“Astrofísica de Neutrinos” Jonathan Tejeda Quartuccio Maio de 2018 Astrofísica de Neutrinos Jonathan Tejeda Quartuccio Resumo A observação de uma possível violação de energia no processo de decaimento beta levou o físico Wolfgang Pauli a propor que, durante esse processo, uma partícula “fantasma” fosse emitida junto com o elétron. Com base nessa ideia, Fermi formulou a teoria do decaimento beta. A partícula fantasma de Pauli passou a ser conhecida como neutrino. Os neutrinos, assim como os elétrons e os quarks, são férmions elementares. A motivação para estudar essas partículas está no fato das informações a respeito da evolução cósmica que elas trazem. Embora esse trabalho não trate diretamente da evolução do universo, estudamos aqui como os neutrinos provém dos interiores estelares, nos processos de fusão nuclear. Assim, esse trabalho é voltado à astrofísica da energia nuclear. Quando falamos de fusão nuclear ocorrendo nas estrelas, temos de ter em mente a existência de dois processos importantes. O primeiro é a cadeia próton-próton, ou simplesmente cadeia p-p, que funde dois núcleos de hidrogênio para obter um núcleo de hélio. Um dos produtos da cadeia p-p é o neutrino. Assim bilhões de neutrinos são emitidos por segundo no interior das estrelas. O segundo processo importante é o ciclo carbononitrogênio-oxigênio, ou ciclo CNO. Assim como a cadeia p-p, bilhões de neutrinos são emitidos nesse processo. A cadeia p-p é dominante nas estrelas de massa iguais ou próximas à do Sol. Já o ciclo CNO ocorre para estrelas mais massivas. Medidas do fluxo de neutrinos vindos do Sol levaram ao chamado “problema do neutrino solar”. O número de neutrinos detectados é bem menor do que o número previsto teoricamente. A solução para esse problema é dado pelo fenômeno de oscilação de neutrinos, em que, durante seu percurso do Sol até a Terra, um neutrino pode mudar de sabor. Para que a oscilação de neutrinos seja possível, é necessário que essas partículas tenham uma massa diferente de zero. Como essas partículas interagem muito fracamente com a matéria, podendo atravessar barreiras como se elas não existissem, os métodos de detecção requerem laboratórios isolados o máximo possível do meio externo. Esses laboratórios, ou observatórios, utilizam de toneladas de água, no estado líquido ou sólido, para detectar neutrinos através da radiação de Cherenkov. A pesquisa futura com os neutrinos poderá nos fornecer modelos cada vez mais precisos a respeito da evolução estelar, além de informações a respeito da natureza da estanha matéria escura. 1. Introdução Neutrinos são partículas extremamente fascinantes. Embora sejam difíceis de detectar, tais partículas são importantes no estudo da astrofísica. A razão disso é que neutrinos carregam importantes informações sobre o interior de estrelas, nos fornecendo pistas sobre a evolução desses astros. Embora a evolução estelar não seja um ponto abordado nesse artigo, iremos olhar para os neutrinos como provenientes dos processos de fusão nuclear e de eventos cataclísmicos, como supernovas e explosões de raios gama. Esses eventos liberam bilhões de neutrinos para o espaço, sendo que alguns nós conseguimos detectar aqui na Terra através dos grandes observatórios, como o Super-K e o IceCube. Isso permite obter um mapa celeste mostrando as posições desses eventos. O objetivo desse trabalho é estudar a física dos neutrinos, começando sua análise de acordo com o modelo padrão de partículas, e aplica-la aos processos astrofísicos, como a produção de energia nos núcleos estelares e os eventos como supernovas. A primeira parte desse trabalho, que abrange os tópicos 2 e 3, analisa os neutrinos a partir da teoria quântica, enfatizando sua descrição teórica e sua classificação como férmion. A segunda parte, que abrange os tópicos 4, 5 e 6, faz uma análise voltada à astrofísica, enfatizando os processos de fusão nuclear, como a cadeia p-p e o ciclo CNO; na origem dos neutrinos atmosféricos, originados nos raios cósmicos primários; nos métodos de detecção, os quais utilizam a radiação de Cherenkov; e por fim na hipotética matéria escura, como sendo composta por neutrinos. 2. O Modelo Padrão As interações forte e eletrofraca são descritas pela teoria de campo fundamentada nos princípios de simetria de Gauge [1] denominada modelo padrão, a qual pode ser representada pelo grupo × � × �, sendo � a carga de cor, a quirali- dada (left-handed chirality) e � a hipercarga fraca. As partículas elementares do modelo padrão são divididas em duas famílias, cada uma com três gerações de partículas, mostradas na tabela 1.1. Essas partículas elementares são, de modo geral, denominadas férmions. Férmions são distinguidos através de seus sabores. Por sabor, devemos ter em mente que esse é um número quântico que distingue as famílias. Por exemplo, para a primeira geração dos férmions os sabores são o eletrônico, o muônico e o tauônico. Tabela 1.1 – Férmions elementares do modelo padrão Geração 1ª 2ª 3ª − � − quarks léptons � �− Cada férmion é descrito por números quânticos associados aos isospins � e � (tam- bém podendo ser expressos como ), à hipercarga � e à carga e tabela 1.2 adaptada de [1]. , como mostra a Tabela 1.2 – Números quânticos para os férmions de acordo com o modelo padrão � Representação Irredutível de Férmions � � ≡ � � ≡ � � � � ≡ � ≡ ≡ � � �� � � � �� ≡ �� ≡ ≡ � � � ≡ ≡ � � � � � � �� �� �� / � / ≡ �� � � � � ≡ � � ≡( ) ≡ ≡ � � � / � − − / − − / / − / / − / � − / − / / − / O modelo padrão é, assim, uma teoria de campo com spins , / e . Podemos agrupar os férmions em um grande vetor, de acordo com [2], como se segue: �� = � , � , � , � , � , � , � , … , onde temos a representação das três gerações. Os índices e � (1) se referem a left-handed e right-handed, respectivamente. Os quarks carregam, além da carga elétrica, a chamada carga de cor, que surgem em três tipos diferentes (tripletos). Assim, de modo geral, quarks e léptons podem ser expressos na forma de dubletos do isospin fraco [2], em termos da sua quirilidade de mão esquerda, por: aqui, � representa a geração. � =( � � ); � = � � No presente trabalho irei analisar somente a família dos léptons, dando preferência aos neutrinos. Essa análise buscará fornecer uma explicação para a origem astronômica dos neutrinos, além da produção dessas partículas na atmosfera devido aos raios cósmicos. 3. A Física dos Neutrinos 3.1 Partículas Fantasmas Neutrinos devem sua origem “teórica” num modelo para explicar a aparente violação da conservação de energia durante o decaimento beta. Nesse processo, um nêutron de um núcleo atômico é transmutado em um próton com a consequente liberação de um elétron [3]: A ZX → AZ+1X’ + − (2) Essa violação de energia pode ser visualizada na figura 1, que mostra o espectro eletrônico do decaimento beta, de acordo com [3]: Figura 1 – Espectro eletrônico do decaimento beta retirado de [3]. Para explicar essa aparente violação, Pauli propôs que no decaimento beta ocorre a emissão de outras partículas além dos elétrons. Essas partículas seriam leves, de carga neutra e indetectáveis. Assim, o espectro eletrônico deveria se tornar contínuo se a energia dos elétrons fosse somada à energia dessas partículas “fantasmas”, que foram posteriormente chamadas de neutrinos. Adotando a hipótese de Pauli, Fermi formulou uma teoria sobre o decaimento beta. 3.2 A teoria do decaimento beta De acordo com essa teoria, o decaimento beta, , pode ser descrito de acordo com a figura 2, retirada de [3], onde temos uma interação de um quadri-fermion de comprimento �� , denominado constante de Fermi, ou interação de Fermi. A constante �� for- nece a força de interação de Fermi, cujo valor, experimental, é [4]: �� √ � = = , ℏ � × − em que � é a constante de acoplamento da interação fraca e GeV − � é a massa do bóson W. Figura 2 – Acoplamento de um quadri-fermion de Fermi, descrevendo o decaimento retirado de [3]. No decaimento beta ocorre a transmutação de um nêutron para um próton num núcleo atômico instável. Essa transmutação ocasiona a emissão de partículas, o que caracteriza o tipo de decaimento. Para o decaimento +, um pósitron, são emitidos. Se as partículas emitidas forem um elétron, um decaimento −. − + , e um neutrino, , , e um antineutrino, ̅ , temos O decaimento é regido pela força nuclear fraca, que gera a transmutação do nêutron num próton ou vice-versa, sendo que esse último ocorre se o número de prótons for muito grande para manter a estabilidade. É interessante ressaltar que o número de núcleons não é alterado, ao contrário da carga total atômica. Para equilibrar essa diferença de carga, o átomo emite as partículas beta (elétron e pósitron) juntamente com os neutrinos. Além do decaimento +e −, pode ocorrer a captura eletrônica. Nesse processo, um elétron de um orbital mais interno é atraído por um núcleo instável, de modo a se combinar com um próton e originando um nêutron com a emissão de um neutrino: → + . − + 3.3 Férmions de Majorana e Férmions de Dirac Para compreender melhor os férmions, vamos considerar uma autofunção total antissimétrica para duas partículas num mesmo estado quântico , espacial e de spin [5]: �� = √ [� � −� � ]≡ Como a autofunção é nula, se descrevemos ambas partículas pela autofunção antissimétrica elas não poderão ocupar o mesmo estado com os mesmos números quânticos espaciais e de spin. Em 1925, Pauli enunciou um importante princípio denominado princípio da exclusão. Esse principio diz que num átomo multieletrônico dois elétrons não podem ocupar o mesmo estado quântico. Podemos resumir esse princípio dizendo, simplesmente, que não existem dois elétrons com os quatro números quânticos exatamente iguais. Podemos analisar melhor esse princípio analisando o comportamento de dois elétrons, que são partículas indistinguíveis. Para isso, é interessante adotar o conceito de simetria. Consideremos dois elétrons, representados por 1 e 2, que podem ocupar certo elemento de volume � e � , respectivamente. Num dado tempo , a probabilidade de que encontremos esses elétrons nesses volumes é: Π = |Ψ , , t | � � (3) Se imaginarmos esses elétrons como partículas clássicas, podemos detectá-los sem maiores problemas. Em outras palavras, podemos detectar a trajetória desses elétrons clássicos após uma colisão de forma isolada. Entretanto, elétrons não são partículas clássicas. Por conta disso, podemos modificar a posição de ambos elétrons e não obter nenhuma diferença na probabilidade de detecção. Ou seja: |Ψ , , | = |Ψ , , | (4) Mas o estado de duas partículas satisfaz a condição de simetria. Se a inversão dada em 4 não inverte o sinal da função, temos um caso de troca simétrica: Ψ , , = +Ψ , , (5) Ψ , , = −Ψ , , (6) Se o sinal inverte, temos uma troca antissimétrica: Partículas descritas por 5 são denominadas bósons, enquanto que partículas descritas por 6 são denominadas férmions. O princípio de exclusão de Pauli se aplica aos férmions. Podemos descrever os férmions (e bósons) através de seus spins. Férmions são partículas que possuem spin semi-inteiro. Em 1937 o físico italiano Ettore Majorana [6] previu a existência de uma nova classe de partículas. Essa classe de partículas é denominada férmions de Majorana. Majorana sugeriu que os neutrinos poderiam ser partículas de spin ½ que são, ao mesmo tempo, suas antipartículas [8]. Se, de fato, férmions e antiférmions são indistinguíveis, então eles podem coexistir sem que ocorra a aniquilação, como está descrito em [7]. Opostos aos férmions de Majorana, temos os férmions de Dirac. Em termos simples, o férmion de Dirac é uma partícula que não é sua própria antipartícula. O nome dessa classe de partículas provém do fato de que elas obedecem a chamada equação de Dirac. No modelo padrão, todos os férmions são férmions de Dirac. O fato de ainda não haver certeza sobre a real existência dos férmions de Majorana, coloca todos os férmions do modelo padrão como sendo de Dirac. Na teoria quântica, as partículas elementares de spin ½ são descritas pela equação de onda relativística proposta por Dirac em 1928. Podemos descreve-la como [9]: Nessa equação, cada α � �⃗, +∑ = = �ℏ �� �⃗, � (7) é um operador linear aplicado à função de onda. Escrevemos esses operadores como matrizes 4x4, chamadas de matrizes de Dirac: =[ =[ � − −� � ] − −� ] ] =[ =[ − (8) − ] Um problema com os férmions de Majorana é que o modelo padrão usa o número leptônico para distinguir ≠ ̅. 4. de ̅ . Isso quer dizer que, diferente do proposto por Majorana, A astrofísica de neutrinos 4.1 Energia nuclear das estrelas O objetivo desse trabalho, como descrito anteriormente, é descrever, principalmente, a origem cósmica dos neutrinos como oriundos dos núcleos estelares. Por conta disso irei me fixar nos processos que geram a energia das estrelas. Esses processos tem como natureza a fusão nuclear, que consiste, basicamente, na transmutação de um núcleo de hidrogênio em um núcleo de hélio. O processo de fusão segue, basicamente, dois ciclos distintos denominados cadeia próton-próton (cadeia p-p) e ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio (ciclo CNO). No interior das estrelas, as altas temperaturas são suficientes para manter os processos de fusão de elementos leves, como descrito em [10]. O Sol, por exemplo, possui uma temperatura no núcleo na ordem de K. De acordo com a relatividade restrita, temos que a energia pode ser dada como � = , sendo a massa total da estrela. Com isso, podemos ser levados a acreditar que a energia nuclear total de uma estrela seria dada por essa expressão. Entretanto essa energia só seria emitida se a estrela sofresse uma aniquilação total, o que não ocorre. A energia medida está relacionada somente aos processos de fusão, de modo que ela é proporcional à diferença de massa entre os reagentes e os produtos que, por sua vez, é bem menor que a massa total dos núcleons envolvidos. A maior diferença ocorre quando há formação do elemento ferro. De fato, quando uma estrela produz ferro ela está bem próxima do fim de sua “vida”. 4.1.1 Escala de tempo nuclear Um núcleo de hélio, He, composto por dois prótons e dois nêutrons pode ser formado por uma série de reações envolvendo quatro núcleos de hidrogênio, H. A massa total de quatro átomos de H é igual a 4,03130013 u [11]. Já a massa de um átomo de He é igual a 4,002603 u [11]. Sendo assim, a massa de quatro átomos de H excede a massa de um átomo de He por um valor de Δ = 0,02897 u, o que corresponde a 0,7%. Assim, a quantidade de energia liberada na forma de um núcleo de He é igual a: � =Δ = , − × J= , MeV Esse valor fornece a chama energia de ligação do núcleo de He. Usando esse valor, podemos estimar o tempo de vida na qual uma estrela está emitindo energia. Esse é um modo de calcular, por exemplo, a idade do sistema solar. Esse tempo de vida é denominado tempo nuclear. Usando a luminosidade medida do Sol, e considerando que, inicialmente, ele fosse formado por 100% de H, podemos estimar sua idade. Sabemos que somente 0,7% da massa de H no núcleo é convertida em energia na formação do He. Assim, a energia nuclear disponível no Sol é igual a � = , × J. A partir disso, e o fato de que obtemos � � ≃ anos. � � = � (9) ⊙ 4.1.2 Cadeia p-p Quando a temperatura central de uma estrela é da ordem de × K [10], a con- versão de H em He ocorre exclusivamente através da cadeia p-p. Essa reação inicia-se com dois núcleos de H, dois prótons, interagindo entre si. Através de um decaimento beta mais, um dos prótons é convertido em um nêutron, com a liberação de um pósitron mais um neutrino, de modo que o produto seja um núcleo de deutério. Assim, temos a primeira aparição dos neutrinos no contexto astrofísico. A reação entre os dois prótons pode ser descrita como: p+p→d+ + + (10) O deutério, por sua vez, interage com um terceiro próton de modo a originar o 3He, librando energia: d + p → 3He + (11) A partir desse momento, as reações se dividem em dois ramos principais. O primeiro ramo, o mais frequente (85%), tem como produto o 4He e mais dois prótons. A energia efetiva nesse processo é em torno de 26 MeV. Esse ramo é descrito como: 3 He + 3He → 4He + p (12) O segundo ramo forma o berílio, Be, a partir da reação de um 3He com um 4He: 3 He + 4He → 7Be + (13) Do segundo ramo ainda surgem mais dois ramos, sendo que um formará o lítio, Li, e o outro o boro, B. Tanto o Li quanto o B não são, de fato, os produtos, mas formarão núcleos de 4He. 4.1.3 Ciclo CNO Em estrelas mais massivas, maiores que , central maior que × ⊙, que possuem uma temperatura K [10], o processo dominante para a formação de He é des- crito pelo ciclo CNO. Esse processo se inicia com um núcleo de carbono-12, 12C, capturando um próton e formando um núcleo de nitrogênio-13, 13N: C + p → 13N + 12 (14) Através de um decaimento beta, o nitrogênio será transmutado em um núcleo de carbono13, liberando um pósitron e um neutrino: 13 N → 13C + + + (15) C + p → 14N + (16) N + p → 15O + (17) Esse novo núcleo de carbono irá capturar um próton, se tornando um núcleo de nitrogênio-14: 13 Via captura de um próton, o 14N é transmutado em oxigênio-15: 14 Um decaimento beta mais faz o 15O se tornar um nitrogênio-15: 15 O → 15N + + + (18) Esse nitrogênio irá capturar um próton e então irá formar um núcleo de 12C e um núcleo de 4He. Pode ocorrer, entretanto, dessa captura não formar o C e o He, mas sim formar um núcleo de oxigênio-16. Se isso ocorrer, o oxigênio irá capturar um próton e então formará o flúor-17 que, por decaimento beta mais, formará o oxigênio-17. Esse oxigênio irá capturar um próton e então terá como produto o 14N e um núcleo de 4He. Esse núcleo de 14 N irá capturar um próton e voltará ao processo de formação do 15 O visto acima. Porém, esse processo é muito menos provável de ocorrer. 4.2 O problema do neutrino solar Tanto em processos de ciclo p-p quanto de ciclo CNO temos a emissão de neutrinos em determinadas etapas. Por segundo, mais de 50 bilhões de neutrinos atingem cada centímetro quadrado da Terra [12]. Como a seção de choque dos neutrinos é da ordem de − cm² [10], um único neutrino pode percorrer um vasto espaço sem interagir com qualquer matéria. Para um neutrino emitido das reações de fusão no núcleo solar, seu livre caminho médio é da ordem de 9 raios solares. Vemos, então, que o neutrino é uma partícula cuja detecção é muito difícil de ser feita. Os neutrinos foram detectados pela primeira vez em 1956 por Reines e Cowan. Os métodos de detecção serão analisados mais para frente nesse artigo. Os neutrinos provenientes do Sol podem fornecer dados importantes sobre nossa estrela, uma vez que essas partículas carregam parte da energia originada no núcleo solar. Raymond Davis Jr. e seus colaboradores, em 1968, usaram um tanque com aproximadamente 380.000 litros de percloroetileno, ou C2Cl4, para tentar detectar os neutrinos de origem solar, como descrito em [10]. Nesse composto químico, cerca de ¼ dos átomos de cloro se encontram como o isótopo 37, 37Cl. Com base nisso Davis estimou que de 100 bilhões de neutrinos provenientes do Sol, alguns poucos deveriam interagir com o 37Cl. Essa interação faria com que o 37C se transformasse em argônio 37, 37Ar, ou seja: + 37C → − + 37Ar (19) O resultado do experimento de Davis não foi nada animador. Quase nenhum neutrino foi detectado. Ou seja, a experiência estava totalmente contrária à previsão teórica. Essa impasse ficou conhecido como problema do neutrino solar. 4.3 A oscilação de neutrinos O grande problema do experimento realizado por Davis é a faixa de energia varrida. Os poucos neutrinos detectados possuíam energias de no mínimo 0,8 MeV. Essa energia é praticamente o dobro daquela dos neutrinos que surgem na cadeia p-p, que é, como descrito anteriormente, o principal processo de fusão no núcleo solar. Mesmo com experimentos cada vez mais precisos, a detecção de neutrinos provenientes do Sol continuou sendo muito baixa comparada à previsão teórica. Uma explicação para esse problema parecia estar relacionada com a natureza física dos neutrinos, e não com o processo de fusão nuclear em si. Hoje, acredita-se que durante o percurso do Sol até a Terra, parte dos neutrinos sofrem uma mudança de sabor, indo do neutrino eletrônico para o neutrino muônico ou tauônico. Essa mudança de sabor é denominada oscilação de neutrinos. Para que a oscilação ocorra é necessário que os diferentes tipos de neutrinos possuam diferentes valores de massa [13]. Antes desse problema surgir, os neutrinos eram considerados partículas de massa nula. 4.4 Neutrinos originados de eventos cósmicos energéticos Além de serem produzidos nos processos de fusão nuclear no interior das estrelas, os neutrinos possuem uma origem, também, em eventos energéticos como as explosões de raios gama e as supernovas. 4.4.1 Explosões de raios gama (Gamma Ray Burst, GRB) Explosões de raios gama são fenômenos associados com a colisão de estrelas de nêutrons ou com a explosão de estrelas extremamente maciças, as chamadas hipernovas. Ambos processos originam um buraco negro com um disco de acréscimo. O sistema buraco negro-disco ejeta um potente jato de partículas com velocidades próximas a da luz, gerando uma onda de choque que, em interação com a matéria ao redor do sistema, emite radiação gama, além de raios-X, radiação visível e ondas de rádio. Figura 3 – Radiação ótica emitida pela explosão de raios gama denominada GRB-990123 (Foto: Hubble Space Telescope – NASA/ESA) 4.4.2 Supernovas Supernovas são eventos extremamente energéticos e são divididas em grupos de acordo com os tipos de elementos presentes em sua composição, ou então de acordo com suas origens [11]. Supernovas do tipo Ia surgem em sistemas binários, em que uma estrela é uma anã-branca e a outra é uma gigante vermelha. A expansão da gigante vermelha faz com que seu envoltório mais externo ultrapasse uma região denominada lóbulo de Roche e seja atraído pela companheira anã. Devido ao limite de Chandrasekhar, a anã-branca irá colapsar, originando a supernova. Se a matéria da estrela gigante é acretada em torno da anã de modo muito compacto, então fusões de hidrogênio poderão ocorrer. Por conta disso, o brilho da superfície da anã-branca irá aumentar de modo drástico. A aparência é que uma nova estrela surgiu no sistema binário, e por conta disso esse fenômeno recebe o nome de Nova. Diferente da supernova, a Nova não destrói o material estelar da anãbranca. Supernovas do tipo Ia possuem intensas linhas de absorção correspondentes ao silício ionizado (Si II). Se uma estrela supergigante vermelha colapsa, temos uma supernova. Se analisarmos o espectro dessa supernova e identificarmos linhas de absorção de hélio, então sabemos que essa é uma supernova tipo Ib. A estrela que originou essa supernova perdeu todo seu hidrogênio das camadas mais externas. Se não encontrarmos linhas espectrais de hidrogênio e nem de hélio, então temos uma supernova do tipo Ic. Além do hidrogênio, a estrela que originou esse evento perdeu todo o hélio de sua camada externa. Se as camadas externas de uma supergigante vermelha permanecerem intactas, o espectro da supernova apresentará fortes linhas de hidrogênio. Temos assim uma supernova do tipo II [11]. Em 1054 da era Cristã, astrônomos chineses e árabes (e talvez alguns nativos americanos) registraram uma supernova na constelação de Touro. Essa supernova, que sabemos ter sido do tipo II, é vista hoje como uma remanescente, os restos do que sobrou da explosão, denominada nebulosa do caranguejo [14]. Figura 4 – Supernova ocorrida em 22 de janeiro de 2014 na galáxia M82 (Créditos na imagem) A figura 5 mostra a supernova SN 1987A, ocorrida na galáxia Grande Nuvem de Magalhães, e observada em 1987. Essa foi a primeira supernova cujos neutrinos emitidos foram detectados na Terra. Figura 5 – Supernova SN 1987A, observada em 24 de fevereiro de 1987 (Foto: Hubble Space Telescope – NASA/ESA) Figura 6 – Espectro de emissão de neutrinos após a supernova SN 1987A, ocorrida na Nebulosa da Tarântula, situada na Grande Nuvem de Magalhães. Essa foi a primeira supernova cujo neutrinos emitidos foram detectados na Terra (Imagem retirada do site: http://astro.if.ufrgs.br/evol/node51.htm) 4.4.3 Galáxias de Núcleo Ativo (Active Galactic Nuclei, AGN) A maioria das galáxias abrigam em seus centros regiões compactas que superam em milhões e até bilhões de vezes a massa do Sol. Essas regiões são os ambientes de massivos buracos negros. A região central da Via-Láctea, direcionada para a constelação de Sagitário, abrange um poderoso e compacto objeto denominado Sagittarius A* (lê-se Sagittarius A estrela). Esse é uma forte fonte de emissão de rádio, alimentada por um buraco negro supermassivo. Figura 7 – Região central da nossa galáxia na faixa dos raios-X e duas regiões circuladas mostrando ecos de luz (Foto: Chandra X-Ray Observatory/NASA) Galáxias que emitem muita energia de suas regiões centrais, devido à existência de buracos negros supermassivos, são denominadas galáxias ativas. Essas, por sua vez, são as fontes mais luminosas do universo. Esses objetos cósmicos são classificados de acordo com algumas características. O primeiro tipo de galáxia ativa compreende o grupo das galáxias Seyfert. São galáxias espirais com núcleos pontuais extremamente brilhantes que variam sua luminosidade em curtos períodos. Outro tipo são as radiogaláxias, que, como o nome sugere, são galáxias com forte emissão de radiação na faixa do rádio. Um exemplo de uma radiogaláxia é Centaurus A, mostrada na figura 8. Figura 8 – Centaurus A – NGC 5128, situada na Constelação do Centauro (Foto: European Southern Observatory) O tipo mais brilhante de galáxia ativa compreende o grupo dos quasares, poderosos buracos negros que brilham mais do que uma galáxia inteira. As primeiras observações desses objetos foram identificadas como estrelas azuis. Entretanto, a forte emissão de rádio mostrou que não eram, de fato, estrelas. Assim, os astrônomos batizaram esses objetos de quasares, uma abreviação para radio fonte quase estelar (Quasi Stellar Radio Sources). Objetos BL Lacertae (BL Lac), ou Blazar, são outro tipo de galáxia ativa. Esses objetos podem ser, na verdade, radiogaláxias cujo jato de radiação está direcionado diretamente na linha de visada do observador. Na verdade, é bem provável que galáxias Seyfert, radiogaláxias, quasares e blazares tenham a mesma origem: gás sendo acelerado por um buraco negro, de forma a liberar energia potencial na forma de radiação. Logo, a diferença entre esses tipos de galáxias ativas seja o ângulo de visada do jato de radiação. Figura 9 - Todos os tipos de galáxias ativas podem ser, na verdade, um único tipo de fenômeno. A radiação emitida pelos buracos negros supermassivos no centro das galáxias ativas forma jatos que abandonam o disco de acreção. Se esse jato é quase perpendicular à linha de visada, o observador vê uma radiogaláxia. Se o jato vem direto para o observador, então é visto um blazar (Crédito da imagem: Observatório Nacional – RJ) 4.5 Neutrinos produzidos na atmosfera por raios cósmicos Nossa atmosfera é constantemente bombardeada por partículas com alto poder de penetração denominadas raios cósmicos. Partículas com energias até a ordem de 1016 eV são originadas, provavelmente, em supernovas, como descrito por [15]. Partículas mais energéticas, da ordem de 1018 eV, podem vir de regiões mais distantes, num raio de aproximadamente 150 milhões de anos-luz. Essas partículas, embora tenham uma origem incerta, podem ser produto de explosões de raios gama e hipernovas. A detecção dos raios cósmicos está intimamente relacionada com a energia dessas partículas. De acordo com [15] as partículas menos energéticas, da ordem de 109 eV, possuem um fluxo de 10 mil partículas por m² a cada segundo. Já para aquelas com energia em torno de 1016 eV, para cada m² é detectado cerca de 10 partículas apenas. O número é ainda menor se a partícula possuir uma energia da ordem de 1019 eV. Para essas ultimas, é detectado, em média, uma partícula a cada km² por ano. Raios cósmicos que se originam de fora da atmosfera, vindos do meio interestelar, são denominados raios cósmicos primários. Os chamados raios cósmicos secundários são aqueles produzidos pela interação dos raios primários com os núcleos atômicos que compõem nossa atmosfera. Os raios secundários originam um chuveiro de partículas, constituído de múons, píons, pósitrons e neutrinos. Figura 10 – Esquema de um chuveiro de partículas (Crédito da imagem: CERN) 5. Métodos de Detecção Os neutrinos foram detectados pela primeira vez em 1956 [17] como emissões de um reator nuclear. Pelo fato de serem partículas que quase não interagem com a matéria, os métodos de detecção dos neutrinos requerem aparatos enormes. Esses aparatos, chamados de detectores de neutrinos ou observatórios de neutrinos, são construídos, muitas das vezes, no subsolo para impedir a detecção de outras partículas, como aquelas provenientes dos raios cósmicos. Um desses observatórios é o Super-Kamiokande, ou Super-K, no Japão. A função do Super-K é estudar neutrinos de origem solar e atmosférica, além daqueles provenientes de supernovas. Com uma largura de 39,3 metros e uma altura de 41,4 metros, o Super-K está a uma profundidade de 1 km, na cidade de Gifu (Hida). O detector armazena cerca de 50.000 toneladas de água pura, além de ser revestido internamento por 11.200 tubos fotomultiplicadores [16]. Figura 11– Imagem do interior do Super-K (Imagem retirada do site oficial [16]) A água possui um papel fundamental nesses detectores de neutrinos por conta de gerar o efeito Cherenkov. Esse efeito é análogo à quebra da barreira do som por um objeto se movendo no ar com uma velocidade superior a 340 m/s. Sabemos que a velocidade da luz num meio com índice de refração é igual a / , sendo sua velocidade no vácuo. Assim, num meio material é possível que a velocidade que a velocidade � de uma partícula seja maior da luz nesse mesmo meio. Quando neutrinos interagem com a água, os elétrons das moléculas podem ser acelerados de modo que suas velocidades excedam à da luz no meio em questão. Como o elétron é uma partícula carregada, ele gera uma onda de choque ótica, emitindo radiação eletromagnética chamada de radiação de Cherenkov. Outro importante observatório de neutrinos é o IceCube, situado no Polo Sul. Assim como o Super-K, o IceCube usa do efeito Cherenkov para detectar essas partículas. A diferença entre esses detectores é que ao invés de utilizar toneladas de água líquida, o IceCube utiliza do próprio gelo da Antártida para gerar a radiação de Cherenkov. Nas interações entre neutrinos e as partículas de gelo, léptons são produzidos com uma energia em torno de 10 GeV, que corresponde de 50% a 80% da energia do neutrino, de acordo com [18]. Figura 12 – À esquerda temos a representação do mecanismo de detecção do IceCube. A interação do neutrino com um núcleo do gelo ocasiona a emissão de um múon, que é detectado devido à radiação de Cherenkov. À direita é mostrado o design do IceCube, que possui 5160 sensores óticos. Os sinais detectados são transmitidos à superfície através de um conjunto de 86 cabos. O detector AMANDA é o antecessor do IceCube. A torre Eiffel foi colocada na imagem para comparação de tamanho (Essas duas imagens foram retiradas de [18]). Figura 13 – Esse mapa mostra a probabilidade de fontes pontuais de neutrinos de alta energia, entre 100 GeV e 100 TeV, no céu. Esse mapa abrange dados obtidos pelo IceCube num período de seis meses. Ao todo, o mapa mostra 6796 candidatos a neutrinos vindos do Hemisfério Norte e 10.981 múons no Hemisfério Sul (Imagem retirada de [18]). Figura 14 – Aqui temos as direções de detecção de múons feitas pelo IceCube. Como mostra a barra à direita, cada cor está relacionada com a intensidade relativa de detecção. A estrela indica a direção da Vela, a região mais brilhante de fonte de radiação gama do céu (Imagem retirada de [18]). 6. A matéria escura A figura 15 mostra um gráfico que relaciona a velocidade de rotação de uma galáxia em função da distância ao seu centro. Teoricamente, a velocidade de rotação deveria diminuir à medida que se afasta do centro galáctico, como mostra a curva A. Entretanto, medidas experimentais mostraram que isso não ocorre. Esse resultado, percebido pelo astrônomo Fritz Zwicky (1898-1974) e pela astrônoma Vera Cooper Rubin (1928-2016), é o forte indicativo da existência da chamada matéria escura. Figura 15 – Curva de rotação teórica, A, e experimental, B, para a velocidade de rotação de uma galáxia. A teoria prevê que, com a distância a velocidade de rotação diminui. Entretanto, medições mostram que a velocidade se mantém praticamente constante (Imagem: Wikimedia Commons). A matéria convencional, também chamada de matéria bariônica, constitui apenas 4,9% de toda a densidade de energia presente no universo. Em outras palavras: átomos são os constituintes menos numerosos do universo. A matéria escura, por sua vez, constitui cerca de 26,8% dessa densidade de energia. O ingrediente mais abundante é a energia escura [19]. Figura 16 – Composição do universo: a matéria convencional, bariônica, que forma estrelas, planetas, pessoas e tudo o que possui átomos, corresponde a apenas 4,9% da composição total do universo. Mas o que seria a matéria escura? Embora ainda não sabemos exatamente o que seja a matéria escura, pois não temos uma forma de detecção direta, é bem provável que ela seja formada, em sua grande maioria, por matéria não bariônica. Essa matéria seria constituída por àxions, neutrinos e WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles). Esse conjunto de partículas formam o modelo da matéria escura fria (ou Cold Dark Matter, CDM). Parte da CDM pode ser formada por matéria bariônica, existente na forma de objetos extremamente compactos, os MACHOs (Massive Compact Halo Object), como buracos negros e estrelas de nêutrons pouco luminosas. Além da CDM, existe o modelo da matéria escura morna (Warm Dark Matter, WDM). Na WDM, os componentes seriam neutrinos massivos que não interagem com a força fraca [20] e os gravitinos (superparceiros do hipotético gráviton). Por fim, existe o modelo da matéria escura quente (Hot Dark Matter, HDM), que seria formada somente por neutrinos. Entretanto, como a velocidade dos neutrinos é muito próxima a da luz, dificilmente eles se agrupariam de modo a gerar uma quantidade substancial de matéria escura. De qualquer forma, ainda precisamos desenvolver métodos mais sofisticados de detecção e estudo dessas partículas que chegam até nós. Talvez estejamos tentando criar um modelo que só será de fato explicado quando descobrirmos uma futura partícula que ainda não faz parte desse “zoológico” de férmions e bósons. 7. Conclusão O estudo da física de partículas está intimamente ligado à astrofísica. Somos bombardeados constantemente por partículas provenientes de supernovas longínquas e de processos de fusão no interior das estrelas. Na formação de novos elementos no núcleo do Sol, bilhões de neutrinos são emitidos por segundo, percorrendo o espaço quase que na velocidade da luz. Aqueles que conseguimos detectar nos grandes observatórios nos fornecem informações importantes sobre a física estelar e sobre a própria física de partículas, como é o caso das oscilações dos neutrinos. Com a conclusão desse trabalho, não é exagero dizer que para uma boa compreensão do macrocosmo é preciso olhar atentamente para o microcosmo. Afinal, estamos recebendo, continuamente, informações vindas de dentro e de fora da galáxia em pequenos pacotes de informação: os neutrinos. 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