Como um experimento nuclear fracassado gerou acidentalmente astronomia de neutrinos

A presença de neutrinos pode ser reconhecida pelos anéis de radiação Cherenkov que aparecem nos tubos de vácuo de multiplicadores fotoeletrônicos localizados nas paredes do detector. Esta observação demonstra o sucesso da metodologia de astronomia de neutrinos. Esta imagem mostra muitos eventos ao mesmo tempo.

Às vezes, até os experimentos mais bem-sucedidos projetados falham. O efeito que você está procurando pode não acontecer, portanto, você deve estar sempre preparado para um resultado zero. Nesses casos, o experimento é marcado como malsucedido, embora sem conduzi-lo, você nunca saberia sobre seus resultados.

E, no entanto, às vezes a unidade que você construiu pode ser sensível a algo completamente diferente. Buscando a ciência de uma maneira nova, com uma nova sensibilidade ou sob condições novas e únicas, frequentemente fazemos as descobertas mais inesperadas e bem-sucedidas. Em 1987, um experimento fracassado para detectar o decaimento de prótons descobriu os neutrinos que vieram não apenas do nosso sistema solar, mas também fora da Via Láctea. Assim nasceu a astronomia de neutrinos .


A conversão de um nêutron em próton, elétron e neutrino anti-elétron é apenas uma hipótese apresentada por Pauli para resolver o problema de energia não preservada na decadência beta.

O neutrino é uma das maiores histórias de sucesso da física teórica. No início do século XX, três tipos de decaimento radioativo eram conhecidos:

1. Decaimento alfa , em que um átomo grande emite um núcleo de hélio e pula dois elementos na tabela periódica.
2. Decaimento beta , em que o núcleo atômico emite um elétron de alta energia, movendo um elemento para cima da tabela periódica.
3. Decaimento gama , em que o núcleo atômico emite um fóton de energia, permanecendo em sua célula na tabela periódica.

Em qualquer reação, de acordo com as leis da física, a energia e o momento inicial dos reagentes devem coincidir com a energia e o momento total dos produtos da reação. E no caso de decaimento alfa e decaimento gama era. Mas no decaimento beta, essa regra não era respeitada: a energia sempre se perdia.


O traço em forma de V provavelmente foi deixado por um múon decaindo em um elétron e dois neutrinos. Um traço de alta energia com uma fratura indica a deterioração de uma partícula em vôo. Essa decadência, se os neutrinos não estiverem incluídos nela, viola a lei da conservação de energia.

Em 1930, Wolfgang Pauli propôs a introdução de uma nova partícula que resolveria esse problema: os neutrinos. Essa pequena partícula neutra pode carregar energia e momento, mas será extremamente difícil de detectar. Não absorve e não emite luz e interage apenas com os núcleos de átomos, além disso, é extremamente raro.

Tendo feito essa sugestão, Pauli não se sentiu confiante e alegre, mas envergonhado. "Fiz algo terrível, declarei a existência de uma partícula que não pode ser detectada", anunciou. Mas, apesar de suas desculpas, a teoria foi confirmada experimentalmente.


Reator nuclear experimental RA-6 , mostrando a radiação característica de Cherenkov causada por partículas que se movem mais rápido que a luz na água. Neutrinos (ou, mais precisamente, antineutrinos), cuja hipótese foi apresentada pela primeira vez por Pauli em 1930, foram descobertos em um reator nuclear semelhante em 1956.

Em 1956, os neutrinos (ou, mais precisamente, os antineutrinos) foram detectados diretamente como produtos de um reator nuclear. Os neutrinos podem interagir com o núcleo atômico de duas maneiras:

• eles se dissipam, batendo na maneira de uma bola de bilhar colidir com um monte de outras,
• ou causar a emissão de novas partículas, com suas energias e momentos.

Em qualquer caso, você pode criar detectores de partículas onde espera interações com neutrinos e procurá-los. Foi assim que os primeiros neutrinos foram encontrados: os cientistas construíram detectores sensíveis aos sinais da presença de neutrinos nas bordas dos reatores nucleares. E se você recriar toda a energia dos produtos da reação, incluindo neutrinos, acontece que a energia ainda é conservada.


Ilustração esquemática do decaimento beta nuclear em um núcleo atômico maciço. Somente levando em consideração a energia e o momento de um neutrino, é possível satisfazer as leis de conservação

Em teoria, os neutrinos devem aparecer em qualquer reação nuclear: no Sol, em estrelas e supernovas, quando raios cósmicos de alta energia colidem com partículas da atmosfera da Terra. Na década de 1960, os físicos já haviam criado detectores de neutrinos em busca de neutrinos solares e atmosféricos.

Esses detectores de neutrinos continham uma grande quantidade de material com o qual os neutrinos deveriam interagir. Para ocultar os detectores de outras partículas, eles estavam localizados no subsolo: nas minas. Somente neutrinos devem entrar nas minas; outras partículas devem ser absorvidas pela Terra. No final da década de 1960, neutrinos solares e atmosféricos foram detectados com sucesso.


A Mina de Ouro Homestake morde as montanhas da cidade principal de Dakota do Sul. Foi inaugurado há mais de 123 anos e produziu mais de 1.100 toneladas de ouro a uma profundidade de 2.400 m. Em 1968, os primeiros neutrinos foram descobertos aqui, em um experimento desenvolvido por John Bacall e Ray Davis.

A tecnologia de detecção de partículas, desenvolvida para experimentos com neutrinos e aceleradores de alta energia, mostrou-se adequada para outro fenômeno: a busca por decaimento de prótons. Embora o Modelo Padrão da Física de Partículas preveja a estabilidade completa de um próton, em muitas de suas extensões - por exemplo, nas Teorias da Grande Unificação - um próton pode se decompor em partículas mais leves.

Teoricamente, quando um próton decai, ele deve emitir partículas de pequena massa em alta velocidade. Se você encontrar as energias e o momento dessas partículas em movimento rápido, poderá recriar a energia total e entender se era um próton.


Partículas de alta energia podem colidir com outras, causando chuvas de novas partículas que podem ser detectadas pelo detector. Tendo recriado a energia, o momento e outras propriedades de cada um deles, podemos determinar o que exatamente inicialmente colidiu e o que apareceu nesse evento.

Se os prótons decaem, a vida útil deles deve ser extremamente longa. O próprio Universo tem apenas 10 a ¹⁰ anos, mas a vida útil do próton deve ser muito mais longa. Mas quanto mais? A chave para resolver isso é que você precisa monitorar não um próton, mas um grande número deles. Se o tempo de vida do próton for de 10 a ³⁰ anos, você pode pegar um próton e esperar por tanto tempo (uma má ideia) ou tomar 10 a ³⁰ prótons e esperar um ano, observando se algum deles se deteriorou.

Um litro de água contém um pouco mais de 10 ²⁵ moléculas, e cada molécula tem dois átomos de hidrogênio: um próton com um elétron em órbita. Se o próton for instável, um tanque de água suficientemente grande com um grande número de detectores ao redor deve ajudá-lo a medir sua estabilidade / instabilidade ou limitá-lo.


Circuito detector Kamiokande dos anos 80. A altura do tanque é de cerca de 15 metros.

No Japão, em 1982, começou a construção de um grande detector subterrâneo nas minas de Kamioka. Ele foi nomeado KamiokaNDE: Kamioka Nucleon Decay Experiment (experimento de decaimento do núcleo de Kamioka). Era tão grande que continha mais de 3.000 toneladas de água e cerca de 1.000 detectores otimizados para detectar a radiação emitida por uma partícula em movimento rápido.

Em 1987, o detector estava em operação há vários anos, sem um único caso de decaimento de prótons. O tanque continha cerca de 10 ³³ prótons, e o resultado zero refutou completamente a teoria mais popular entre as teorias da grande unificação. Tanto quanto podemos dizer, o próton não decai. O principal objetivo de Kamiokande não foi alcançado.


Uma explosão de supernova enriquece seu meio interestelar com elementos pesados. Os anéis externos emergem do material anterior ejetado muito antes da explosão principal. Além disso, uma explosão emite uma enorme variedade de neutrinos, alguns dos quais atingem a Terra

Mas então algo inesperado aconteceu. 165.000 anos antes, na galáxia satélite da Via Láctea, uma estrela massiva chegou ao fim de sua vida e explodiu, dando origem a uma supernova. Em 23 de fevereiro de 1987, essa luz chegou primeiro à Terra.

E algumas horas antes do advento deste mundo, algo notável aconteceu em Kamiokand: 12 neutrinos chegaram com uma diferença de 13 segundos. Dois surtos - o primeiro contendo 9 neutrinos, o segundo 3 - mostraram que nas supernovas existem muitas reações nucleares gerando neutrinos.


Três detectores diferentes observaram neutrinos do SN 1987A , e o mais confiável e bem-sucedido foi o Kamiokande. A transformação de um detector de decaimento de núcleons em um detector de neutrinos abriu caminho para o desenvolvimento de uma ciência como a astronomia de neutrinos

Pela primeira vez, descobrimos neutrinos que vieram de fora do sistema solar. A astronomia de neutrinos começou. Nos dias seguintes, a luz dessa supernova, agora conhecida como SN 1987A, foi observada em uma vasta faixa de comprimento de onda em muitos observatórios no solo e no espaço. Com base na pequena diferença de tempo entre o neutrino e a luz, aprendemos que o neutrino:

• esses 165.000 anos-luz passaram a uma velocidade indistinguível da velocidade da luz;
• que a sua massa não pode ser superior a 1/30 000 da massa de um elétron;
• que os neutrinos não diminuem a velocidade durante a jornada do núcleo de uma estrela em contração para sua fotosfera, como acontece com a luz.

E ainda hoje, mais de 30 anos depois, podemos estudar os restos de uma supernova e ver como ela se desenvolveu.


A onda de explosão que se move para fora da explosão de 1987 continua a colidir com o material ejetado anterior da estrela que antes era maciça, aquecendo e destacando-a no processo. Muitos observatórios continuam recebendo imagens de supernova ainda hoje.

A importância científica desse resultado não pode ser superestimada. Ele observou o surgimento da astronomia de neutrinos, assim como a primeira descoberta de ondas gravitacionais da fusão de buracos negros marcou o nascimento da astronomia de ondas gravitacionais . Então nasceu a astronomia multicanal , observando pela primeira vez que o mesmo objeto foi observado tanto na faixa eletromagnética (luz) quanto através de outro método (neutrino).

Ele nos mostrou o potencial de usar grandes tanques subterrâneos para detectar eventos espaciais. E ele nos faz esperar que um dia possamos fazer uma observação final: um evento no qual luz, neutrinos e ondas gravitacionais se reúnem e nos ensinam todos os princípios do trabalho dos objetos do Universo.


O evento final da astronomia multicanal seria a fusão de duas anãs brancas ou duas estrelas de nêutrons, que ocorreram perto de nós. Se tal evento acontecer perto da Terra, podemos detectar simultaneamente neutrinos, luz e ondas gravitacionais.

E, graças a esse resultado, o experimento Kamiokande foi renomeado de maneira inteligente. Como o experimento de deterioração do núcleo de Kamioka falhou, o KamiokaNDE foi cancelado. Mas a espantosa observação de neutrinos do SN 1987A gerou um novo observatório: KamiokaNDE, experimento com detectores de Kamioka Neutrino (experimento de detecção de Kamioka)! Nos últimos 30 anos, ele foi atualizado várias vezes e várias estruturas semelhantes foram construídas em todo o mundo.

Se uma supernova explodisse hoje em nossa galáxia, teríamos a sorte de registrar até 10.000 neutrinos chegando ao nosso detector. Juntos, eles limitariam ainda mais severamente a vida útil do próton, que hoje se acredita exceder 10 ³⁵ anos - mas não os estamos construindo para isso. Após cada cataclismo de alta energia, os neutrinos correm para se espalhar pelo universo. E com detectores em funcionamento, a astronomia de neutrinos vive, se sente bem e está pronta para o que o espaço nos envia.