Neutrinos, a SN1987A e o Nobel 2015

O remanescente da SN1987A obtido pela Advanced Camera for Surveys do Hubble ST.

A 24–fev–1987 detetou-se a explosão de  supernova (SN) numa estrela de 20 M_sol, uma supergigante azul, na Grande Nuvem de Magalhães situada a 50 kpc. A luz demorou 163 mil anos a atingir a Terra mas, horas antes, os detectores de neutrinos Kamiokande II, Baksan e o de Irvine-Michigan-Brookhaven (IMB) mediram o fluxo proveniente da SN.

O remanescente da SN1987A na nebulosa da Tarântula, na GNM.

Da energia obtida pelo colapso gravítico do núcleo estelar (2,22⋅10⁴⁶ W), 99% é emitida sob a forma de neutrinos (ν) e, no 1º segundo, libertaram-se 10⁵⁸ ν’s. Chegaram à Terra 3,2⋅10¹⁴ ν⋅s^-1⋅m^-2, dos quais apenas 24 foram detetados: os primeiros exteriores à nossa galáxia!
Neutrinos. Em 1931 Wolfgang Pauli previu a existência duma partícula associada ao decaimento β (protão ↔ neutrão). Em 1934, Enrico Fermi ao estudar os decaimentos radiactivos designa essa partícula por neutrino, por não ter carga eléctrica e ter massa quase nula (no italiano: o pequenino neutro).

A evolução do Modelo Padrão e dos aceleradores de partículas, mostram que há 3 espécies de neutrinos associados às três gerações de quarks: 1) up e down → electrão (e^–) e neutrino ν_e- (medido em 1959);  2) charm e strange → muão (μ) e neutrino ν_μ (descoberto em 1962);  3) top e bottom → tau (τ) e neutrino ν_τ (descoberto em 1978, tem vida média de 0,3 ns). Os 6 quarks (com muita massa, hadrões) interagem com a força nuclear forte e os leptões de massa intermédia (e^–, μ e τ) interagem com a força nuclear fraca, cujo raio de ação é ≈ 10^-18 m, ou seja, 1 milésimo do raio do protão. As partículas com carga eléctrica também interagem pela força electromagnética, excepto os neutrinos! Esta sua particularidade cria uma interacção quase nula com as restantes partículas: atravessam a Terra ou o Sol sem “baterem” em nada.

Neutrinos no Sol. Numa SN as reacções importantes são, p + e^–→ n + ν_e- , além da  n+e⁺→p +ν_e- que leva à deteção dos anti-neutrinos ν_e-. Na fusão nuclear que ocorre no núcleo solar, a reacção principal é a p + p → d + ν_e-. John Bachall calculou que daí chegam à Terra 6⋅10⁶ ν_e-/s/cm² , porém só são detectados ≈1/3 deste valor. Este problema (dos neutrinos solares) ficou resolvido com a construção de detectores que interagem melhor com os neutrinos ν_μ e ν_τ: a junção do IMB + Kamiokande = Super-Kamiokande. Em 1998 reportaram que os neutrinos têm massa e que, enquanto se propagam, oscilam entre os 3 sabores; ν_e- ↔ ν_μ ↔ ν_τ . Tal é também o resultado do Sudbury Neutrino Observatory (SNO), que permite confirmar o valor teórico obtido por John Bachall.

Neutrinos e o Big Bang. A oscilação entre os três sabores implica que têm massa, ainda que minúscula: perto do electrão-Volt (eV). Um electrão tem uma massa equivalente a 511 mil eV. A sua baixa interacção levou-os a separarem-se da matéria do universo logo 1 segundo após o Big Bang. Daí têm evoluído independentemente: constituem um gás mais frio que o da Radiação Cósmica de Fundo (de fotões) e contribuem com ≈21% da massa-energia do Cosmos. No volume do corpo humano há cerca de 10 milhões destes neutrinos, relíquias do Big Bang.

O prémio Nobel da Física 2015. Foi atribuído a Takaaki Kajita e Arthur McDonald pelo trabalho seminal nas experiências que demonstraram as oscilações dos neutrinos entre os seus três sabores — electrão, muão e tau. Kajita liderou a equipa da análise de dados do Super-Kamiokande e McDonald era o Director do SNO.

Os detectores de neutrinos no Super-Kamiokande (a) e no Sudbury Neutrino Observatory (b)