Começa Com Um Estrondo

Como foi quando perdemos o último de nossa antimatéria?

Em temperaturas e densidades muito altas, temos um plasma de quark-glúon livre e não ligado. Em temperaturas e densidades mais baixas, temos hádrons muito mais estáveis: prótons e nêutrons. Mas não é até que o Universo esfrie ainda mais, até cerca de 10 bilhões de K, que não podemos mais produzir pares elétron/pósitron espontaneamente; o componente pósitron da antimatéria permanece até cerca de 3 segundos após o Big Bang. Os antineutrinos, por outro lado, ainda devem estar por aí hoje. (BNL/RHIC)

O Universo nasceu matéria-antimatéria simétrica. Aqui está o que aconteceu quando a última de nossa antimatéria desapareceu.

As coisas acontecem rápido nos primeiros estágios do Universo. Nos primeiros 25 microssegundos após o início do Big Bang quente, vários eventos incríveis já ocorreram. O Universo criou todas as partículas e antipartículas - conhecidas e desconhecidas - que já foi capaz de criar, atingindo as temperaturas mais altas que já atingiu. Através de um processo ainda indeterminado, criou um excesso de matéria sobre antimatéria: apenas no nível de 1 parte em um bilhão. A simetria eletrofraca quebrou, permitindo que o Higgs desse massa ao Universo. As partículas pesadas e instáveis decaíram e os quarks e glúons se uniram para formar prótons e nêutrons.

Mas para obter o Universo como o reconhecemos hoje, várias outras coisas devem ocorrer. E a primeira delas, uma vez que temos prótons e nêutrons, é nos livrarmos da última de nossa antimatéria, que ainda é incrivelmente abundante.

O Universo primitivo estava cheio de matéria e radiação, e era tão quente e denso que impedia que todas as partículas compostas se formassem de forma estável na primeira fração de segundo. À medida que o Universo esfria, a antimatéria se aniquila e as partículas compostas têm a chance de se formar e sobreviver . (COLABORAÇÃO RHIC, BROOKHAVEN)

Você sempre pode fazer antimatéria no Universo, desde que tenha energia para isso. A equação mais famosa de Einstein, E = mc² , funciona de duas maneiras e funciona igualmente bem em ambas.

Ele pode criar energia a partir de matéria pura (ou antimatéria), convertendo massa ( m ) em energia ( E ) reduzindo a quantidade de massa presente, como aniquilando partes iguais de matéria com antimatéria.
Ou pode criar nova matéria a partir de energia pura, desde que também produza uma quantidade equivalente das contrapartes de antimatéria para cada partícula de matéria que cria.

Esses processos de aniquilação e criação, desde que haja energia suficiente para a criação prosseguir sem problemas, se equilibram no Universo primitivo.

Sempre que você colide uma partícula com sua antipartícula, ela pode se aniquilar em pura energia. Isso significa que, se você colidir duas partículas com energia suficiente, poderá criar um par matéria-antimatéria. Mas se o Universo está abaixo de um certo limite de energia, você só pode aniquilar, não criar. (ANDREW DENISZCZYC, 2017)

Nos estágios iniciais, são os pares partícula-antipartícula mais pesados que desaparecem primeiro. É preciso mais energia para criar as partículas e antipartículas mais massivas, então, à medida que o Universo esfria, fica cada vez menos provável que os quanta de energia que interagem possam criar espontaneamente novos pares de partículas/antipartículas.

No momento em que o Higgs deu massa ao Universo, as coisas estão com pouca energia para criar quarks top ou bósons W-and-Z. Em pouco tempo, você não pode mais criar quarks bottom, léptons tau, quarks charm, quarks estranhos ou mesmo múons. Na mesma época, quarks e glúons se unem em nêutrons e prótons, enquanto os antiquarks se unem em anti-nêutrons e anti-prótons.

Depois que os pares quark/antiquark se aniquilam, as partículas de matéria restantes se ligam em prótons e nêutrons, em meio a um fundo de neutrinos, antineutrinos, fótons e pares elétron/pósitron. Haverá um excesso de elétrons sobre pósitrons para corresponder exatamente ao número de prótons do Universo, mantendo-o eletricamente neutro. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

A energia disponível no Universo agora é muito baixa para criar novos pares prótons/antiprótons ou nêutrons/antinêutrons. então toda a antimatéria se aniquila com tanta matéria quanto pode encontrar. Mas como há algo em torno de 1 próton extra (ou nêutron) para cada 1,4 bilhão de pares próton/antipróton, ficamos com um pequeno excesso de prótons e nêutrons.

Mas todas as aniquilações dão origem a fótons – a forma mais pura de energia bruta – junto com todas as aniquilações anteriores que também deram origem a fótons. As interações fóton-fóton ainda estão fortes neste estágio inicial e energético, e podem produzir espontaneamente tanto pares neutrino-antineutrino quanto pares elétron-pósitron. Mesmo depois de fazermos prótons e nêutrons, e todos os antiprótons e antinêutrons desaparecerem, o Universo ainda está repleto de antimatéria.

À medida que o Universo se expande e esfria, partículas instáveis e antipartículas decaem, enquanto os pares matéria-antimatéria se aniquilam e os fótons não podem mais colidir em energias altas o suficiente para criar novas partículas. Antiprótons colidirão com um número equivalente de prótons, aniquilando-os, assim como antinêutrons com nêutrons. Mas antineutrinos e pósitrons podem permanecer interconvertendo com neutrinos e elétrons para criar e destruir pares de matéria/antimatéria até que o Universo tenha entre 1 e 3 segundos de idade. (E. SIEGEL)

É importante lembrar, mesmo nesta fase relativamente tardia do jogo, como as coisas ainda são quentes e densas. O Universo passou apenas uma fração de segundo desde o Big Bang, e as partículas estão mais compactadas em todos os lugares do que estão, hoje, no centro do nosso Sol. Mais importante ainda, há uma série de interações ocorrendo constantemente que podem transformar um tipo de partícula em outro.

Hoje, estamos acostumados às interações nucleares fracas ocorrendo espontaneamente em um único contexto: o de decaimento radioativo. Partículas de massa mais alta, como um nêutron livre ou um núcleo atômico pesado, emitem partículas filhas que são menos massivas, emitindo alguma energia de acordo com a mesma equação que Einstein apresentou: E = mc² .

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. A transição de um nêutron para um próton (e um elétron e um neutrino antielétron) é energeticamente favorável, com a massa adicional sendo convertida em energia cinética dos produtos de decaimento. (WIKIMEDIA COMMONS USER INDUCTIVELOAD)

Mas no universo quente, denso e primitivo, há um segundo papel para a interação fraca, permitindo que prótons e nêutrons se convertam um no outro. Desde que o Universo seja energético o suficiente, aqui estão algumas reações que ocorrem espontaneamente:

p + e- → n + νe,
n + e + → p + anti-νe,
n + νe → p + e-,
p + anti-νe → n + e +.

Nestas equações, p é para próton, n é para nêutron, e- é para elétron, e+ é para pósitron (anti-elétron), enquanto νe é um elétron-neutrino e anti-νe é um anti-elétron-neutrino.

Prótons e nêutrons individuais podem ser entidades incolores, mas ainda há uma forte força residual entre eles. Nesses estágios iniciais, as energias são muito altas para que prótons e nêutrons se unam em entidades mais pesadas; eles seriam imediatamente destruídos. (WIKIMEDIA COMMONS USER MANISHEARTH)

Desde que as temperaturas e densidades sejam altas o suficiente, todas essas reações ocorrem espontaneamente e em taxas iguais. As interações fracas ainda são importantes; há matéria e antimatéria suficientes para que essas reações ocorram com frequência; há energia suficiente para criar nêutrons de maior massa a partir de prótons de menor massa.

Por volta do primeiro segundo completo após o Big Bang, tudo está em equilíbrio, e o Universo interconverte prótons e nêutrons à vontade.

À medida que o Universo cai em energia através de vários estágios, ele não pode mais criar pares de matéria/antimatéria a partir de energia pura, como fazia em épocas anteriores e mais quentes. Quarks, múons, taus e os bósons medidores são todos vítimas dessa queda de temperatura. Com o tempo, cerca de 25 microssegundos se passaram, apenas pares de elétron/pósitron e pares de neutrino/antineutrino permanecem até onde vai a antimatéria. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Mas neste Universo, poucas coisas estão destinadas a durar para sempre, e isso inclui essas interconversões. A primeira coisa importante que acontece para mudar isso é que o Universo está esfriando. À medida que as temperaturas caem de trilhões de K para bilhões de K, a maioria dos nêutrons colidindo com pósitrons ou elétrons-neutrinos ainda pode produzir prótons, mas a maioria dos prótons colidindo com elétrons ou anti-elétron-neutrinos agora não tem mais energia suficiente para produzir nêutrons.

Lembre-se de que, embora prótons e nêutrons tenham quase a mesma massa, o nêutron é um pouco mais pesado: 0,14% mais massivo que o próton. Isso significa que quando a energia média ( E ) do Universo cai abaixo da diferença de massa ( m ) entre prótons e nêutrons, fica mais fácil transformar nêutrons em prótons do que prótons em nêutrons.

Nos primeiros tempos, nêutrons e prótons (L) se interconvertem livremente, devido aos elétrons energéticos, pósitrons, neutrinos e antineutrinos, e existem em números iguais (topo central). Em temperaturas mais baixas, as colisões ainda têm energia suficiente para transformar nêutrons em prótons, mas cada vez menos podem transformar prótons em nêutrons, deixando-os permanecer prótons (centro inferior). Após o desacoplamento das interações fracas, o Universo não é mais dividido 50/50 entre prótons e nêutrons, mas mais parecido com 72/28. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Os prótons começam a dominar os nêutrons na época em que o Universo atinge um segundo após o Big Bang. Mas então, naquele momento, duas coisas adicionais acontecem em rápida sucessão, alterando para sempre o curso do Universo. A primeira é que as interações fracas congelar , o que significa que as interações de interconversão próton-nêutron param de ocorrer.

Essas interconversões exigiam que os neutrinos interagissem com prótons e nêutrons em uma certa frequência, o que eles poderiam fazer desde que o Universo fosse quente e denso o suficiente. Quando o Universo fica frio e esparso o suficiente, os neutrinos (e antineutrinos) não interagem mais, o que significa que os neutrinos e antineutrinos que fizemos neste momento simplesmente ignoram todo o resto no Universo. Eles ainda devem estar por aí no momento, com uma energia cinética que corresponde a uma temperatura de apenas 1,95 K acima do zero absoluto.

A produção de pares de matéria/antimatéria (à esquerda) a partir de energia pura é uma reação completamente reversível (à direita), com a aniquilação de matéria/antimatéria de volta à energia pura. Esse processo de criação e aniquilação, que obedece a E = mc², é a única maneira conhecida de criar e destruir matéria ou antimatéria. Em baixas energias, a criação partícula-antipartícula é suprimida; os elétrons e pósitrons são os últimos a ir no início do Universo. (DMITRI POGOSYAN / UNIVERSIDADE DE ALBERTA)

Por outro lado, o Universo ainda é energético o suficiente para que possamos colidir dois fótons para produzir pares elétron-pósitron e aniquilar pares elétron-pósitron em dois fótons. Isso continua até que o Universo tenha cerca de três segundos de idade (em oposição ao congelamento de um segundo para os neutrinos), o que significa que toda a energia matéria-antimatéria ligada aos elétrons e pósitrons vai exclusivamente para os fótons quando eles se aniquilam. Isso significa que a temperatura do fundo de fóton restante - conhecido hoje como Fundo de Microondas Cósmica - deve ser exatamente (11/4)^(1/3) vezes mais quente que o fundo de neutrinos: uma temperatura de 2,73 K em vez de 1,95 K.

Acredite ou não, já detectamos os dois e eles combinam perfeitamente com as previsões do Big Bang.

A luz real do Sol (curva amarela, esquerda) versus um corpo negro perfeito (em cinza), mostrando que o Sol é mais uma série de corpos negros devido à espessura de sua fotosfera; à direita está o corpo negro perfeito real do CMB medido pelo satélite COBE. Observe que as barras de erro à direita são surpreendentes 400 sigma. A concordância entre teoria e observação aqui é histórica, e o pico do espectro observado determina a temperatura restante da Microondas Cósmica de Fundo: 2,73 K. (WIKIMEDIA COMMONS USER SCH (L); COBE/FIRAS, NASA / JPL-CALTECH (R))

A temperatura do Cosmic Microwave Background foi medida pela primeira vez com essa precisão em 1992, com o primeiro lançamento de dados do satélite COBE da NASA. Mas o fundo de neutrinos se imprime de uma maneira muito sutil, e não foi detectado até 2015 . Quando finalmente foi descoberto, o cientistas que fizeram o trabalho encontraram uma mudança de fase nas flutuações do Fundo de Microondas Cósmica que lhes permitiu determinar, se os neutrinos não tivessem massa hoje, quanta energia eles teriam neste momento inicial.

Seus resultados? O Fundo de Neutrinos Cósmicos tinha uma temperatura equivalente de 1,96 ± 0,02 K, em perfeito acordo com as previsões do Big Bang.

O ajuste do número de espécies de neutrinos necessários para corresponder aos dados de flutuação do CMB. Como sabemos que existem três espécies de neutrinos, podemos usar essa informação para inferir o equivalente de temperatura de neutrinos sem massa nesses primeiros tempos e chegar a um número: 1,96 K, com uma incerteza de apenas 0,02 K. (BRENT FOLLIN, LLOYD KNOX, MARIUS MILLEA E ZHEN PAN (2015) PHYS. REV. LETT. 115, 091301)

Por causa do breve período de tempo em que as interações fracas foram importantes e a antimatéria persistiu, o Universo não é mais 50/50 entre prótons e nêutrons, mas se divide mais como 72/28, em favor dos prótons. Com os neutrinos e antineutrinos completamente desacoplados de todas as outras partículas do Universo, eles simplesmente se movem livremente pelo espaço, a velocidades indistinguíveis (mas ligeiramente inferiores) à velocidade da luz. Enquanto isso, todos os anti-elétrons se foram, assim como a maioria dos elétrons.

Quando a poeira se dissipa, há exatamente tantos elétrons quanto prótons, mantendo o Universo eletricamente neutro. Há mais de um bilhão de fótons para cada próton ou nêutron, e cerca de 70% de neutrinos e antineutrinos quanto de fótons. O Universo ainda é quente e denso, mas esfriou tremendamente nos primeiros 3 segundos. Sem toda essa antimatéria, os ingredientes brutos das estrelas estão se encaixando.

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 .