Neutrino - Neutrino

Neutrino / Antineutrino
FirstNeutrinoEventAnnotated.jpg
O primeiro uso de uma câmara de bolha de hidrogênio para detectar neutrinos, em 13 de novembro de 1970, no Argonne National Laboratory . Aqui, um neutrino atinge um próton em um átomo de hidrogênio; a colisão ocorre no ponto em que três faixas emanam à direita da fotografia.
Composição Partícula elementar
Estatisticas Fermiônico
Família Léptons e antileptons
Geração Primeiro (
ν
e
), segundo (
ν
µ
), e terceiro (
ν
τ
)
Interações Interação fraca e gravitação
Símbolo
ν
e
,
ν
µ
,
ν
τ
,
ν
e
,
ν
µ
,
ν
τ
Partícula spin: ±+1/2 , quiralidade : L eft, isospin fraca : -1/2, lepton nr. : +1, "sabor" em { e, μ, τ }
Antipartícula spin: ±+1/2 , quiralidade : R ight, fraco isospin : +1/2, lepton nr. : −1, "sabor" em { e , μ , τ }
Teorizado
Descoberto
Tipos 3 tipos: neutrino de elétron (
ν
e
),
neutrino de múon (
ν
µ
),
e neutrino tau (
ν
τ
)
Massa <0,120 eV ( <2,14 × 10 −37 kg ), nível de confiança de 95%, soma de 3  "sabores"
Carga elétrica e
Rodar 1/2
Isospin fraco LH : +1/2, RH : 0
Hipercarga fraca LH : -1, RH : 0
B - L -1
X -3

Um neutrino ( / n u t r i n / ou / nj u t r i n / ) (indicado pela letra grega ν ) é um fermion (uma partícula elementar com rotação de1/2) que interage apenas por meio da interação fraca e da gravidade . O neutrino tem esse nome porque é eletricamente neutro e porque sua massa restante é tão pequena ( -ino ) que por muito tempo se pensou que fosse zero . A massa restante do neutrino é muito menor do que a das outras partículas elementares conhecidas, excluindo as partículas sem massa . A força fraca tem um alcance muito curto, a interação gravitacional é extremamente fraca e os neutrinos não participam da interação forte . Assim, os neutrinos normalmente passam pela matéria normal desimpedidos e sem serem detectados.

As interações fracas criam neutrinos em um dos três sabores leptônicos : neutrinos de elétrons (
ν
e
),
neutrinos do múon (
ν
µ
), ou neutrinos tau (
ν
τ
), em associação com o leptão carregado correspondente. Embora se acreditasse por muito tempo que os neutrinos não tinham massa, agora se sabe que existem três massas discretas de neutrinos com valores minúsculos diferentes, mas não correspondem exclusivamente aos três sabores. Um neutrino criado com um sabor específico tem uma superposição quântica específica associada de todos os três estados de massa. Como resultado, os neutrinos oscilam entre diferentes sabores durante o vôo. Por exemplo, um neutrino de elétron produzido em uma reação de decaimento beta pode interagir em um detector distante como um neutrino de muon ou tau. Embora apenas diferenças entre os quadrados dos três valores de massa sejam conhecidas em 2019, as observações cosmológicas implicam que a soma das três massas (<2,14 × 10 −37  kg) deve ser menor que um milionésimo da massa do elétron (9,11 × 10 -31  kg).

Para cada neutrino, também existe uma antipartícula correspondente , chamada antineutrino , que também possui spin de1/2e sem carga elétrica. Os antineutrinos se distinguem dos neutrinos por terem número de leptões com sinal oposto e quiralidade destros em vez de canhotos . Para conservar o número total de leptões (no decaimento beta nuclear ), os neutrinos do elétron só aparecem junto com os pósitrons (anti-elétrons) ou antineutrinos do elétron, enquanto os antineutrinos do elétron só aparecem com os elétrons ou neutrinos do elétron.

Os neutrinos são criados por vários decaimentos radioativos ; a lista a seguir não é exaustiva, mas inclui alguns desses processos:

A maioria dos neutrinos detectados na Terra provém de reações nucleares no interior do sol. Na superfície da Terra, o fluxo é de cerca de 65 bilhões (6,5 × 10 10 ) neutrinos solares , por segundo por centímetro quadrado. Neutrinos podem ser usados ​​para tomografia do interior da terra.

A pesquisa é intensa na busca por elucidar a natureza essencial dos neutrinos, com aspirações de encontrar:

História

Proposta de Pauli

O neutrino foi postulado pela primeira vez por Wolfgang Pauli em 1930 para explicar como o decaimento beta poderia conservar energia , momentum e momentum angular ( spin ). Em contraste com Niels Bohr , que propôs uma versão estatística das leis de conservação para explicar os espectros de energia contínua observados no decaimento beta , Pauli hipotetizou uma partícula não detectada que ele chamou de "nêutron", usando a mesma terminação -on empregada para nomear ambos os próton e o elétron . Ele considerou que a nova partícula foi emitida do núcleo junto com o elétron ou partícula beta no processo de decaimento beta e tinha uma massa semelhante à do elétron.

James Chadwick descobriu uma partícula nuclear neutra muito mais massiva em 1932 e também a chamou de nêutron , deixando dois tipos de partículas com o mesmo nome. A palavra "neutrino" entrou no vocabulário científico por Enrico Fermi , que a usou durante uma conferência em Paris em julho de 1932 e na Conferência Solvay em outubro de 1933, onde Pauli também a empregou. O nome (o equivalente italiano de "pequeno neutro") foi cunhado de brincadeira por Edoardo Amaldi durante uma conversa com Fermi no Instituto de Física de via Panisperna em Roma, a fim de distinguir esta partícula neutra leve do nêutron pesado de Chadwick.

Na teoria do decaimento beta de Fermi , a grande partícula neutra de Chadwick poderia decair para um próton, elétron e a partícula neutra menor (agora chamada de antineutrino de elétron ):


n0

p+
+
e-
+
ν
e

Papel de Fermi, escrito em 1934, unificou neutrino de Pauli com Paul Dirac 's de pósitrons e Werner Heisenberg ' modelo neutrão-protão s e deu uma base teórica sólida para o trabalho futuro experimental. A revista Nature rejeitou o artigo de Fermi, dizendo que a teoria era "muito distante da realidade". Ele submeteu o artigo a um jornal italiano, que o aceitou, mas a falta geral de interesse em sua teoria naquela época o levou a mudar para a física experimental.

Em 1934, havia evidências experimentais contra a ideia de Bohr de que a conservação de energia é inválida para o decaimento beta: Na conferência Solvay daquele ano, as medições dos espectros de energia das partículas beta (elétrons) foram relatadas, mostrando que há um limite estrito no energia dos elétrons de cada tipo de decaimento beta. Esse limite não é esperado se a conservação de energia for inválida, caso em que qualquer quantidade de energia estaria estatisticamente disponível em pelo menos alguns decaimentos. A explicação natural do espectro de decaimento beta medido pela primeira vez em 1934 era que apenas uma quantidade limitada (e conservada) de energia estava disponível, e uma nova partícula às vezes tomava uma fração variável desta energia limitada, deixando o resto para a partícula beta . Pauli aproveitou a ocasião para enfatizar publicamente que o "neutrino" ainda não detectado deve ser uma partícula real. A primeira evidência da realidade dos neutrinos veio em 1938, por meio de medições simultâneas do elétron na câmara de nuvens e do recuo do núcleo.

Detecção direta

Clyde Cowan conduzindo o experimento de neutrino c. 1956

Em 1942, Wang Ganchang propôs pela primeira vez o uso de captura beta para detectar neutrinos experimentalmente. Na edição de 20 de julho de 1956 da Science , Clyde Cowan , Frederick Reines , Francis B. "Kiko" Harrison, Herald W. Kruse e Austin D. McGuire publicaram a confirmação de que haviam detectado o neutrino, um resultado recompensado por quase quarenta anos mais tarde com o Prêmio Nobel de 1995 .

Neste experimento, agora conhecido como experimento de neutrino de Cowan-Reines , os antineutrinos criados em um reator nuclear por decaimento beta reagiram com prótons para produzir nêutrons e pósitrons :


ν
e
+
p+

n0
+
e+

O pósitron rapidamente encontra um elétron e eles se aniquilam . Os dois raios gama resultantes (γ) são detectáveis. O nêutron pode ser detectado por sua captura em um núcleo apropriado, liberando um raio gama. A coincidência de ambos os eventos - aniquilação de pósitrons e captura de nêutrons - dá uma assinatura única de uma interação antineutrino.

Em fevereiro de 1965, o primeiro neutrino encontrado na natureza foi identificado por um grupo que incluía Jacques Pierre Friederich (Friedel) Sellschop . O experimento foi realizado em uma câmara especialmente preparada a uma profundidade de 3 km na mina de ouro East Rand ("ERPM") perto de Boksburg , África do Sul. Uma placa no prédio principal comemora a descoberta. Os experimentos também implementaram uma astronomia de neutrinos primitiva e examinaram questões de física de neutrinos e interações fracas.

Sabor Neutrino

O antineutrino descoberto por Cowan e Reines é a antipartícula do neutrino do elétron .

Em 1962, Lederman , Schwartz e Steinberger mostraram que mais de um tipo de neutrino existe detectando primeiro as interações do neutrino do múon (já hipotetizado com o nome neutretto ), o que lhes rendeu o Prêmio Nobel de Física de 1988 .

Quando o terceiro tipo de leptão , o tau , foi descoberto em 1975 no Stanford Linear Accelerator Center , também se esperava que tivesse um neutrino associado (o neutrino tau). A primeira evidência para este terceiro tipo de neutrino veio da observação da falta de energia e momento em decaimentos tau análogos ao decaimento beta, levando à descoberta do neutrino do elétron. A primeira detecção de interações de neutrino tau foi anunciada em 2000 pela colaboração DONUT no Fermilab ; sua existência já havia sido inferida tanto pela consistência teórica quanto pelos dados experimentais do Large Electron-Positron Collider .

Problema de neutrino solar

Na década de 1960, o agora famoso experimento Homestake fez a primeira medição do fluxo de neutrinos de elétrons vindos do núcleo do Sol e encontrou um valor que estava entre um terço e metade do número previsto pelo Modelo Solar Padrão . Essa discrepância, que ficou conhecida como o problema do neutrino solar , permaneceu sem solução por cerca de trinta anos, enquanto possíveis problemas com o experimento e o modelo solar foram investigados, mas nenhum foi encontrado. Eventualmente, percebeu-se que ambos estavam realmente corretos e que a discrepância entre eles se devia ao fato de os neutrinos serem mais complexos do que se supunha anteriormente. Postulou-se que os três neutrinos tinham massas diferentes de zero e ligeiramente diferentes e, portanto, podiam oscilar em sabores indetectáveis ​​em seu voo para a Terra. Essa hipótese foi investigada por uma nova série de experimentos, abrindo assim um novo campo importante de pesquisa que ainda continua. A confirmação eventual do fenômeno da oscilação do neutrino levou a dois prêmios Nobel, a R. Davis , que concebeu e liderou o experimento Homestake, e a AB McDonald , que liderou o experimento SNO , que conseguiu detectar todos os sabores de neutrino e não encontrou nenhum déficit .

Oscilação

Um método prático para investigar as oscilações de neutrinos foi sugerido pela primeira vez por Bruno Pontecorvo em 1957 usando uma analogia com as oscilações de Kaon ; ao longo dos 10 anos subsequentes, ele desenvolveu o formalismo matemático e a formulação moderna das oscilações de vácuo. Em 1985, Stanislav Mikheyev e Alexei Smirnov (expandindo o trabalho de Lincoln Wolfenstein em 1978 ) notaram que as oscilações do sabor podem ser modificadas quando os neutrinos se propagam através da matéria. É importante entender o chamado efeito Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein ( efeito MSW) porque muitos neutrinos emitidos pela fusão no Sol passam pela matéria densa no núcleo solar (onde essencialmente toda a fusão solar ocorre) em seu caminho para os detectores na terra.

A partir de 1998, experimentos começaram a mostrar que os neutrinos solares e atmosféricos mudam os sabores (ver Super-Kamiokande e Sudbury Neutrino Observatory ). Isso resolveu o problema do neutrino solar: os neutrinos de elétrons produzidos no Sol haviam se transformado parcialmente em outros sabores que os experimentos não puderam detectar.

Embora experimentos individuais, como o conjunto de experimentos de neutrinos solares, sejam consistentes com mecanismos não oscilatórios de conversão do sabor de neutrino, tomados em conjunto, os experimentos de neutrino implicam na existência de oscilações de neutrino. Especialmente relevantes neste contexto são os experimentos com reator KamLAND e os experimentos com aceleradores como o MINOS . O experimento KamLAND de fato identificou as oscilações como o mecanismo de conversão do sabor do neutrino envolvido nos neutrinos do elétron solar. Da mesma forma, o MINOS confirma a oscilação dos neutrinos atmosféricos e dá uma melhor determinação da divisão da massa ao quadrado. Takaaki Kajita, do Japão, e Arthur B. McDonald, do Canadá, receberam o Prêmio Nobel de Física de 2015 por sua descoberta histórica, teórica e experimental, de que os neutrinos podem mudar os sabores.

Neutrinos cósmicos

Além de fontes específicas, espera-se que um nível geral de fundo de neutrinos permeie o universo, teoricamente ocorrendo devido a duas fontes principais.

Fundo de neutrino cósmico (originado do Big Bang)

Cerca de 1 segundo após o Big Bang , os neutrinos se desacoplaram, dando origem a um nível de fundo de neutrinos conhecido como fundo de neutrino cósmico (CNB).

Fundo difuso de neutrino de supernova (originado de supernova)

R. Davis e M. Koshiba receberam conjuntamente o Prêmio Nobel de Física de 2002 . Ambos conduziram um trabalho pioneiro na detecção de neutrinos solares , e o trabalho de Koshiba também resultou na primeira observação em tempo real de neutrinos da supernova SN 1987A na vizinha Grande Nuvem de Magalhães . Esses esforços marcaram o início da astronomia de neutrinos .

SN 1987A representa a única detecção verificada de neutrinos de uma supernova. No entanto, muitas estrelas transformaram-se em supernovas no universo, deixando um fundo de neutrinos de supernova difuso teorizado .

Propriedades e reações

Neutrinos têm spin meio inteiro (1/2ħ ); portanto, eles são férmions . Os neutrinos são léptons . Foi observado que eles interagem apenas por meio da força fraca , embora se presuma que eles também interagem gravitacionalmente.

Sabor, massa e sua mistura

As interações fracas criam neutrinos em um dos três sabores leptônicos : neutrinos de elétrons (
ν
e
), neutrinos do múon (
ν
µ
), ou neutrinos tau (
ν
τ
), associado aos léptons carregados correspondentes, o elétron (
e-
), múon (
µ-
), e tau (
τ-
), respectivamente.

Embora durante muito tempo se acreditasse que os neutrinos não tinham massa, agora se sabe que existem três massas discretas de neutrinos; cada estado de sabor de neutrino é uma combinação linear dos três autoestados discretos de massa. Embora apenas diferenças de quadrados dos três valores de massa sejam conhecidas em 2016, os experimentos mostraram que essas massas são minúsculas em magnitude. A partir de medições cosmológicas , foi calculado que a soma das três massas de neutrinos deve ser inferior a um milionésimo da do elétron.

Mais formalmente, os estados próprios de sabor de neutrino (combinações de criação e aniquilação) não são os mesmos que os estados próprios de massa de neutrino (simplesmente rotulados como "1", "2" e "3"). A partir de 2016, não se sabe qual dos três é o mais pesado. Em analogia com a hierarquia de massa dos léptons carregados, a configuração com a massa 2 sendo mais leve do que a massa 3 é convencionalmente chamada de "hierarquia normal", enquanto na "hierarquia invertida", o oposto seria válido. Vários grandes esforços experimentais estão em andamento para ajudar a estabelecer o que é correto.

Um neutrino criado em um estado próprio de sabor específico está em uma superposição quântica específica associada de todos os três estados próprios de massa. As três massas diferem tão pouco que não podem ser distinguidas experimentalmente em qualquer trajetória de vôo prática. Descobriu-se que a proporção de cada estado de massa nos estados de sabor puro produzidos depende profundamente do sabor. A relação entre o sabor e os auto- estados de massa é codificada na matriz PMNS . Os experimentos estabeleceram valores de precisão moderada a baixa para os elementos desta matriz, com a única fase complexa na matriz sendo pouco conhecida, a partir de 2016.

Uma massa diferente de zero permite que os neutrinos tenham um momento magnético minúsculo ; se for assim, os neutrinos interagiriam eletromagneticamente, embora nenhuma interação desse tipo tenha sido observada.

Oscilações de sabor

Os neutrinos oscilam entre diferentes sabores durante o voo. Por exemplo, um neutrino de elétron produzido em uma reação de decaimento beta pode interagir em um detector distante como um neutrino de muon ou tau, conforme definido pelo sabor do leptão carregado produzido no detector. Essa oscilação ocorre porque os três componentes do estado de massa do sabor produzido viajam em velocidades ligeiramente diferentes, de modo que seus pacotes de ondas da mecânica quântica desenvolvem mudanças de fase relativas que mudam como eles se combinam para produzir uma superposição variável de três sabores. Cada componente de sabor, portanto, oscila conforme o neutrino viaja, com os sabores variando em intensidades relativas. As proporções relativas do sabor quando o neutrino interage representam as probabilidades relativas desse sabor de interação para produzir o sabor correspondente do leptão carregado.

Existem outras possibilidades nas quais os neutrinos poderiam oscilar mesmo se não tivessem massa: Se a simetria de Lorentz não fosse uma simetria exata, os neutrinos poderiam experimentar oscilações violadoras de Lorentz .

Efeito Mikheyev – Smirnov – Wolfenstein

Os neutrinos que viajam pela matéria, em geral, passam por um processo análogo ao da luz que viaja por um material transparente . Este processo não é diretamente observável porque não produz radiação ionizante , mas dá origem ao efeito RSU . Apenas uma pequena fração da energia do neutrino é transferida para o material.

Antineutrinos

Para cada neutrino, também existe uma antipartícula correspondente , chamada de antineutrino , que também não possui carga elétrica e spin de meio-inteiro. Eles se distinguem dos neutrinos por terem sinais opostos de número de leptões e quiralidade oposta (e, conseqüentemente, isospin fraco de sinal oposto ). Em 2016, nenhuma evidência foi encontrada para qualquer outra diferença.

Até agora, apesar de pesquisas extensas e contínuas por exceções, em todos os processos leptônicos observados nunca houve qualquer mudança no número total de leptões; por exemplo, se o número total de leptões for zero no estado inicial, então o estado final combinou apenas pares de leptões + anti-leptões: os neutrinos do elétron aparecem no estado final junto com apenas pósitrons (anti-elétrons) ou antineutrinos do elétron, e antineutrinos de elétrons com elétrons ou neutrinos de elétrons.

Os antineutrinos são produzidos no decaimento beta nuclear junto com uma partícula beta (no decaimento beta, um nêutron decai em próton, elétron e antineutrino). Todos os antineutrinos observados até agora tinham helicidade para a mão direita (ou seja, apenas um dos dois possíveis estados de spin foi visto), enquanto os neutrinos eram todos canhotos.

Os antineutrinos foram detectados pela primeira vez como resultado de sua interação com os prótons em um grande tanque de água. Este foi instalado próximo a um reator nuclear como uma fonte controlável de antineutrinos ( ver : experimento de neutrino de Cowan-Reines ). Pesquisadores de todo o mundo começaram a investigar a possibilidade do uso de antineutrinos para monitoramento de reatores no contexto de prevenção da proliferação de armas nucleares .

Massa de Majorana

Como os antineutrinos e os neutrinos são partículas neutras, é possível que sejam a mesma partícula. As partículas que têm essa propriedade são conhecidas como partículas de Majorana , em homenagem ao físico italiano Ettore Majorana que propôs o conceito pela primeira vez. No caso dos neutrinos, essa teoria ganhou popularidade, pois pode ser usada, em combinação com o mecanismo de gangorra , para explicar por que as massas dos neutrinos são tão pequenas em comparação com as de outras partículas elementares, como elétrons ou quarks. Os neutrinos de Majorana teriam a propriedade de que o neutrino e o antineutrino só poderiam ser distinguidos pela quiralidade ; o que os experimentos observam como uma diferença entre o neutrino e o antineutrino podem ser simplesmente devido a uma partícula com duas quiralidades possíveis.

Em 2019, não se sabe se os neutrinos são partículas de Majorana ou Dirac . É possível testar esta propriedade experimentalmente. Por exemplo, se os neutrinos são de fato partículas de Majorana, então os processos que violam o número do leptão, como o decaimento beta duplo sem neutrinos, seriam permitidos, o que não aconteceria se os neutrinos fossem partículas de Dirac . Vários experimentos foram e estão sendo conduzidos para pesquisar este processo, por exemplo , GERDA , EXO , SNO + e CUORE . O fundo do neutrino cósmico também é uma sonda para saber se os neutrinos são partículas de Majorana , uma vez que deve haver um número diferente de neutrinos cósmicos detectados no caso de Dirac ou Majorana.

Reações nucleares

Neutrinos podem interagir com um núcleo, mudando-o para outro núcleo. Este processo é usado em detectores de neutrino radioquímicos . Nesse caso, os níveis de energia e os estados de spin dentro do núcleo alvo devem ser levados em consideração para estimar a probabilidade de uma interação. Em geral, a probabilidade de interação aumenta com o número de nêutrons e prótons dentro de um núcleo.

É muito difícil identificar com exclusividade as interações dos neutrinos entre o fundo natural da radioatividade. Por esta razão, nos primeiros experimentos, um canal de reação especial foi escolhido para facilitar a identificação: a interação de um antineutrino com um dos núcleos de hidrogênio nas moléculas de água. Um núcleo de hidrogênio é um único próton, portanto, as interações nucleares simultâneas, que ocorreriam dentro de um núcleo mais pesado, não precisam ser consideradas para o experimento de detecção. Dentro de um metro cúbico de água colocado fora de um reator nuclear, apenas relativamente poucas dessas interações podem ser registradas, mas a configuração agora é usada para medir a taxa de produção de plutônio do reator.

Fissão induzida

Muito parecido com os nêutrons em reatores nucleares , os neutrinos podem induzir reações de fissão dentro de núcleos pesados . Até agora, esta reação não foi medida em um laboratório, mas está prevista para acontecer dentro de estrelas e supernovas. O processo afeta a abundância de isótopos vistos no universo . A fissão de neutrinos de núcleos de deutério foi observada no Observatório Sudbury Neutrino , que usa um detector de água pesado .

Tipos

Neutrinos no modelo padrão de partículas elementares
Fermion Símbolo
Geração 1
Neutrino de elétron
ν
e
Antineutrino eletrônico
ν
e
Geração 2
Neutrino de muon
ν
µ
Muon antineutrino
ν
µ
Geração 3
Neutrino tau
ν
τ
Tau antineutrino
ν
τ

Existem três tipos conhecidos ( sabores ) de neutrinos: neutrino do elétron
ν
e
, muon neutrino
ν
µ
, e neutrino tau
ν
τ
, com o nome de seus léptons parceiros no modelo padrão (consulte a tabela à direita). A atual melhor medição do número de neutrinos tipos vem observando a decadência do Z de Higgs . Essa partícula pode se decompor em qualquer neutrino de luz e seu antineutrino, e quanto mais tipos de neutrinos de luz disponíveis, menor será o tempo de vida do  bóson Z. As medições da Z vida mostraram que três neutrino luz sabores par para a Z . A correspondência entre os seis quarks do Modelo Padrão e os seis léptons, entre eles os três neutrinos, sugere à intuição dos físicos que deveria haver exatamente três tipos de neutrino.

Pesquisar

Existem várias áreas de pesquisa ativas envolvendo o neutrino. Alguns estão preocupados em testar as previsões do comportamento dos neutrinos. Outras pesquisas estão focadas na medição de propriedades desconhecidas dos neutrinos; há um interesse especial em experimentos que determinam suas massas e taxas de violação de CP , que não podem ser previstos a partir da teoria atual.

Detectores próximos a fontes artificiais de neutrino

Colaborações científicas internacionais instalam grandes detectores de neutrino perto de reatores nucleares ou em feixes de neutrino de aceleradores de partículas para melhor restringir as massas de neutrinos e os valores para a magnitude e as taxas de oscilações entre os sabores de neutrinos. Esses experimentos buscam, portanto, a existência de violação de CP no setor de neutrinos; isto é, se as leis da física tratam ou não neutrinos e antineutrinos de maneira diferente.

O experimento KATRIN na Alemanha começou a adquirir dados em junho de 2018 para determinar o valor da massa do neutrino do elétron, com outras abordagens a este problema em fase de planejamento.

Efeitos gravitacionais

Apesar de suas pequenas massas, os neutrinos são tão numerosos que sua força gravitacional pode influenciar outras matérias no universo.

Os três sabores de neutrino conhecidos são os únicos candidatos a partícula elementar estabelecidos para matéria escura , especificamente matéria escura quente , embora os neutrinos convencionais pareçam ser essencialmente descartados como proporção substancial de matéria escura com base em observações do fundo de microondas cósmico . Ainda parece plausível que neutrinos mais pesados ​​e estéreis possam compor matéria escura quente , se eles existirem.

Pesquisas de neutrinos estéreis

Outros esforços buscam evidências de um neutrino estéril - um quarto sabor de neutrino que não interage com a matéria como os três sabores de neutrino conhecidos. A possibilidade de neutrinos estéreis não é afetada pelas medições de decaimento do bóson Z descritas acima: Se sua massa for maior que a metade da massa do bóson Z, eles não poderiam ser um produto do decaimento. Portanto, os neutrinos estéreis pesados ​​teriam uma massa de pelo menos 45,6 GeV.

A existência de tais partículas é de fato sugerida por dados experimentais do experimento LSND . Por outro lado, o experimento MiniBooNE atualmente em execução sugeriu que os neutrinos estéreis não são necessários para explicar os dados experimentais, embora a pesquisa mais recente nesta área esteja em andamento e as anomalias nos dados MiniBooNE possam permitir tipos de neutrinos exóticos, incluindo neutrinos estéreis . Uma recente reanálise de dados de espectros de elétrons de referência do Institut Laue-Langevin também sugeriu um quarto neutrino estéril.

De acordo com uma análise publicada em 2010, os dados da Wilkinson Microwave Anisotropy Probe da radiação cósmica de fundo são compatíveis com três ou quatro tipos de neutrinos.

Pesquisas de decaimento beta duplo sem neutrinos

Outra hipótese diz respeito ao "decaimento beta duplo sem neutrinos", que, se existir, violaria a conservação do número de leptões. Pesquisas por esse mecanismo estão em andamento, mas ainda não foram encontradas evidências disso. Se fossem, os que hoje são chamados de antineutrinos não poderiam ser verdadeiras antipartículas.

Neutrinos de raios cósmicos

Experimentos com neutrinos de raios cósmicos detectam neutrinos do espaço para estudar tanto a natureza dos neutrinos quanto as fontes cósmicas que os produzem.

Velocidade

Antes que os neutrinos oscilassem, eles geralmente eram considerados sem massa, propagando-se à velocidade da luz ( c ). De acordo com a teoria da relatividade especial , a questão da velocidade dos neutrinos está intimamente relacionada à sua massa : se os neutrinos não têm massa, eles devem viajar à velocidade da luz e, se têm massa, não podem atingir a velocidade da luz. Devido à sua pequena massa, a velocidade prevista é extremamente próxima da velocidade da luz em todos os experimentos, e os detectores de corrente não são sensíveis à diferença esperada.

Além disso, existem algumas variantes da gravidade quântica que violam Lorentz que podem permitir neutrinos mais rápidos do que a luz. Uma estrutura abrangente para violações de Lorentz é a Extensão do Modelo Padrão (SME).

As primeiras medições da velocidade do neutrino foram feitas no início dos anos 1980, usando feixes de píons pulsados (produzidos por feixes de prótons pulsados ​​que atingem um alvo). Os píons decaíram produzindo neutrinos, e as interações de neutrinos observadas dentro de uma janela de tempo em um detector à distância eram consistentes com a velocidade da luz. Esta medição foi repetida em 2007 usando os detectores MINOS , que encontraram a velocidade de neutrinos GeV para estar, no nível de confiança de 99%, na faixa entre0,999 976  c e1,000 126  c . O valor central de1,000 051  c é maior do que a velocidade da luz, mas, com a incerteza levada em consideração, também é consistente com uma velocidade de exatamente c ou ligeiramente menor. Esta medição estabeleceu um limite superior para a massa do neutrino do múon em50 MeV com 99% de confiança . Depois que os detectores do projeto foram atualizados em 2012, o MINOS refinou seu resultado inicial e encontrou concordância com a velocidade da luz, com diferença no tempo de chegada dos neutrinos e da luz de -0,0006% (± 0,0012%).

Uma observação semelhante foi feita, em uma escala muito maior, com a supernova 1987A (SN 1987A). Antineutrinos com uma energia de 10 MeV da supernova foram detectados dentro de uma janela de tempo que era consistente com a velocidade da luz para os neutrinos. Até agora, todas as medições da velocidade do neutrino foram consistentes com a velocidade da luz.

Glitch superluminal do neutrino

Em setembro de 2011, a colaboração do OPERA divulgou cálculos mostrando velocidades de neutrinos de 17 GeV e 28 GeV excedendo a velocidade da luz em seus experimentos. Em novembro de 2011, o OPERA repetiu sua experiência com mudanças para que a velocidade pudesse ser determinada individualmente para cada neutrino detectado. Os resultados mostraram a mesma velocidade mais rápida do que a luz. Em fevereiro de 2012, surgiram relatórios de que os resultados podem ter sido causados ​​por um cabo de fibra óptica solto ligado a um dos relógios atômicos que mediam os tempos de partida e chegada dos neutrinos. Uma recriação independente do experimento no mesmo laboratório por ICARUS não encontrou nenhuma diferença discernível entre a velocidade de um neutrino e a velocidade da luz.

Em junho de 2012, o CERN anunciou que novas medições conduzidas por todos os quatro experimentos Gran Sasso (OPERA, ICARUS, Borexino e LVD ) encontraram acordo entre a velocidade da luz e a velocidade dos neutrinos, finalmente refutando a alegação inicial do OPERA.

Massa

Problema não resolvido na física :

Podemos medir as massas de neutrinos? Os neutrinos seguem as estatísticas de Dirac ou Majorana ?

O modelo padrão da física de partículas pressupõe que os neutrinos não têm massa. O fenômeno experimentalmente estabelecido de oscilação de neutrino, que mistura estados de sabor de neutrino com estados de massa de neutrino (analogamente à mistura de CKM ), requer que os neutrinos tenham massas diferentes de zero. Neutrinos massivos foram originalmente concebidos por Bruno Pontecorvo na década de 1950. Melhorar a estrutura básica para acomodar sua massa é simples adicionando um Lagrangiano destro.

O fornecimento de massa de neutrino pode ser feito de duas maneiras, e algumas propostas usam ambas:

  • Se, como outras partículas fundamentais do Modelo Padrão, a massa for gerada pelo mecanismo de Dirac , a estrutura exigiria um singleto SU (2) . Esta partícula teria as interações Yukawa com o componente neutro do dupleto de Higgs , mas de outra forma não teria interações com as partículas do Modelo Padrão, por isso é chamada de neutrino "estéril".
  • Ou a massa pode ser gerada pelo mecanismo de Majorana , que exigiria que o neutrino e o antineutrino fossem a mesma partícula.

O limite superior mais forte nas massas dos neutrinos vem da cosmologia : o modelo do Big Bang prevê que há uma razão fixa entre o número de neutrinos e o número de fótons na radiação cósmica de fundo . Se a energia total de todos os três tipos de neutrinos ultrapassasse uma média de50  eV por neutrino, haveria tanta massa no universo que entraria em colapso. Este limite pode ser contornado assumindo que o neutrino é instável, mas existem limites dentro do Modelo Padrão que tornam isso difícil. Uma restrição muito mais rígida vem de uma análise cuidadosa de dados cosmológicos, como a radiação cósmica de fundo em micro-ondas, pesquisas de galáxias e a floresta Lyman-alfa . Estes indicam que a soma das massas dos três neutrinos deve ser inferior a0,3 eV .

O prêmio Nobel de Física 2015 foi concedido a Takaaki Kajita e Arthur B. McDonald por sua descoberta experimental de oscilações de neutrinos, o que demonstra que os neutrinos têm massa.

Em 1998, os resultados da pesquisa no detector de neutrinos Super-Kamiokande determinaram que os neutrinos podem oscilar de um sabor para outro, o que requer que eles tenham uma massa diferente de zero. Embora isso mostre que os neutrinos têm massa, a escala de massa absoluta dos neutrinos ainda não é conhecida. Isso ocorre porque as oscilações dos neutrinos são sensíveis apenas à diferença nos quadrados das massas. Em 2020, o valor de melhor ajuste da diferença dos quadrados das massas dos auto-estados de massa 1 e 2 é | Δ m2
21
| =0,000 074  eV 2
, enquanto para os estados próprios 2 e 3 é | Δ m2
32
| =0,002 51  eV 2
. Uma vez que | Δ m2
32
| é a diferença de duas massas quadradas, pelo menos uma delas deve ter um valor que seja pelo menos a raiz quadrada desse valor. Assim, existe pelo menos um auto-estado de massa de neutrino com uma massa de pelo menos0,05 eV .

Em 2009, dados de lente de um aglomerado de galáxias foram analisados ​​para prever uma massa de neutrino de cerca de 1,5 eV . Este valor surpreendentemente alto requer que as três massas de neutrino sejam quase iguais, com oscilações de neutrino da ordem de milielétron-volts. Em 2016, isso foi atualizado para uma massa de1,85 eV . Prevê 3 neutrinos estéreis da mesma massa, derivados com a fração de matéria escura de Planck e a não observação de decaimento beta duplo sem neutrinos. As massas estão abaixo do limite superior de Mainz-Troitsk de2,2 eV para o antineutrino eletrônico. Este último está sendo testado desde junho de 2018 no experimento KATRIN , que procura uma massa entre0,2 eV e2 eV .

Vários esforços estão em andamento para determinar diretamente a escala de massa absoluta dos neutrinos em experimentos de laboratório. Os métodos aplicados envolvem decaimento beta nuclear ( KATRIN e MARE ).

Em 31 de maio de 2010, os pesquisadores do OPERA observaram o primeiro evento candidato a neutrino tau em um feixe de neutrino do múon , a primeira vez que essa transformação em neutrinos foi observada, fornecendo mais evidências de que eles têm massa.

Em julho de 2010, a pesquisa de galáxias 3-D MegaZ DR7 relatou que eles mediram um limite da massa combinada das três variedades de neutrinos inferior a 0,28 eV . Um limite superior mais estreito ainda para esta soma de massas,0,23 eV , foi relatado em março de 2013 pela colaboração Planck , enquanto um resultado de fevereiro de 2014 estima a soma como 0,320 ± 0,081 eV com base em discrepâncias entre as consequências cosmológicas implícitas pelas medições detalhadas de Planck do fundo de micro-ondas cósmico e previsões decorrentes da observação de outros fenômenos , combinado com a suposição de que os neutrinos são responsáveis ​​pelas lentes gravitacionais mais fracas observadas do que seria esperado de neutrinos sem massa.

Se o neutrino é uma partícula de Majorana , a massa pode ser calculada encontrando a meia-vida do decaimento beta duplo sem neutrinos de certos núcleos. O limite superior mais baixo atual na massa de Majorana do neutrino foi definido por KamLAND -Zen: 0,060–0,161 eV.

Tamanho

Os neutrinos do modelo padrão são partículas semelhantes a pontos fundamentais, sem qualquer largura ou volume. Uma vez que o neutrino é uma partícula elementar, ele não tem um tamanho no mesmo sentido que os objetos do dia-a-dia. As propriedades associadas ao "tamanho" convencional estão ausentes: não há distância mínima entre eles e os neutrinos não podem ser condensados ​​em uma substância uniforme separada que ocupa um volume finito.

Em certo sentido, as partículas com massa têm um comprimento de onda (o comprimento de onda Compton ) que é útil para estimar suas seções transversais para colisões. Quanto menor a massa de uma partícula, maior seu comprimento de onda Compton. Com base no limite superior de 0,161 eV ∕ c 2 dado acima, a "onda de matéria" de um neutrino seria da ordem de pelo menos 0,2 μm ou mais, comparável aos comprimentos de onda da luz ultravioleta no (s) comprimento (s) de onda mais curto (s). Este comprimento de onda extremamente longo (para uma partícula com massa) leva os físicos a suspeitar que, embora os neutrinos sigam as estatísticas de Fermi , seu comportamento pode ser muito parecido com uma onda, fazendo com que pareçam bosônicos e, portanto, colocando-os na fronteira entre as partículas ( férmions ) e ondas ( bósons ).

Quiralidade

Os resultados experimentais mostram que, dentro da margem de erro, todos os neutrinos produzidos e observados têm helicidades para a mão esquerda (spins antiparalelos aos momentos ), e todos os antineutrinos têm helicidades para a mão direita. No limite sem massa, isso significa que apenas uma das duas quiralidades possíveis é observada para cada partícula. Estas são as únicas quiralidades incluídas no modelo padrão de interações de partículas.

É possível que suas contrapartes (neutrinos destros e antineutrinos canhotos) simplesmente não existam. Se eles não existem, suas propriedades são substancialmente diferentes dos neutrinos e antineutrinos observáveis. É teorizado que eles são muito pesados ​​(na ordem da escala GUT - ver mecanismo de gangorra ), não participam de interação fraca (os chamados neutrinos estéreis ), ou ambos.

A existência de massas de neutrinos diferentes de zero complica um pouco a situação. Neutrinos são produzidos em interações fracas como autoestados de quiralidade. A quiralidade de uma partícula massiva não é uma constante de movimento; helicidade é, mas o operador quiralidade não compartilha estados próprios com o operador de helicidade. Propagar livre neutrinos como misturas de estados helicidade esquerda e destros, com mistura amplitudes na ordem de m ν / E . Isso não afeta significativamente os experimentos, porque os neutrinos envolvidos são quase sempre ultrarelativísticos e, portanto, as amplitudes de mistura são incrivelmente pequenas. Efetivamente, eles viajam tão rapidamente e o tempo passa tão devagar em seus quadros de repouso que eles não têm tempo suficiente para mudar em qualquer caminho observável. Por exemplo, a maioria dos neutrinos solares tem energias da ordem de0,100 MeV -1 MeV , então a fração de neutrinos com helicidade "errada" entre eles não pode exceder10 −10 .

Anomalia de GSI

Uma série inesperada de resultados experimentais para a taxa de decomposição de íons radioativos pesados ​​e altamente carregados que circulam em um anel de armazenamento provocou atividade teórica em um esforço para encontrar uma explicação convincente. O fenômeno observado é conhecido como anomalia GSI , pois o anel de armazenamento é uma instalação do Centro GSI Helmholtz para Pesquisa de Íons Pesados em Darmstadt, Alemanha .

As taxas de decaimento fraco de duas espécies radioativas com meia-vida de cerca de 40 segundos e 200 segundos apresentaram uma modulação oscilatória significativa , com um período de cerca de 7 segundos. Como o processo de decaimento produz um neutrino de elétron , algumas das explicações sugeridas para a taxa de oscilação observada propõem propriedades novas ou alteradas do neutrino. As ideias relacionadas à oscilação do sabor foram recebidas com ceticismo. Uma proposta posterior é baseada nas diferenças entre os auto- estados da massa do neutrino .

Fontes

Artificial

Neutrinos do reator

Os reatores nucleares são a principal fonte de neutrinos gerados pelo homem. A maior parte da energia em um reator nuclear é gerada por fissão (os quatro principais isótopos físseis em reatores nucleares são235
você
, 238
você
, 239
Pu
e 241
Pu
), os nuclídeos filhos ricos em nêutrons resultantes rapidamente sofrem decaimentos beta adicionais , cada um convertendo um nêutron em um próton e um elétron e liberando um antineutrino de elétron (
n

p
+
e-
+
ν
e
)
Incluindo essas decadências subsequentes, a fissão nuclear média libera cerca de200 MeV de energia, dos quais cerca de 95,5% permanecem no núcleo como calor, e cerca de 4,5% (ou cerca de9 MeV ) é irradiado como antineutrinos. Para um reator nuclear típico com uma potência térmica de4000  MW , a produção total de energia a partir da fissão de átomos é na verdade4185 MW , dos quais185 MW é irradiado como radiação antineutrino e nunca aparece na engenharia. Isto é para dizer,185 MW de energia de fissão são perdidos neste reator e não aparecem como calor disponível para fazer funcionar as turbinas, uma vez que os antineutrinos penetram em todos os materiais de construção praticamente sem interação.

O espectro de energia antineutrino depende do grau em que o combustível é queimado (antineutrinos de fissão de plutônio-239 em média têm um pouco mais energia do que aqueles de fissão de urânio-235), mas em geral, os antineutrinos detectáveis de fissão têm um pico de energia entre cerca de 3,5 e4 MeV , com uma energia máxima de cerca de10 MeV . Não existe um método experimental estabelecido para medir o fluxo de antineutrinos de baixa energia. Apenas antineutrinos com energia acima do limite de1.8 MeV pode desencadear o decaimento beta inverso e, portanto, ser identificado de forma inequívoca (consulte § Detecção abaixo).

Estima-se que 3% de todos os antineutrinos de um reator nuclear carregam uma energia acima desse limite. Assim, uma usina nuclear média pode gerar mais10 20 antineutrinos por segundo acima do limite, mas também um número muito maior ( 97%3% ≈ 30 vezes esse número) abaixo do limite de energia; esses antineutrinos de baixa energia são invisíveis para a tecnologia de detecção atual.

Neutrinos aceleradores

Alguns aceleradores de partículas têm sido usados ​​para fazer feixes de neutrino. A técnica consiste em colidir prótons com um alvo fixo, produzindo píons ou kaons carregados . Essas partículas instáveis ​​são então focadas magneticamente em um longo túnel, onde decaem durante o vôo. Por causa do aumento relativístico da partícula em decomposição, os neutrinos são produzidos como um feixe, em vez de isotropicamente. Esforços para projetar uma instalação aceleradora onde os neutrinos são produzidos por meio de decaimentos de múons estão em andamento. Essa configuração é geralmente conhecida como uma "fábrica de neutrinos" .

Armas nucleares

As armas nucleares também produzem grandes quantidades de neutrinos. Fred Reines e Clyde Cowan consideraram a detecção de neutrinos de uma bomba antes de sua busca por neutrinos do reator; um reator de fissão foi recomendado como uma alternativa melhor pelo líder da divisão de física de Los Alamos, JMB Kellogg. As armas de fissão produzem antineutrinos (do processo de fissão), e as armas de fusão produzem tanto neutrinos (do processo de fusão) quanto antineutrinos (da explosão inicial da fissão).

Geológico

Os neutrinos são produzidos junto com a radiação natural de fundo . Em particular, as cadeias de decadência de238
você
e 232
º
isótopos, bem como40
K
, incluem decaimentos beta que emitem antineutrinos. Esses chamados geoneutrinos podem fornecer informações valiosas sobre o interior da Terra. Uma primeira indicação para geoneutrinos foi encontrada pelo experimento KamLAND em 2005, resultados atualizados foram apresentados por KamLAND e Borexino . O principal pano de fundo nas medições de geoneutrinos são os antineutrinos provenientes de reatores.

Neutrinos solares ( cadeia próton-próton ) no modelo solar padrão

Atmosférico

Os neutrinos atmosféricos resultam da interação dos raios cósmicos com os núcleos atômicos da atmosfera terrestre , criando chuvas de partículas, muitas das quais são instáveis ​​e produzem neutrinos quando se decompõem. Uma colaboração de físicos de partículas do Tata Institute of Fundamental Research (Índia), Osaka City University (Japão) e Durham University (UK) registrou a primeira interação de neutrinos de raios cósmicos em um laboratório subterrâneo em Kolar Gold Fields na Índia em 1965.

Solar

Os neutrinos solares se originam da fusão nuclear que alimenta o Sol e outras estrelas. Os detalhes da operação do Sol são explicados pelo Modelo Solar Padrão . Resumindo: quando quatro prótons se fundem para se tornarem um núcleo de hélio , dois deles precisam se converter em nêutrons, e cada uma dessas conversões libera um neutrino de elétron.

O Sol envia uma enorme quantidade de neutrinos em todas as direções. A cada segundo, cerca de 65 bilhões (6,5 × 10 10 ) os neutrinos solares passam por cada centímetro quadrado na parte da Terra ortogonal à direção do sol. Como os neutrinos são insignificantemente absorvidos pela massa da Terra, a área da superfície do lado da Terra oposto ao Sol recebe aproximadamente o mesmo número de neutrinos que o lado voltado para o Sol.

Supernovas

Colgate & White (1966) calculou que neutrinos carregam a maior parte da energia gravitacional liberada durante o colapso de estrelas massivas, eventos agora categorizados como Tipo Ib e Ic e Tipo II supernovas . Quando essas estrelas colapsam, as densidades de matéria no núcleo tornam-se tão altas (10 17  kg / m 3 ) que a degenerescência dos elétrons não é suficiente para evitar que prótons e elétrons se combinem para formar um nêutron e um neutrino de elétron. Mann (1997) descobriu que uma segunda e mais profusa fonte de neutrino é a energia térmica (100 bilhões de  kelvins ) do núcleo de nêutron recém-formado, que é dissipado pela formação de pares neutrino-antineutrino de todos os sabores.

A teoria de Colgate e White sobre a produção de neutrinos da supernova foi confirmada em 1987, quando os neutrinos da Supernova 1987A foram detectados. Os detectores à base de água Kamiokande II e IMB detectaram 11 e 8 antineutrinos ( número de leptões  = -1) de origem térmica, respectivamente, enquanto o detector Baksan baseado em cintilador encontrou 5 neutrinos ( número de leptões  = +1) tanto térmicos quanto de elétrons. origem da captura, em uma explosão com menos de 13 segundos de duração. O sinal de neutrino da supernova chegou à Terra várias horas antes da chegada da primeira radiação eletromagnética, como era de se esperar pelo fato evidente de que esta surge junto com a onda de choque. A interação excepcionalmente fraca com a matéria normal permitiu que os neutrinos passassem pela massa agitada da estrela em explosão, enquanto os fótons eletromagnéticos eram retardados.

Como os neutrinos interagem tão pouco com a matéria, acredita-se que as emissões de neutrinos de uma supernova carreguem informações sobre as regiões mais internas da explosão. Grande parte da luz visível vem da decadência de elementos radioativos produzidos pela onda de choque da supernova, e até mesmo a luz da própria explosão é espalhada por gases densos e turbulentos e, portanto, atrasada. Espera-se que a explosão de neutrinos alcance a Terra antes de quaisquer ondas eletromagnéticas, incluindo luz visível, raios gama ou ondas de rádio. O atraso de tempo exato da chegada das ondas eletromagnéticas depende da velocidade da onda de choque e da espessura da camada externa da estrela. Para uma supernova Tipo II, os astrônomos esperam que a inundação de neutrinos seja liberada segundos após o colapso do núcleo estelar, enquanto o primeiro sinal eletromagnético pode surgir horas mais tarde, após a onda de choque da explosão ter tido tempo de atingir a superfície da estrela. O projeto Supernova Early Warning System usa uma rede de detectores de neutrinos para monitorar o céu em busca de eventos de supernova candidatos; o sinal de neutrino fornecerá um aviso prévio útil da explosão de uma estrela na Via Láctea .

Embora os neutrinos passem pelos gases externos de uma supernova sem se espalhar, eles fornecem informações sobre o núcleo mais profundo da supernova com evidências de que aqui, até mesmo os neutrinos se espalham em uma extensão significativa. Em um núcleo de supernova, as densidades são as de uma estrela de nêutrons (que se espera que seja formada neste tipo de supernova), tornando-se grandes o suficiente para influenciar a duração do sinal do neutrino, atrasando alguns neutrinos. O sinal de neutrino de 13 segundos do SN 1987A durou muito mais do que levaria para neutrinos desimpedidos atravessar o núcleo gerador de neutrinos de uma supernova, que deve ter apenas 3.200 quilômetros de diâmetro para o SN 1987A.

O número de neutrinos contados também foi consistente com uma energia de neutrino total de 2,2 × 10 46  joules , que foi estimado ser quase toda a energia total da supernova.

Para uma supernova média, aproximadamente 10 57 (um octodecilhão ) neutrinos são liberados, mas o número real detectado em um detector terrestre será muito menor, ao nível de

onde é a massa do detector (por exemplo, Super Kamiokande tendo uma massa de 50 kton) e é a distância até a supernova. Portanto, na prática, só será possível detectar rajadas de neutrinos de supernovas dentro ou nas proximidades da Via Láctea (nossa própria galáxia). Além da detecção de neutrinos de supernovas individuais, também deve ser possível detectar o fundo difuso de neutrinos da supernova , que se origina de todas as supernovas do Universo.

Remanescentes de supernova

A energia dos neutrinos da supernova varia de algumas a várias dezenas de MeV. Espera-se que os locais onde os raios cósmicos são acelerados produzam neutrinos pelo menos um milhão de vezes mais energéticos, produzidos a partir de ambientes gasosos turbulentos deixados por explosões de supernovas: restos de supernovas . A origem dos raios cósmicos foi atribuída a supernovas por Baade e Zwicky ; esta hipótese foi refinada por Ginzburg e Syrovatsky que atribuíram a origem aos remanescentes de supernova, e apoiaram sua afirmação pela observação crucial, que as perdas de raios cósmicos da Via Láctea são compensadas, se a eficiência da aceleração nos remanescentes de supernova for cerca de 10 por cento. A hipótese de Ginzburg e Syrovatskii é apoiada pelo mecanismo específico de "aceleração de ondas de choque" ocorrendo em remanescentes de supernovas, que é consistente com o quadro teórico original desenhado por Enrico Fermi , e está recebendo suporte de dados observacionais. Os neutrinos de altíssima energia ainda estão para ser vistos, mas este ramo da astronomia de neutrinos está apenas em sua infância. Os principais experimentos existentes ou futuros que visam observar neutrinos de altíssima energia de nossa galáxia são Baikal , AMANDA , IceCube , ANTARES , NEMO e Nestor . Informações relacionadas são fornecidas por observatórios de raios gama de altíssima energia , como VERITAS , HESS e MAGIC . Na verdade, supõe-se que as colisões de raios cósmicos produzem píons carregados, cuja decadência dá aos neutrinos, píons neutros e raios gama o ambiente de um remanescente de supernova, que é transparente para ambos os tipos de radiação.

Neutrinos de energia ainda mais alta, resultantes das interações de raios cósmicos extragalácticos, podem ser observados com o Observatório Pierre Auger ou com o experimento dedicado denominado ANITA .

Grande explosão

Pensa-se que, tal como a radiação cósmica de fundo em micro-ondas que sobrou do Big Bang , existe um fundo de neutrinos de baixa energia no nosso Universo. Na década de 1980, foi proposto que essas podem ser a explicação para a suposta existência de matéria escura no universo. Os neutrinos têm uma vantagem importante sobre a maioria dos outros candidatos à matéria escura: sabe-se que eles existem. Essa ideia também tem sérios problemas.

Por experimentos com partículas, sabe-se que os neutrinos são muito leves. Isso significa que eles se movem facilmente a velocidades próximas à velocidade da luz . Por esta razão, a matéria escura produzida a partir de neutrinos é denominada " matéria escura quente ". O problema é que, por se moverem rapidamente, os neutrinos tenderiam a se espalhar uniformemente pelo universo antes que a expansão cosmológica os tornasse frios o suficiente para se reunir em grupos. Isso faria com que a parte da matéria escura feita de neutrinos fosse espalhada e seria incapaz de causar as grandes estruturas galácticas que vemos.

Essas mesmas galáxias e grupos de galáxias parecem estar rodeados por matéria escura que não é rápida o suficiente para escapar dessas galáxias. Presumivelmente, essa matéria forneceu o núcleo gravitacional para a formação . Isso implica que os neutrinos não podem constituir uma parte significativa da quantidade total de matéria escura.

A partir de argumentos cosmológicos, estima-se que neutrinos de fundo de relíquia tenham densidade de 56 de cada tipo por centímetro cúbico e temperatura 1,9 K (1,7 × 10 −4  eV ) se eles não têm massa, muito mais frios se sua massa exceder0,001 eV . Embora sua densidade seja bastante alta, eles ainda não foram observados em laboratório, pois sua energia está abaixo dos limites da maioria dos métodos de detecção e devido a seções transversais de interação de neutrino extremamente baixas em energias sub-eV. Em contraste, os neutrinos solares de boro-8 - que são emitidos com uma energia mais alta - foram detectados definitivamente apesar de terem uma densidade espacial inferior à dos neutrinos relíquias em cerca de 6  ordens de magnitude .

Detecção

Os neutrinos não podem ser detectados diretamente porque não carregam carga elétrica, o que significa que não ionizam os materiais pelos quais passam. Outras maneiras pelas quais os neutrinos podem afetar seu ambiente, como o efeito RSU , não produzem radiação rastreável. Uma reação única para identificar antineutrinos, às vezes referida como decaimento beta inverso , aplicada por Reines e Cowan (veja abaixo), requer um detector muito grande para detectar um número significativo de neutrinos. Todos os métodos de detecção requerem que os neutrinos carreguem um limite mínimo de energia. Até o momento, não há nenhum método de detecção para neutrinos de baixa energia, no sentido de que as interações potenciais de neutrinos (por exemplo, pelo efeito MSW) não podem ser distinguidas exclusivamente de outras causas. Os detectores de neutrino são freqüentemente construídos no subsolo para isolar o detector de raios cósmicos e outras radiações de fundo.

Os antineutrinos foram detectados pela primeira vez na década de 1950 perto de um reator nuclear. Reines e Cowan usaram dois alvos contendo uma solução de cloreto de cádmio em água. Dois detectores de cintilação foram colocados próximos aos alvos de cádmio. Antineutrinos com uma energia acima do limiar de1,8 MeV causou interações de corrente carregada com os prótons na água, produzindo pósitrons e nêutrons. Isso é muito parecido com
β+
decadência, onde a energia é usada para converter um próton em um nêutron, um pósitron (
e+
) e um neutrino de elétron (
ν
e
) é emitido:

De conhecido
β+
decair:

Energia +
p

n
+
e+
+
ν
e

No experimento de Cowan e Reines, em vez de um neutrino de saída, você tem um antineutrino de entrada (
ν
e
) de um reator nuclear:

Energia (>1,8 MeV ) +
p
+
ν
e

n
+
e+

A aniquilação de pósitrons resultante com elétrons no material detector criou fótons com uma energia de cerca de 0,5 MeV . Pares de fótons em coincidência podem ser detectados pelos dois detectores de cintilação acima e abaixo do alvo. Os nêutrons foram capturados por núcleos de cádmio, resultando em raios gama de cerca de8 MeV que foram detectados alguns microssegundos após os fótons de um evento de aniquilação de pósitrons.

Desde então, vários métodos de detecção têm sido usados. Super Kamiokande é um grande volume de água cercado por tubos fotomultiplicadores que observam a radiação Cherenkov emitida quando um neutrino que chega cria um elétron ou múon na água. O Sudbury Neutrino Observatory é semelhante, mas usou água pesada como meio de detecção, que usa os mesmos efeitos, mas também permite a reação adicional neutrino de qualquer sabor fotodissociação do deutério, resultando em um nêutron livre que é então detectado pela radiação gama após a captura do cloro. Outros detectores consistem em grandes volumes de cloro ou gálio que são periodicamente verificados quanto a excessos de argônio ou germânio , respectivamente, que são criados por neutrinos de elétrons interagindo com a substância original. O MINOS usou um cintilador de plástico sólido acoplado a tubos fotomultiplicadores, enquanto o Borexino usa um cintilador de pseudocumênio líquido também monitorado por tubos fotomultiplicadores e o detector NOνA usa cintilador líquido monitorado por fotodiodos de avalanche . O Observatório IceCube Neutrino usa1 km 3 do manto de gelo antártico próximo ao pólo sul com tubos fotomultiplicadores distribuídos ao longo do volume.

Interesse científico

A baixa massa e carga neutra dos neutrinos significam que eles interagem extremamente fracamente com outras partículas e campos. Esta característica de interação fraca interessa aos cientistas porque significa que os neutrinos podem ser usados ​​para sondar ambientes que outras radiações (como luz ou ondas de rádio) não conseguem penetrar.

O uso de neutrinos como uma sonda foi proposto pela primeira vez em meados do século 20 como uma forma de detectar as condições no centro do Sol. O núcleo solar não pode ser visualizado diretamente porque a radiação eletromagnética (como a luz) é difundida pela grande quantidade e densidade de matéria ao redor do núcleo. Por outro lado, os neutrinos passam pelo Sol com poucas interações. Enquanto os fótons emitidos do núcleo solar podem levar 40.000 anos para se difundir para as camadas externas do Sol, os neutrinos gerados em reações de fusão estelar no núcleo cruzam essa distância praticamente desimpedidos, quase à velocidade da luz.

Neutrinos também são úteis para sondar fontes astrofísicas além do Sistema Solar porque são as únicas partículas conhecidas que não são significativamente atenuadas por sua viagem através do meio interestelar. Os fótons ópticos podem ser obscurecidos ou difundidos por poeira, gás e radiação de fundo. Os raios cósmicos de alta energia , na forma de prótons rápidos e núcleos atômicos, são incapazes de viajar mais do que cerca de 100  megaparsecs devido ao limite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin (corte GZK). Os neutrinos, ao contrário, podem viajar distâncias ainda maiores, quase sem atenuação.

O núcleo galáctico da Via Láctea está totalmente obscurecido por gás denso e vários objetos brilhantes. Neutrinos produzidos no núcleo galáctico podem ser medidos por telescópios de neutrinos baseados na Terra .

Outro uso importante do neutrino é na observação de supernovas , as explosões que acabam com a vida de estrelas de grande massa. A fase de colapso do núcleo de uma supernova é um evento extremamente denso e energético. É tão denso que nenhuma partícula conhecida é capaz de escapar da frente do núcleo em avanço, exceto os neutrinos. Conseqüentemente, as supernovas são conhecidas por liberar aproximadamente 99% de sua energia radiante em uma explosão curta (10 segundos) de neutrinos. Esses neutrinos são uma sonda muito útil para estudos de colapso de núcleo.

A massa restante do neutrino é um importante teste de teorias cosmológicas e astrofísicas (veja Matéria escura ). A importância do neutrino na sondagem dos fenômenos cosmológicos é tão grande quanto qualquer outro método e, portanto, é um importante foco de estudo nas comunidades astrofísicas.

O estudo de neutrinos é importante na física de partículas porque os neutrinos normalmente têm a massa mais baixa e, portanto, são exemplos das partículas de energia mais baixa teorizadas em extensões do modelo padrão da física de partículas.

Em novembro de 2012, cientistas americanos usaram um acelerador de partículas para enviar uma mensagem de neutrino coerente através de 780 pés de rocha. Isso marca o primeiro uso de neutrinos para comunicação, e pesquisas futuras podem permitir que mensagens binárias de neutrinos sejam enviadas a distâncias imensas até mesmo pelos materiais mais densos, como o núcleo da Terra.

Em julho de 2018, o Observatório de Neutrinos IceCube anunciou que rastreou um neutrino de energia extremamente alta que atingiu sua estação de pesquisa baseada na Antártica em setembro de 2017 de volta ao seu ponto de origem no blazar TXS 0506 +056 localizado 3,7 bilhões de anos-luz longe na direção da constelação de Orion . Esta é a primeira vez que um detector de neutrinos foi usado para localizar um objeto no espaço e que uma fonte de raios cósmicos foi identificada.

Veja também

Notas

Referências

Bibliografia

links externos