NEUTRINOS EM EVIDÊNCIA

POR Adriano A. Natale E Marcelo M. Guzzo.
POSTAGEM : JEAN LAURO MULLER.

Instituto de Física Teórica, Universidade Estadual de São Paulo,
Instituto de Física Gleb Wataghin, Universidade Estadual de Campinas


Neutrinos : Partículas onipresentes e misteriosas

Em apenas uma hora, nosso corpo emite cerca de 20 milhões de neutrinos, uma das mais intrigantes partículas elementares. Eles são liberados por apenas 20 mg de potássio radioativo (40K) presentes no organismo. Cada pessoa é ainda atravessada, em um segundo, por algo como 50 bilhões de neutrinos gerados por fontes radioativas naturais da Terra e por mais de 100 bilhões saídos de reatores nucleares. Além disso, 100 a 400 trilhões de neutrinos vindos do Sol nos atingem, inclusive à noite, pois eles também atravessam toda a Terra. Essa partícula, que teve sua existência proposta em 1930 para resolver um problema específico, ganhou tanta importância que hoje é essencial nos debates sobre o próprio futuro do universo.

Em 1930, o físico austríaco Wolfgang Pauli (1900-1958) avisou por carta aos também físicos Hans Geiger (alemão, 1882-1945) e Lise Meitner (austríaca, 1878-1968), que não iria a uma conferência em Tübingen (Alemanha), porque era “imprescindível” com ele fosse a um baile em Zurique, na Suíça. Nesse encontro seria discutido um problema que atormentava os cientistas da época: ninguém sabia por que, no decaimento beta, processo de desintegração em que um núcleo atômico transforma-se em outro e emite um elétron, a energia desse elétron assumia valores que variavam de zero até um valor máximo, quando esperava-se que assumisse apenas um valor fixo.
Em sua carta, além de justificar a ausência, Pauli resolvia o mistério inventando o neutrino! Para a época, foi um salto gigantesco. Na experiência, um núcleo A decaía em um núcleo B mais um elétron, e nada mais era detectado. Com o núcleo A em repouso (com velocidade nula em relação ao laboratório), a lei da conservação de energia prediz que, ao surgirem, o núcleo B e o elétron se movimentarão com a mesma direção e sentidos opostos, afastando-se do ponto onde estava A. Nessas condições, a energia do elétron é dada pela seguinte equação, construída com base na teoria da relatividade restrita:
Ee = (mA2 - mB2 + me2 / 2 mA) c2
Essa equação envolve apenas grandezas fixas e bem determinadas: as massas de A (mA), de B (mB) e do elétron (me), e a velocidade da luz (c). Assim, a energia do elétron (Ee), conhecidos os valores das massas envolvidas, deveria ter um valor fixo em cada tipo de decaimento beta. No entanto, cada elétron emitido apresentava um valor diferente de energia, levando a um espectro de energia bem extenso.
A equação determinava a energia máxima do elétron, mas em geral obtinha-se um valor menor. Essa era a grande dúvida: para onde teria ido a energia que faltava? A experiência parecia contradizer a lei da conservação de energia, ainda hoje um dos pilares sagrados da física, e levava a reações desesperadas. Niels Bohr (1885-1962), um dos fundadores da teoria quântica, chegou a pensar em “uma possível limitação dos teoremas de conservação", contrariando muito do que havia defendido antes!
A carta de Pauli a Geiger e Meitner mudou todo esse quadro. Ali, ele sugeria que a desintegração do núcleo A criava não só o núcleo B e o elétron, mas também uma terceira partícula (X), que seria neutra e dificilmente detectada. Essa nova partícula carregaria a energia que faltava ao elétron, atendendo à lei da conservação. Na época, ainda se discutia a existência do nêutron (partícula do núcleo atômico), e portanto não se sabia que o decaimento beta é a desintegração dessa partícula, descoberta anos depois pelo inglês James Chadwick (1891-1974). Pauli apresentou sua idéia em 1931, em uma série de conferências, e o italiano Enrico Fermi (1901-1954), outro jovem e brilhante físico, propôs o nome de neutrino (neutro e de pouca massa) para a partícula X.
O final dos anos 20 e o início dos anos 30 compõem uma era de ouro na física. Cientistas como os alemães Werner Heisenberg (1901-1976), Max Born (1882-1970) e Pascual Jordan (1902-1980), entre outros, estabeleciam a base da mecânica quântica. A partir das teorias quântica e relativística, o inglês Paul Dirac (1902-1984) previa a existência do antielétron (ou pósitron), lançando a idéia de criação e destruição de partículas. Em seguida, Fermi juntou tudo (neutrino, nêutron, teoria quântica, criação e destruição de partículas) em uma teoria sobre o decaimento beta. Sua teoria descrevia o espectro de energia do decaimento para o caso de um neutrino com massa nula, e como o espectro mudaria se o neutrino tivesse uma pequena massa. Hoje, essa curva é pesquisada cada vez com maior precisão para descobrir se essa massa existe.
A teoria de Fermi explicava os dados experimentais sem dificuldades, mas ainda desagradava alguns cientistas, já que o neutrino não tinha sido detectado. As primeiras tentativas revelaram que a partícula podia atravessar imensas distâncias sem interagir com algum átomo. Hans Bethe (1906-) e Rudolf Peierls (1907-1995) sugeriram que, se o decaimento do nêutron criava o neutrino, um próton e um elétron, deveria existir o processo inverso, onde o neutrino seria absorvido por um próton, gerando um nêutron e um antielétron.
A probabilidade desse processo, batizado de decaimento beta inverso, podia ser calculada pela teoria de Fermi. Medida em unidade de área, essa probabilidade foi determinada como sendo de 10-44 cm2 -- isso equivale a dividir 1 cm2 pelo número 10 multiplicado por si próprio 44 vezes! Para mostrar como essa chance é pequena, basta dizer que 1 cm3 de água contém 7 x 1022 prótons, mas um neutrino dificilmente colidiria com um deles, já que a probabilidade dessa colisão seria da ordem de 10-21. Assim, para absorver apenas um neutrino, seria necessário uma camada de água com espessura de 1021 cm. Por isso, em 1934, Bethe concluiu ser praticamente impossível observar o neutrino.

A detecção da partícula
Pouco antes da Segunda Guerra, descobriu-se que núcleos de urânio atingidos por nêutrons tornavam-se instáveis e dividiam-se em dois fragmentos. Essa reação liberava outros nêutrons, e imaginou-se que poderiam causar outras fissões, iniciando uma reação em cadeia. Durante a guerra, Fermi e outros construíram, na Universidade de Chicago (Estados Unidos), o primeiro protótipo de um reator nuclear, capaz de controlar essa reação. As pesquisas sobre a fissão permitiram que os Estados Unidos produzissem a bomba atômica, no Laboratório de Los Alamos. Após a guerra, dois físicos de Los Alamos, Clyde Cowan (1919-1974) e Frederick Reines (1918-1998), decidiram encontrar um meio de detectar os neutrinos usando para isso os reatores nucleares, fontes controláveis dessas partículas.
Na mesma época, descobriu-se que certos líquidos orgânicos cintilam quando uma partícula os atravessa -- os átomos do líquido perdem elétrons, com a passagem da partícula, mas logo os reabsorvem, emitindo luz. Cowan e Reines imaginaram que a absorção de um neutrino por um próton, em um grande tanque com líquido cintilador, liberaria um pósitron e a aniquilação deste com os elétrons do meio geraria raios gama (luz com altíssima energia). Como os raios gama são grandes ionizadores, o líquido emitiria luz, que seria detectada por fotocélulas colocadas nas paredes do tanque.
A experiência tinha que ser feita no subsolo, para barrar os raios cósmicos (partículas que bombardeiam a Terra, vindas do espaço), que também ionizam o líquido. A primeira tentativa, batizada de projeto Poltergeist, constatou sinais dos raios cósmicos mesmo com o tanque 20 m sob a superfície. Para evitar o problema, os cientistas criaram novo detector, intercalando entre os tanques do cintilador pequenos tanques de água onde foi diluído cloreto de cádmio. Nesse arranjo, quando o neutrino é absorvido pelo próton (decaimento beta inverso), o nêutron liberado move-se através desses materiais colidindo com os núcleos, e vai perdendo energia nas colisões até atingir o nível em que é capturado por um núcleo de cádmio. A captura deixa esse núcleo em estado excitado (acima de seu nível normal de energia), causando seu decaimento e a emissão de mais raios gama. Todo esse processo dura em torno de 5 ms (um microssegundo equivale à milionésima parte do segundo).
Portanto, a detecção de sinais de luz espaçados por 5 ms, além da luz decorrente da ionização, descartaria a interferência dos raios cósmicos, confirmando a presença dos neutrinos. Em junho de 1956, após usar a maior versão do seu detector (com 10 toneladas), instalado abaixo de um reator na Carolina do Sul (Estados Unidos), os dois físicos revelaram, em telegrama para Pauli, que haviam observado neutrinos e que a taxa de reações era a prevista pela teoria de Fermi.

Cresce a família dos neutrinos
Enquanto o neutrino era ‘caçado’, os chineses Tsung-Dao Lee (1926- ) e Chen N. Yang (1922- ), da Universidade de Columbia, em Nova York, propuseram uma modificação na teoria de Fermi para explicar o comportamento de outras partículas conhecidas. A idéia também arranhava um dos pilares da física: a simetria de paridade ou simetria entre direita e esquerda. Essa simetria diz que, em toda equação da física, se a coordenada de posição (que podemos indicar por ‘x’) for trocada por sua imagem especular (‘-x’), a equação não se altera. A mudança, unida às idéias sobre criação e aniquilação de partículas, permitia deduzir a existência de neutrinos e antineutrinos e determinava que os primeiros teriam ‘mão-esquerda’ e os segundos ‘mão-direita’.
Para explicar o conceito de ‘mão’, é preciso falar do ‘spin’, outra propriedade das partículas elementares. Em definição simplificada, o spin é um valor que indica como a partícula gira em torno de si própria. Se a direção do spin coincide com a do movimento da partícula, diz-se que esta é de mão direita. Se as direções são opostas, a mão é esquerda. Para simplificar, pode-se ver o neutrino como um parafuso com a rosca apontando na direção contrária ao movimento, e o antineutrino como estando na situação oposta.
A violação da paridade proposta por Lee e Yang implicava que o decaimento beta emitiria um antineutrino de mão-direita (jamais um de mão-esquerda). Isso foi confirmado experimentalmente em 1958, pelo austríaco Maurice Goldhaber (1911-) e seu grupo. Portanto, ao contrário do que ocorre com todas as outras partículas, se olharmos o neutrino através de um espelho não veremos nada!
Essas propriedades do neutrino ainda são estudadas. O comportamento dessa partícula pode estar relacionado com a ausência de massa, mas não há certeza sobre isso. Cientistas tentam medir a possível massa do neutrino, verificando se o espectro do elétron no decaimento beta mostra um pequeno desvio, sem o qual a massa seria nula. Tais experiências sugerem limites máximos para a massa da partícula, pois a atual precisão experimental só consegue isso. Assim, o antineutrino emitido no decaimento teria massa inferior a 10 elétron-volts -- 1 eV é a energia adquirida por um elétron acelerado por uma diferença de potencial de 1 volt (usa-se aqui uma unidade de energia também para a massa).
A vida dos neutrinos, porém, seria complicada pela detecção de mais partículas, como o píon (ou méson p), partícula que decaía em um múon (m) e um antineutrino. O múon é idêntico ao elétron, menos na massa, cerca de 200 vezes maior -- como um irmão mais gordo! Mas suspeitava-se que o neutrino produzido (junto com o múon) no decaimento do píon seria de um ‘tipo’ diferente. Teríamos, portanto, duas partículas neutras e quase invisíveis: o neutrino do elétron (ne) e o do múon (nm). Esse último seria a antipartícula detectada no decaimento do píon.
A física conhece quatro interações fundamentais na natureza: a forte, a fraca, a eletromagnética e a gravitacional. O neutrino é a única partícula que participa apenas da interação fraca, além da gravitacional, que afeta a todas. Por isso o físico Melvin Schwartz (1932- ) decidiu estudar a interação fraca (responsável, por exemplo, pelo decaimento beta) usando neutrinos obtidos a partir de um feixe de píons gerados pela colisão de prótons com núcleos. Freados por um anteparo, os píons desintegram-se e resta um feixe puro de neutrinos. No final dos anos 50, Schwartz, Leon Lederman (1922- ), Jack Steinberger (1921- ) e outros confirmaram a existência dos dois neutrinos previstos. Na experiência, o feixe de neutrinos (obtidos de píons) foi usado para provocar colisões com núcleos atômicos e verificar se eram produzidos múons ou elétrons. Um detector constatou a produção apenas de múons, em evento similar ao processo beta inverso.
Alguns anos mais tarde seria descoberto o terceiro irmão mais gordo do elétron, a partícula tau (t), com massa mais de mil vezes maior, e com ele o terceiro neutrino (nt). Hoje em dia é produzida em laboratório uma partícula chamada Z, e a quantidade de partículas Z geradas depende do número de neutrinos envolvidos no processo. Tal experiência garante que só podem existir três neutrinos leves, mas até o final do ano passado ninguém foi capaz de detectar uma massa para os neutrinos.

‘Ladrões’ da energia das estrelas
Até agora pode parecer que os neutrinos afetam apenas a vida dos físicos. Na verdade, essas partículas não surgem só em reações criadas em laboratório. Elas são geradas continuamente em reações nucleares dentro do Sol e de outras estrelas. Tais reações ditam como será a vida de uma estrela. O Sol pode ser visto como um imenso reator nuclear onde a queima de hidrogênio ocorre em abundância. Nessa reação, quatro átomos de hidrogênio (1H) geram um átomo de hélio (4He), dois pósitrons (e+), dois neutrinos do elétron (ne) e 28 milhões de eV, liberados em forma de luz e calor.
É possível, portanto, estimar o número de neutrinos gerados a cada segundo no Sol. Se são liberados dois neutrinos para cada 28 milhões de eV (28 MeV) de energia emitida, o total liberado por segundo é dado pela divisão da energia emitida nesse intervalo (sua ‘luminosidade’) por 14 MeV. Para saber quantos neutrinos chegam por segundo a cada cm2 da Terra, basta dividir o total obtido no cálculo anterior pela área (em cm2) de uma esfera de raio igual à distância Terra-Sol. Já que o Sol lança essas partículas em todas as direções, em qualquer cm2 dessa esfera (e portanto da superfície da Terra) chegará o número de neutrinos obtido na seguinte divisão:
Luminosidade do Sol / 14 MeV x 4p (distância Terra-Sol)2
(ou) 4 x 1033 erg seg-1 / 14 MeV x 4 p (1,5 x 1013 cm)2
A conta, em que a luminosidade do Sol é dada em ergs, unidade de energia igual a um milhão de vezes a massa do elétron (de cerca de 0,5 MeV), leva ao resultado aproximado de 60 bilhões de neutrinos por cm2 por segundo. Os cientistas calculam esse fluxo de modo mais preciso, com base no modelo solar padrão, que descreve as reações nucleares das regiões mais centrais do Sol.
O fluxo de neutrinos solares que varre a Terra é monitorado desde os anos 70, mas essas experiências só detectam cerca de metade do total que o modelo solar padrão prevê -- diferença conhecida como o problema do neutrino solar. Como esse modelo é bem estabelecido (e confirmado por outras observações), acredita-se que alguma peculiaridade nas propriedades da partícula provoque o déficit.
A alternativa preferida dos físicos é a da ‘oscilação’: ao vir do centro do Sol até a Terra, um neutrino do elétron (ne) pode, por um processo descrito pela mecânica quântica, transformar-se em um neutrino do múon (nm) ou do tau (nt). Esse efeito pode ocorrer se os neutrinos tiverem massa ou ser decorrente de interações no interior do Sol. Como o Sol só produz neutrinos do elétron, e os detectores são especialmente sensíveis a esse tipo de neutrino, a oscilação impediria a contagem correta do número de neutrinos que atingem a Terra. Esse efeito explicaria o problema do neutrino solar. Mas a questão, que preocupa muitos cientistas, ainda está em aberto.
A reação que funde átomos de hidrogênio criando átomos de hélio, citada acima, é a forma simplificada da cadeia de reações mais importante para a produção de neutrinos no Sol, conhecida como ciclo próton-próton:
2(H1 + H1) ® 2(H2 + e+ + n )
2(H2 + H1) ® 2(He3 + g)
He3 + He3 ® He4 + 2H1
Outra cadeia de reações que transforma hidrogênio em hélio é o ciclo carbono-nitrogênio (onde esses dois elementos são apenas intermediários):
C12 + H1 ® N13 + g
N13 ® C13 + e+ + n
C13 + H1 ® N14 + g
N14 + H1 ® O15 + g
O15 ® N15 + e+ + n
N15 + H1 ® C12 + He4
Tais ciclos formam núcleos de hélio, que se acumulam na estrela, pósitrons (e+), neutrinos (n) e raios gama (g). Os pósitrons geram fótons ao colidir no meio da estrela. Os raios gama, espalhados e reespalhados pelos átomos da estrela, só são liberados (em forma de luz) após milhões ou bilhões de anos, dependendo da massa da estrela. Já os neutrinos escapam livremente, drenando com grande eficiência a energia da estrela. Mesmo assim, uma estrela como o Sol tem reservas de energia nuclear para brilhar por bilhões de anos. Quanto maior a massa da estrela, mais neutrinos são gerados. Só em nossa galáxia há cerca de 109 estrelas, o que dá uma idéia da produção de neutrinos a cada segundo, que devem ser somados aos criados desde o início do universo. Não é um absurdo, portanto, dizer que trilhões de neutrinos nos atravessam em um curto intervalo de tempo. A sorte é que eles interagem muito pouco com a matéria!
Uma das formas de perda de energia pelas estrelas através da produção de neutrinos foi proposta nos anos 40 pelo físico brasileiro Mario Schenberg (1914-1990) e o russo Georges Gamow (1904-1968). No processo Urca -- batizado assim porque os neutrinos sumiam com a energia estelar assim como o dinheiro sumia, na época, das mesas de jogo do cassino da Urca --, núcleos de átomos absorvem elétrons, gerando neutrinos, e logo decaem, gerando antineutrinos. Os núcleos são indicados por (Z,A), onde Z é o número atômico (de prótons) e A é o número de massa (proporcional à soma de prótons e nêutrons):
e- + (Z,A) ® (Z-1,A) + n
(Z-1,A) ® (Z,A) + e- + n
A pesquisa sobre neutrinos evoluiu muito. Hoje, eles ajudam os astrofísicos até a descobrir explosões de estrelas. Um exemplo recente ocorreu em uma das nuvens de Magalhães (galáxias-satélites da Via Láctea): uma estrela de muita massa colapsou, transformando-se em uma estrela de nêutrons. Ao expelir a parte externa, essa estrela liberou, por alguns segundos, cerca de 1052 ergs na forma de neutrinos e antineutrinos, em grande parte produzidos na reação e+ + e- ® nn. Entre a imensidão de neutrinos emitidos por essa supernova (catalogada como SN1987A), alguns foram observados na Terra por detectores como o Kamiokande (no Japão) e o IMB (nos Estados Unidos).
A detecção e a medição da energia dos neutrinos forneceram muitos dados novos sobre o desenvolvimento de uma explosão estelar e sobre propriedades dessa partícula. Os neutrinos são produzidos ainda nas colisões dos raios cósmicos com átomos da atmosfera terrestre, e pesquisas já trouxeram indicações de que também nesse caso pode haver oscilação entre os diferentes tipos.

Peça-chave na história do universo
Sabe-se hoje que o universo visível -- estrelas, nuvens de gás e até planetas -- é composto principalmente de hidrogênio, hélio e lítio, os últimos em frações menores. Segundo o chamado modelo do Big Bang, no início do universo não havia situação física para formar elementos pesados, o que só ocorreu após o surgimento das estrelas. No final dos anos 60, o astrofísico russo V. Shvartsman notou que os elementos leves só se formariam, nessa etapa do universo, se partículas de pouca massa, atuando através da interação fraca, fossem abundantes: elas controlariam a temperatura e a taxa de produção de nêutrons, os quais se uniriam aos prótons para formar elementos como o hélio (com dois nêutrons e dois prótons).
Quase dez anos depois, os norte-americanos Gary Steigman, David Schramm e James Gunn, em estudo sobre a nucleossíntese, concluíram que, para que o modelo de evolução do universo fosse coerente com a proporção observada entre os elementos leves, no máximo sete tipos de neutrinos deveriam existir, quando só se conhecem três. Recentemente, com base em novos dados experimentais, esse cálculo foi refeito para no máximo três neutrinos.
Os neutrinos que poderiam mudar as proporções dos elementos leves são os formados na ‘sopa inicial’ de partículas do Big Bang. Se esses neutrinos primordiais tivessem massa relativamente grande, seu efeito gravitacional modificaria a evolução do universo. Estudos de cosmologia indicam que, para manter a coerência com as observações, a soma das massas dos três neutrinos não deve passar de 10 eV. Esse limite, no caso do nm e do nt, leva a uma estimativa da massa desses neutrinos muito superior aos limites experimentais atuais.
O mesmo limite (10 eV) pode ser modificado se o neutrino for instável, capaz de decair em neutrinos ou em outras partículas (o que nunca foi observado). Nesse caso, um tema de estudo muito interessante seria a vida média dos neutrinos. Outro ponto intrigante na união da cosmologia com a física de neutrinos é a chamada ‘matéria escura’ (a que não emite radiação detectável, ou seja, não está na forma de estrelas e outros objetos, inclusive planetas). Acredita-se que existe grande quantidade dessa matéria no universo, e o candidato natural para explicá-la é o neutrino, desde que sua massa seja pequena.
Podemos dizer que nossa galáxia é um exemplar médio do que há no universo. Ela mostra grande concentração de estrelas em uma região denominada disco, imersa em uma área maior, semelhante a uma esfera, chamada de halo. No halo existem alguns aglomerados de estrelas e certa quantidade de gás. O disco tem cerca de 50 mil anos-luz de raio -- um ano-luz é a distância que a luz (a 300 mil km por segundo) percorre em um ano -- e sua espessura é de cerca de um décimo do raio. As galáxias giram em torno de seu eixo, a uma velocidade que pode ser medida da Terra através do chamado efeito Doppler (mudança de cor do espectro de luz emitido pelas estrelas à medida que se afastam ou se aproximam).
Telescópios cada vez mais potentes permitiram mapear o universo, revelando a presença de vazios e aglomerados de galáxias. Os aglomerados não podem ser explicados apenas pela atração gravitacional entre a matéria luminosa. É preciso incluir nos cálculos a matéria escura. Mas como tais regiões se formaram e se mantêm estáveis? Inúmeros cientistas tentam obter uma resposta, através de cálculos teóricos e de simulações (em computador) sobre o efeito da atração gravitacional da matéria escura na época em que os aglomerados surgiram. Esses estudos indicam que, se existisse uma partícula com massa de poucos elétron-volts, seus efeitos gravitacionais poderiam explicar o processo -- e o neutrino encaixa-se perfeitamente nesse cenário, embora essa questão ainda tenha vários pontos em aberto.Cada ponto da fascinante história dos neutrinos, que se mistura com a história da física neste século, abre um leque enorme de implicações e detalhes. Muitos desses pontos continuam a ser pesquisados, e um deles -- a determinação da massa dos neutrinos -- talvez seja um dos problemas fundamentais da física atual. Os nomes aqui citados compõem, em sua maior parte, uma longa lista de prêmios Nobel de física. Pauli provavelmente sabia que estava ‘inventando’ uma partícula estranha, mas é difícil imaginar que soubesse quantas implicações ela traria. Sua ‘invenção’ ainda será uma grande caixa de surpresas. Se o neutrino tiver massa, os físicos terão que modificar a teoria mais aceita hoje sobre a interação entre as partículas elementares. Mas, tenha massa ou não, o neutrino ainda é um grande desconhecido.