![\"\"](\"https:\/\/sbfisica.org.br\/v1\/sbf\/wp-content\/uploads\/2015\/10\/destaque-29102015-2.gif\")
<\/p>\nO Boletim da SBF destaca nesta edi\u00e7\u00e3o, atrav\u00e9s de artigo do Prof. Pedro de Holanda, do Instituto de F\u00edsica Gleb Wataghin da Unicamp (Universidade Estadual de Campinas), a quem agradecemos, o tema do Pr\u00eamio Nobel em F\u00edsica de 2015.<\/p>\n
O Pr\u00eamio Nobel em F\u00edsica de 2015, concedido para os professores Takaaki Kajita e Arthut B. McDonald, destaca a descoberta da oscila\u00e7\u00e3o de neutrinos, que requer que neutrinos tenham massa n\u00e3o nula. Como no Modelo Padr\u00e3o de Part\u00edculas Elementares os neutrino n\u00e3o possuem massa e a preserva\u00e7\u00e3o do n\u00famero lept\u00f4nico \u00e9 uma simetria perfeita, os resultados dos experimentos conduzidos por Kajita e McDonald requerem uma modifica\u00e7\u00e3o no Modelo.<\/p>\n
O mecanismo de oscila\u00e7\u00e3o de neutrinos foi proposto em analogia com a oscila\u00e7\u00e3o de K\u00e1ons neutros, onde uma mistura de estados de intera\u00e7\u00e3o e estados de massa bem definida geram um fen\u00f4meno de oscila\u00e7\u00e3o na detec\u00e7\u00e3o dos estados de intera\u00e7\u00e3o. Algo an\u00e1logo foi proposto no setor de neutrinos. Os neutrinos que interagem com a mat\u00e9ria s\u00e3o produzidos e detectados juntamente com os l\u00e9ptons carregados correspondentes, o el\u00e9tron, m\u00faon e tau, e portanto s\u00e3o criados e detectados em um destes \u201csabores\u201d, neutrino eletr\u00f4nico, mu\u00f4nico e tau\u00f4nico. Mas se estes neutrinos s\u00e3o uma mistura de neutrinos com massa bem definida, uma oscila\u00e7\u00e3o no sabor do neutrino pode ser induzida durante sua evolu\u00e7\u00e3o.<\/p>\n
Tomando por simplicidade a exist\u00eancia de apenas dois sabores de neutrinos, a probabilidade com que esta transi\u00e7\u00e3o de um sabor a para um sabor b ocorre pode ser calculada como:<\/p>\n
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onde o par\u00e2metro q\u00a0 descreve a mistura entre os estados, m1,2 \u00e9 a massa dos neutrinos, E \u00e9 sua energia e L \u00e9 a dist\u00e2ncia percorrida pelo neutrino. Para testar este mecanismo \u00e9 necess\u00e1rio dispor de um fluxo de neutrinos com sabores definidos e observar uma mudan\u00e7a nestes sabores ap\u00f3s uma certa dist\u00e2ncia. O primeiro contexto onde a possibilidade de realizar este teste foi considerada envolveu neutrinos solares.<\/p>\n
Neutrinos Solares<\/p>\n
As primeiras propostas de que oscila\u00e7\u00f5es de sabor poderiam estar presentes na evolu\u00e7\u00e3o dos neutrinos produzidos no Sol surgiram praticamente em concomit\u00e2ncia com a primeira proposta experimental de detec\u00e7\u00e3o de tais neutrinos. Em 1968 a colabora\u00e7\u00e3o experimental chefiada por Raymond Davis publicava seus primeiros resultados para a medida do fluxo dos neutrinos solares, atrav\u00e9s de detec\u00e7\u00e3o de neutrinos eletr\u00f4nicos por decaimento beta inverso em \u00e1tomos de Cl. O experimento localizava-se na mina de Homestake, em Dakota do Sul, EUA. Uma vez que todos os neutrinos produzidos no Sol s\u00e3o eletr\u00f4nicos, e o canal de detec\u00e7\u00e3o deste experimento \u00e9 sens\u00edvel somente a este sabor, uma incompatibilidade entre previs\u00e3o e resultado experimental poderia indicar uma convers\u00e3o de sabor. No ano seguinte Gribov e Pontecorvo j\u00e1 analisavam estes resultados sob a \u00f3tica de oscila\u00e7\u00e3o de neutrinos, e embora muitos detalhes sobre como esta oscila\u00e7\u00e3o atua tenham sofrido modifica\u00e7\u00f5es, diversos efeitos desta oscila\u00e7\u00e3o j\u00e1 estavam presentes nesta primeira an\u00e1lise.<\/p>\n
Um ponto destacado por Gribov e Pontecorvo se refere ao comprimento de oscila\u00e7\u00e3o caracter\u00edstico da transi\u00e7\u00e3o de sabor. Caso este comprimento fosse menor que a regi\u00e3o de produ\u00e7\u00e3o de neutrinos, o termo oscilante presente na probabilidade de convers\u00e3o n\u00e3o seria detect\u00e1vel, uma vez que uma m\u00e9dia em diversos comprimentos de oscila\u00e7\u00e3o deveria ser contabilizada para o c\u00e1lculo da probabilidade final. De fato este \u00e9 o caso, e experimentos de detec\u00e7\u00e3o de neutrinos solares podem fornecer resultados apenas sobre uma supress\u00e3o global do fluxo de neutrinos eletr\u00f4nicos.<\/p>\n
Uma an\u00e1lise apressada pode concluir que experimentos de neutrinos solares n\u00e3o seriam sens\u00edveis \u00e0 massa dos neutrinos, uma vez que esta informa\u00e7\u00e3o est\u00e1 contida no termo de oscila\u00e7\u00e3o. Por\u00e9m Wolfenstein em 1978 e Mikheyev e Smirnov em 1985 descreveram como a intera\u00e7\u00e3o dos neutrinos com a mat\u00e9ria solar invertem esta conclus\u00e3o, mostrando que transi\u00e7\u00f5es ressonantes de sabor podem ser induzidas pela intera\u00e7\u00e3o da mat\u00e9ria com o neutrino, e a energia do neutrino onde esta resson\u00e2ncia ocorre depende de sua escala de massa. Portanto neutrinos solares podem, com experimentos cuidadosamente desenhados, testar o mecanismo de oscila\u00e7\u00e3o de sabor.<\/p>\n
Neutrinos Atmosf\u00e9ricos<\/p>\n
Uma outra fonte abundante de neutrinos consiste na intera\u00e7\u00e3o de raios c\u00f3smicos com a nossa atmosfera. Um dos principais constituintes desta radia\u00e7\u00e3o c\u00f3smica s\u00e3o pr\u00f3tons, que ao interagirem com \u00e1tomos no alto da nossa atmosfera produzem p\u00edons. A cadeia de decaimento do p\u00edon consiste inicialmente na produ\u00e7\u00e3o de um m\u00faon e um neutrino mu\u00f4nico. Em seguida o m\u00faon tamb\u00e9m decai, produzindo um el\u00e9tron e dois neutrinos, um neutrino eletr\u00f4nico e um mu\u00f4nico. O balan\u00e7o geral destas intera\u00e7\u00f5es em termos de fluxo de neutrinos \u00e9 a produ\u00e7\u00e3o de dois neutrinos mu\u00f4nicos para cada neutrino eletr\u00f4nico. Este fluxo de neutrinos, criado no topo da atmosfera, \u00e9 denominado de fluxo de neutrinos atmosf\u00e9ricos.<\/p>\n
No in\u00edcio da d\u00e9cada de 1990 foram desenvolvidos alguns experimentos dedicados a testar a estabilidade do pr\u00f3ton, que em teorias de grande unifica\u00e7\u00e3o poderiam decair. Por\u00e9m para se conseguir obter um sinal claro era necess\u00e1rio entender e subtrair todas as outras intera\u00e7\u00f5es que poderiam se confundir com um sinal de decaimento do pr\u00f3ton. Devido ao seu fluxo intenso, os neutrinos atmosf\u00e9ricos compunham um fundo importante de ru\u00eddo, e portanto detec\u00e7\u00f5es sistem\u00e1ticas come\u00e7aram a ser realizadas. J\u00e1 com os primeiros resultados se obteve uma indica\u00e7\u00e3o de que tais neutrinos n\u00e3o estavam sendo detectados na propor\u00e7\u00e3o esperada pelos c\u00e1lculos te\u00f3ricos.<\/p>\n
O experimento de Kamiokande se destacou como um destes experimentos pioneiros. Este experimento utiliza \u00e1gua ultra-pura como alvo, e detecta neutrinos atrav\u00e9s da radia\u00e7\u00e3o Cherenkov produzida pelos l\u00e9ptons associados. Por exemplo, um neutrino mu\u00f4nico ao interagir no detector cria um m\u00faon energ\u00e9tico, com uma velocidade de propaga\u00e7\u00e3o maior que a da luz naquele material. A frenagem deste m\u00faon produz um cone de radia\u00e7\u00e3o com uma frequ\u00eancia t\u00edpica e um \u00e2ngulo em rela\u00e7\u00e3o \u00e0 trajet\u00f3ria do m\u00faon bem definido, a radia\u00e7\u00e3o Cherenkov. Este cone de luz \u00e9 detectado por fotomultiplicadoras posicionadas na parede do detector, e tanto a energia do mu\u00f3n como sua trajet\u00f3ria podem ser reconstru\u00eddas. Quando \u00e9 o neutrino eletr\u00f4nico que \u00e9 detectado atrav\u00e9s da produ\u00e7\u00e3o de um el\u00e9tron, o cone de radia\u00e7\u00e3o Cherenkov \u00e9 menos definido devido \u00e0s m\u00faltiplas intera\u00e7\u00f5es do el\u00e9tron com o meio. \u00c9 poss\u00edvel portanto diferenciar o sabor do neutrino detectado.<\/p>\n
Logo com os primeiros resultados que indicavam uma incompatibilidade entre o modelo te\u00f3rico e o resultado experimental de detec\u00e7\u00e3o de neutrinos atmosf\u00e9ricos, o fen\u00f4meno de oscila\u00e7\u00e3o de sabor dos neutrinos foi invocado como poss\u00edvel explica\u00e7\u00e3o para tal discrep\u00e2ncia. Mas estas primeiras medidas eram sens\u00edveis \u00e0 por\u00e7\u00e3o de menor energia do espectro de neutrinos atmosf\u00e9ricos, tipicamente energias menores que 1 GeV. E para estas energias a correla\u00e7\u00e3o entre a dire\u00e7\u00e3o do neutrino e a dire\u00e7\u00e3o do l\u00e9pton \u00e9 baixa, e portanto mesmo que a dire\u00e7\u00e3o do l\u00e9pton seja bem reconstru\u00edda, n\u00e3o \u00e9 poss\u00edvel inferir a dire\u00e7\u00e3o de chegada do neutrino que gerou o sinal.\u00a0 Como um dos par\u00e2metros importantes na oscila\u00e7\u00e3o de sabor \u00e9 a dist\u00e2ncia de propaga\u00e7\u00e3o do neutrino, estes primeiros dados n\u00e3o foram suficientes para confirmar\u00a0 a exist\u00eancia deste fen\u00f4meno, pois n\u00e3o era poss\u00edvel estabelecer a dist\u00e2ncia viajada pelo neutrino, se aproximadamente 12 km quando gerado no topo da atmosfera logo acima do detector, ou 13.000 km se gerado no extremo oposto do planeta.<\/p>\n
O experimento de Super-Kamiokande foi proposto para ser sens\u00edvel a uma por\u00e7\u00e3o maior do espectro de energia dos neutrinos atmosf\u00e9ricos, extendendo a sensibilidade para valores maiores de energia do neutrino. Para neutrinos com energias maiores que 1 GeV, a correla\u00e7\u00e3o entre as dire\u00e7\u00f5es do neutrino e do l\u00e9pton produzido na intera\u00e7\u00e3o aumenta sensivelmente, e \u00e9 poss\u00edvel reconstruir com alguma precis\u00e3o a dire\u00e7\u00e3o de chegada do neutrino detectado, o que possibilitaria a verifica\u00e7\u00e3o da hip\u00f3tese da oscila\u00e7\u00e3o de sabores.<\/p>\n
Super-Kamiokande se baseia no mesmo princ\u00edpio de detec\u00e7\u00e3o de neutrinos utilizado em Kamiokande, sendo 20 vezes maior, o que possibilitou um aumento consider\u00e1vel no n\u00famero de eventos, uma maior distribui\u00e7\u00e3o destes eventos em energia, e uma melhor discrimina\u00e7\u00e3o do tipo de evento. A colabora\u00e7\u00e3o apresentou os resultados relativos a 535 dias de coleta de dados na \u201c18th International Conference on Neutrino Physics and Astrophysics\u201d, realizado em Takayama, Jap\u00e3o, pr\u00f3ximo \u00e0 mina de Kamioka. Para l\u00e9ptons com energia na regi\u00e3o de alguns GeV’s, os dados experimentais mostravam claramente que eventos associados a neutrinos eletr\u00f4nicos n\u00e3o dependiam do \u00e2ngulo reconstru\u00eddo da trajet\u00f3ria do el\u00e9tron, enquanto os eventos associados a neutrinos mu\u00f4nicos indicavam claramente que o fluxo daqueles originados logo acima do detector concordava com as previs\u00f5es te\u00f3ricas, enquanto aqueles que chegavam ao detector por baixo, tendo sido criados portanto na atmosfera do outro lado do planeta, apresentavam uma supress\u00e3o de 50% em rela\u00e7\u00e3o \u00e0 previs\u00e3o.<\/p>\n
A interpreta\u00e7\u00e3o de tais dados \u00e0 luz da oscila\u00e7\u00e3o de neutrinos indicava que neutrinos mu\u00f4nicos estavam desaparecendo do fluxo inicial de neutrinos, e como n\u00e3o havia um aumento correspondente no fluxo de neutrinos eletr\u00f4nicos, esta oscila\u00e7\u00e3o deveria ocorrer para um terceiro sabor de neutrino, os neutrinos do tau. Al\u00e9m disso p\u00f4de-se calcular com precis\u00e3o a escala de dist\u00e2ncia na qual esta convers\u00e3o come\u00e7a a ocorrer, o que permitiu inferir a escala de massa dos neutrinos, ou para ser mais preciso, uma diferen\u00e7a entre quadrados da massa de duas fam\u00edlias.<\/p>\n
De volta aos neutrinos solares<\/p>\n
O experimento de Super-Kamiokande tamb\u00e9m publicou dados referentes \u00e0 detec\u00e7\u00e3o de neutrinos solares. Por\u00e9m como j\u00e1 discutido, devido \u00e0s enormes dist\u00e2ncias viajadas pelo neutrino produzido no Sol, \u00e9 imposs\u00edvel medir qualquer padr\u00e3o de oscila\u00e7\u00e3o, e experimentos de detec\u00e7\u00e3o de neutrinos solares s\u00e3o sens\u00edveis apenas a m\u00e9dias na convers\u00e3o de sabor para v\u00e1rias oscila\u00e7\u00f5es. Al\u00e9m disso neutrinos provenientes do Sol n\u00e3o t\u00eam energia suficiente para serem detectados atrav\u00e9s das mesmas rea\u00e7\u00f5es utilizadas para se detectar neutrinos atmosf\u00e9ricos. A t\u00e9cnica utilizada consistiu no espalhamento el\u00e1stico dos neutrinos com el\u00e9trons, e a detec\u00e7\u00e3o da radia\u00e7\u00e3o Cherenkov produzida por tal el\u00e9tron. Este tipo de detec\u00e7\u00e3o \u00e9 sens\u00edvel principalmente a neutrinos eletr\u00f4nicos, por\u00e9m n\u00e3o distuingue o sabor do neutrino observado. Apesar de Super-Kamiokande indicar uma supress\u00e3o do fluxo destes neutrinos, em concord\u00e2ncia com os experimentos pr\u00e9vios de detec\u00e7\u00e3o de neutrinos solares, n\u00e3o forneceu elementos suficientes para estabelecer que o mecanismo de oscila\u00e7\u00e3o de sabor era o respons\u00e1vel pela supress\u00e3o do fluxo observado.<\/p>\n
O experimento SNO foi proposto para suprir estas lacunas. Neste experimento o alvo escolhido foi \u00e1gua pesada, formada por dois \u00e1tomos de deut\u00e9rio e um de oxig\u00eanio, D2O, o que permitiu se estudar dois novos canais de detec\u00e7\u00e3o al\u00e9m daquele utilizado por Super-Kamiokande. Um destes canais \u00e9 sens\u00edvel somente \u00e0 neutrinos do el\u00e9tron, onde o neutrino converte o n\u00eautron do n\u00facleo de deut\u00e9rio em pr\u00f3ton, e um el\u00e9tron \u00e9 produzido. No segundo novo canal de detec\u00e7\u00e3o, um neutrino ao interagir com o n\u00facleo do deut\u00e9rio quebra este n\u00facleo em seus constituintes, um pr\u00f3ton e um neutron, sem produ\u00e7\u00e3o de el\u00e9trons. Este canal \u00e9 igualmente sens\u00edvel a todos os sabores dos neutrinos.<\/p>\n
Atrav\u00e9s destes tr\u00eas canais de detec\u00e7\u00e3o funcionando simultaneamente SNO p\u00f4de pela primeira vez medir o fluxo total de neutrinos que vinham do Sol, independente de seu sabor, e a fra\u00e7\u00e3o deste fluxo total composta por neutrinos eletr\u00f4nicos. Os resultados foram conclusivos, o total de neutrinos chegando ao detector concordava com a previs\u00e3o te\u00f3rica calculada a partir dos modelos solares, por\u00e9m somente um ter\u00e7o deste fluxo comp\u00f5e-se de neutrinos eletr\u00f4nicos. Dois ter\u00e7os do fluxo, portanto, s\u00e3o compostos por neutrinos mu\u00f4nicos e tau\u00f4nicos. A oscila\u00e7\u00e3o de sabor de neutrinos estava estabelecida portanto tamb\u00e9m para neutrinos solares.<\/p>\n
Prosseguimento<\/p>\n
Depois destes dois marcos na f\u00edsica experimental de neutrinos, mais dados destes dois experimentos e de novas propostas experimentais confirmaram o panorama hoje tido como padr\u00e3o para a mistura entre neutrinos. As tr\u00eas fam\u00edlias de neutrinos possuem massas pequenas, e diferen\u00e7as de massa ao quadrado da ordem de
\n10-5\u00a0a 10-3\u00a0eV2. Dos tr\u00eas \u00e2ngulos de mistura que ligam as bases de intera\u00e7\u00e3o e de massa s\u00e3o grandes, e um \u00e9 pequeno. Mas como sempre na ci\u00eancia, a busca das propriedades fundamentais do neutrino n\u00e3o se encerrou com estes resultados, e ainda h\u00e1 muito o que se investigar sobre esta elusiva part\u00edcula!<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"
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