 ano (muito melhor, mais prático) para ver se há algum decaimento.
Um litro de água contém pouco mais de 10 25 moléculas nele, 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 que você:
- meça o tempo de vida do próton, o que você pode fazer se tiver mais de 0 eventos de decaimento,
- ou colocar restrições significativas no tempo de vida do próton, se você observar que nenhum deles decai.
No Japão, em 1982, eles começaram a construir um grande detector subterrâneo nas minas de Kamioka para realizar exatamente esse experimento. 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 mais de 10 31 prótons naquele tanque, este 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.
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. De repente, nos vimos observando o evento de supernova mais próximo que vimos em quase 400 anos: desde 1604.
Mas algumas horas antes dessa luz chegar, algo notável e sem precedentes 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, de fato, ocorrem em grande abundância em supernovas. Agora acreditamos que talvez cerca de 99% da energia de uma supernova seja transportada na forma de neutrinos!
Pela primeira vez, detectamos neutrinos de fora do nosso Sistema Solar. A ciência da astronomia de neutrinos de repente avançou além dos neutrinos criados a partir do Sol ou de partículas colidindo com a atmosfera da Terra; estávamos realmente detectando neutrinos cósmicos. 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 sua fotosfera, mas a radiação eletromagnética (ou seja, a luz) é.
Ainda hoje, cerca de 35 anos depois, podemos examinar esse remanescente de supernova e ver como ele evoluiu.
A importância científica deste resultado não pode ser exagerada. Ele marcou o nascimento da ciência 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. Um experimento projetado para detectar o decaimento de prótons – um esforço que ainda não produziu um único evento positivo – de repente encontrou nova vida ao detectar a energia, o fluxo e a localização no céu de neutrinos emergindo de um evento astronômico.
Foi também 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).
Também foi uma demonstração do que poderia ser realizado, astronomicamente, construindo grandes tanques subterrâneos para detectar eventos cósmicos, levando a uma série de detectores modernos e superiores, como Super-Kamiokande e IceCube. E isso nos faz esperar que, algum dia, possamos fazer a observação “trifecta” final: um evento onde luz, neutrinos e ondas gravitacionais se reúnem para nos ensinar tudo sobre o funcionamento dos objetos em nosso Universo.
Além de ter sido reaproveitado de maneira muito inteligente, resultou em uma renomeação muito sutil, mas igualmente inteligente, 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 35 anos, isso já foi atualizado muitas vezes, e várias instalações semelhantes surgiram em todo o mundo.
Se uma supernova explodisse hoje, em qualquer lugar de nossa própria galáxia, seríamos tratados com mais de 10.000 neutrinos chegando em nosso moderno detector de neutrinos subterrâneo. Todos eles, combinados, restringiram ainda mais o tempo de vida do próton para agora ser maior do que cerca de 10 35 anos: um pouco de ciência tangencial que vem de graça sempre que construímos detectores de neutrinos. Sempre que ocorre um cataclismo de alta energia, podemos ter certeza de que ele cria neutrinos acelerando por todo o Universo. Nós até detectamos neutrinos cósmicos de bilhões de anos-luz de distância ! Com nosso moderno conjunto de detectores on-line, a astronomia de neutrinos está viva, bem e pronta para o que quer que o cosmos nos envie.
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