Apostilas sobre os neutrinos.
A essa altura do campeonato, como dizem meus netos, vocês já devem conhecer bem os produtos da radioatividade: partículas alfa, partículas beta e raios gama. (Veja A radioatividade e o decaimento do núcleo.)
Nossa conversa começa com o chamado “decaimento beta”, processo no qual um núcleo radioativo cospe um elétron (a beta) e vira núcleo de outro elemento. Esse processo, como vimos antes, consiste no “decaimento” de um nêutron que resolve virar próton. Para isso, o nêutron emite uma carga negativa, a partícula beta. Do ponto de vista do balanço de massas e cargas, a reação pode ser escrita como:
1n0 –> 1p1 + 0e-1
Vemos claramente que a carga se conserva na reação: era nula antes e permanece nula depois, pois gera duas cargas opostas e iguais. E a energia? A energia também deve se conservar, isto é, deve ser a mesma no total, antes e depois da reação. Ora, como a reação parece envolver apenas dois objetos, o nêutron que vira próton e o elétron (a beta) que é ejetado, a energia dos elétrons que saem do núcleo deve ser sempre a mesma, com um valor que depende só das massas das partículas e da força envolvida na reação.
Pense no caso simples de duas bolas ligadas por uma mola comprimida. Quando a mola é solta, as bolas são lançadas em direções opostas. Se uma das bolas for muito mais leve que a outra, praticamente toda a energia que estava armazenada na mola é transferida para a bolinha leve que sai com velocidade e energia bem determinadas.
Em princípio, isso também deveria acontecer com o decaimento beta. Quando o nêutron decai em um próton, alguma força interna do núcleo joga o elétron para fora com grande velocidade. Espera-se, portanto, que todos os elétrons emitidos tenham, aproximadamente, a mesma energia.
Digamos que alguém coloque um detetor de elétrons na frente do material radioativo e fique contando os elétrons e medindo suas energias. Como todos os elétrons devem sair do núcleo com (aproximadamente) a mesma energia, essas medidas resultariam em um gráfico parecido com esse que é visto ao lado. Nele, N é o número de elétrons correspondentes a cada energia medida. Na deliciosa gíria dos físicos, esse gráfico é um “espectro” com um único “pico” bem determinado.
Era esse tipo de espectro que os físicos esperavam obter quando começaram a observar o decaimento beta.
Pois tiveram uma surpresa. Em vez de um “pico” bem definido, o espectro observado no decaimento beta mostrava uma distribuiçao contínua e espalhada, onde eram contados elétrons com todas as energias possíveis até um valor máximo que dependia só do núcleo radioativo estudado. Como todo mundo acreditava que o processo envolvia apenas duas partículas, o nêutron e a beta, ninguém conseguia entender esse resultado das experiências.
O grande dinamarquês Niels Bohr, meio no desespero, chegou a sugerir que a lei da conservação da energia talvez não valesse para o processo de decaimento beta, a não ser em média. Realmente, como veremos na próxima apostila, verificou-se que a energia média das betas coincide com a energia gasta pelo núcleo para emití-las. E veremos também como, após várias controvérsias, surgiu um palpite feliz de Wolfgang Pauli que resolveu o mistério do espectro de energia do decaimento beta.
O palpite de Pauli e o neutrino de Fermi.
Diante do enigma do inesperado espectro contínuo do decaimento beta, os físicos teóricos foram logo botando a culpa nos experimentais. Vai ver que essas amostras radioativas não são puras, diziam eles. Com vários tipos de núcleos radioativos não admira que saiam betas de muitas energias diferentes.
Para verificar se essa desculpa é verdadeira basta conseguir amostras muito puras. Nossos já conhecidos Ernest Rutherford e James Chadwick sabiam, como ninguém, produzir amostras radioativas de altíssima pureza. Chadwick e Hans Geiger, usando o contador de partículas inventado por este último e as amostras super purificadas de Rutherford, reproduziram a experiência e o resultado não foi outro: o espectro era realmente contínuo.
Na Alemanha, nossa também conhecida Lise Meitner, veio com uma nova tentativa de explicação. Tudo bem, disse ela, o elétron escapa do núcleo com uma energia única e bem definida, como exige a lei da conservação da energia. Mas, antes de sair da amostra, ele pode sofrer várias colisões com átomos do material e perder um pouco de sua energia inicial. Uns elétrons mais sortudos quase não colidem e perdem pouca energia. Outros, colidem bastante e perdem mais. No final, saem elétrons de várias energias, como mostra o espectro contínuo. Bela tentativa, só que errada.
O inglês Charles Ellis conheceu Chadwick quando ambos amargavam uma prisão alemã durante a Primeira Grande Guerra. No xadrês, tinham muito tempo para conversa fiada. Ellis queria continuar a carreira militar após a guerra, mas, ficou tão impressionado com o papo de Chadwick sobre física nuclear que virou pesquisador quando voltou para a Inglaterra. Lá, no laboratório de Chadwick, bolou uma forma de verificar se os elétrons, de fato, sofriam todas as colisões que Lise Meitner propunha como explicação para o espectro contínuo de energias. Se isso realmente acontece, toda vez que um elétron colidir, perdendo energia, essa energia vai aquecer um pouquinho a amostra. Basta então, pensou Ellis, medir esse aquecimento e verificar se corresponde à energia perdida pelos elétrons.
As medidas foram feitas e o resultado foi claro: o aquecimento não dava para explicar a perda de energia observada no espectro das betas.Lise Meitner, que não se rendia facilmente, repetiu a experiência do inglês em seu laboratório. Achou o mesmo resultado e teve de dar o braço a torcer. Como boa e honesta cientista, escreveu a Ellis: “Verificamos que seus resultados estão corretos. Você está absolutamente certo ao supor que a radiação beta é contínua. Só que não entendo esse resultado”. Nem ela nem ninguém, naquele ano de 1929.
A coisa estava nesse ponto, em 1930, quando o físico Wolfgang Pauli apareceu com uma sugestão que ele próprio classificou de “desesperada”. Em suas palavras: “o espectro contínuo das betas pode ser entendido se, além do elétron, for emitida uma partícula neutra de tal modo que a soma das energias do elétron e dessa partícula seja constante”. Na verdade, ele queria dizer que a energia total envolvida no processo seria constante, pois a energia perdida pelo elétron iria para essa tal partícula neutra. Pauli chegou até a sugerir que essa partícula fosse chamada de “nêutron”. Mas, como ele não publicou essa sugestão e como, dois anos depois disso, Chadwick descobriu o verdadeiro nêutron previsto por Rutherford, o nome tinha de ser trocado. Enrico Fermi resolveu, então, chamar essa partícula sugerida por Pauli de “neutrino”, que é “neutrinho” em italiano.
O início da década de 30, quando cheguei à Europa, foi o tempo do neutrino. Pauli anunciou que essa partícula deveria ter massa nula e spin igual ao spin do elétron. Anderson descobriu o anti-elétron, ou pósitron, previsto por Dirac. E Pierre Curie descobriu a radiação beta inversa, na qual um próton emite um pósitron e vira um nêutron. Para culminar, Fermi desenvolveu a teoria completa do decaimento beta, incluindo o neutrino. Segundo essa teoria, a reação correta que produz uma beta é a seguinte:
1n0 –> 1p1 + e-1 + ν0
Nessa reação, esse ν0 é o nosso querido neutrino (simbolizado pela letra grega n, chamada de “ni”) e com carga zero e massa zero, coitadinho.
Só faltava o principal: alguém detetar esse tal neutrino. Depois de uma enorme sucessão de tentativas frustradas, Pauli chegou a dizer, desanimado, que o neutrino nunca seria encontrado.
Mas foi, só que 26 anos depois de inventado. Em 1956, os americanos Frederick Reines e Clyde Cowan conseguiram detetar a escorregadia partícula. Na verdade, detetaram, inicialmente, o anti-neutrino, como contarei na próxima apostila.
A descoberta do neutrino.
Em 1934, Hans Bethe calculou a probabilidade de um neutrino interagir com outras partículas. Na gíria dos físicos, ele achou a “seção de choque” do neutrino. O número que obteve era tão ridiculamente pequeno que desanimou os experimentais. Um neutrino atravessa toda a Terra em uma fração de segundo como se fosse o vácuo. Na verdade, uma parede de aço precisaria ter uma espessura de bilhões de quilômetros para barrar completamente a passagem dos neutrinos. Não admira que tenha demorado 26 anos para alguém detetar, pela primeira vez, esses bichinhos anti-sociais. E olhe que o universo está cheio deles: em cada centímetro cúbico do espaço existem mais de 300 neutrinos.
O problema inicial era conseguir uma fonte intensa de neutrinos. Só os 300 que ocupam cada centímetro cúbico desse mundo é muito pouco. Essas fontes surgiram depois da Segunda Guerra: os reatores nucleares. Em 1952, os físicos americanos Frederick Reines e Clyde Cowan começaram a tentar detetar os neutrinos produzidos em um reator. O detetor que eles inventaram era um grande tanque contendo uma solução aquosa de cloreto de cádmio. Antineutrinos produzidos no reator entravam no tanque e, com muita sorte, um deles colidia com o próton de um átomo de hidrogênio da água. O próton, com a colisão, vira um nêutron e emite um pósitron, no processo beta inverso descoberto por Pierre Curie. O pósitron, mal acabando de ser criado, é aniquilado por um elétron. A energia liberada nessa aniquilação serve para criar feixes de luz (fótons) e um desses fótons pode ir na direção de um detetor apropriado. O nêutron anda um pouco pela solução até colidir com um átomo de cádmio e ser capturado em um processo que também gera fótons.
Um desses outros fótons também pode ser detetado, com um pequeno atraso. Portanto, cada par de fótons que chega no detetor com o atraso previsto pelos cálculos teóricos sinaliza a contagem de um antineutrino.
Em 1953, Reines e Cowan acharam os primeiros sinais claros e inconfundíveis da captação dos antineutrinos. A busca de mais de 25 anos acabara. Com esse sucesso, a pesquisa sobre neutrinos se intensificou e logo foram detetados até neutrinos vindos do Sol, como veremos mais adiante. E mais: descobriu-se que existiam três tipos diferentes de neutrinos. É o que veremos na próxima apostila.
Os neutrinos e o Modelo Padrão.
Depois da guerra, os físicos ganharam de presente grandes aceleradores e se danaram a descobrir novas partículas. Na década de 60, o número delas já era tão grande que os pesquisadores dessa área começaram a ser motivo de chacota do resto do pessoal científico. Teve início, então, a busca por um modelo unificador que explicasse a razão de tanta partícula e a função de cada uma delas. Depois de muito esforço dos teóricos, chegou-se, finalmente, a um modelo bem satisfatório, hoje chamado de Modelo Padrão, menina dos olhos dos físicos de partículas. Se você não escrever o nome em maiúsculas eles se ofendem.
Segundo esse bem sucedido Modelo Padrão, as partículas se agrupam em vários setores, cada setor abrigando partículas de características comuns. É um tipo de sistematização parecido com a Tabela Periódica do incrível russo Mendeleiev. Um desses grupos é formado de 6 partículas chamadas, conjuntamente, de léptons. Elas são: o elétron (e), nosso velho conhecido da televisão; o muon (μ), mais pesado que o elétron; e o tau (τ), ainda mais pesado que o muon. Esses três léptons são partículas eletricamente negativas.
E, para cada uma dessas partículas, existe um neutrino correspondente: o neutrino do elétron (νe), o neutrino do muon (νμ); e o neutrino do tau (ντ), em ordem de peso. Todos os seis léptons já foram detetados em aceleradores e o Modelo Padrão diz que só existem esses seis na natureza.
Depois que Reines e Cowan conseguiram detetar neutrinos pela primeira vez, a turma se animou. Logo surgiu a idéia de tentar detetar neutrinos vindos do Sol, os neutrinos solares. As reações nucleares que mantêm o Sol aceso, muito bem descritas por Hans Bethe, em 1938, são verdadeiras fábricas de neutrinos. (Ver: ORIGEM DOS ELEMENTOS.) Cada reação composta que “funde” quatro hidrogênios e forma um hélio produz dois pósitrons e dois neutrinos:
4 1H1 –> 4He2 + 2 e+1 + 2 νe
Para não perder o costume, verifique o balanço de cargas e massas dessa equação.
A cada segundo, cada centímetro quadrado da Terra recebe 40 bilhões de neutrinos solares, segundo a bela teoria de Hans Bethe. Nada mais natural, portanto, que iniciar um programa para detetar esses neutrinos. Como veremos na próxima apostila, esse esforço foi bem sucedido mas trouxe junto uma surpresa.
O enigma do déficit de neutrinos solares.
Na década de 60, o americano Raymond Davis Jr. resolveu enfrentar a dificílima tarefa de detetar os neutrinos solares. A idéia era a seguinte: um neutrino (tipo neutrino do elétron), se conseguir colidir com um núcleo de Cloro-37, transforma esse cloro em Argônio-37, arrancando uma beta. A reação é a seguinte:
37Cl17 + ν –> 37Ar18 + e-1
Como sempre, verifique o balanço da equação.
Davis usou um tanque com mais de 600 toneladas de um conhecido fluido de limpeza, o 
tetracloroetileno. Como o nome indica, esse composto tem muito cloro. O tanque foi colocado em uma mina de ouro, a 3000 metros de profundidade, para isolá-lo do assédio dos indesejáveis raios cósmicos. Antes de tudo, Davis fez as contas direitinho usando os números previstos pelo bem sucedido modelo solar e calculando a probabilidade de um neutrino solar colidir com um núcleo de cloro no seu tanque. Segundo esses cálculos, a cada mês, 20 neutrinos, em média, deveriam transformar átomos de cloro em átomos de argônio. Bastava, então, contar quantos átomos de argônio se formavam no tanque durante um certo tempo e comparar com a quantidade de colisões previstas de neutrinos solares com núcleos de cloro.
Fácil de dizer mas incrivelmente difícil de fazer. Imagine o trabalho para retirar e contar uns poucos átomos de argônio (que é um gás) sem perder nenhum. É tarefa para desanimar qualquer cristão normal. Pois não assustou o americano que manteve a experiência funcionando por vários anos, até 1994, quando finalmente deu o trabalho por encerrado. Durante esses anos, ele contou pouco mais de 2000 átomos de argônio produzidos em seu tanque. Cada um desses átomos marcava a deteção de um neutrino solar.
Palmas para o Davis. Só tinha um probleminha: pelas contas que ele fizera, deveria ter achado cerca de 7000 neutrinos, em vez de 2000. Ou o modelo solar estava errado, ou a experiência de Davis tinha algum defeito. Para sorte dele, no Japão o fisico Masatoshi Koshiba e sua equipe construiram um detetor de neutrinos com outro princípio de funcionamento e maior rapidez na obtenção de resultados. O tanque japonês continha simplesmente água com alto grau de pureza. Um neutrino que passe por essa água pode, muito raramente, reagir com um núcleo e liberar um elétron. Esse elétron (nossa amiga beta) sai com velocidade tão grande que pode até exceder a velocidade da luz na água. Quando isso acontece, o elétron provoca um flashe de luz que é captada por detetores de grande sensibilidade, as “fotomultiplicadoras”. O equipamento de Koshiba, chamado de Kamiokande, confirmou os resultados de Davis e sacramentou o inexplicado déficit de neutrinos solares.
A natureza tem seus caprichos. Os pobres físicos suam a camisa para contar os escorregadios neutrinos e, quando conseguem, descobrem que estão com outro problema nas mãos. Para onde foram cerca de 2/3 dos neutrinos solares previstos pela teoria?
Na próxima apostila contarei como foi explicado esse enigma. Antes, porém, vale a pena relatar um golpe de sorte que alegrou, e muito, os caçadores de neutrinos.
No dia 23 de Fevereiro de 1987, em um curto intervalo de poucos minutos, o Kamiokande acusou a chegada de uma grande quantidade de neutrinos. Para dizer a verdade, essa “grande quantidade” foi de apenas 12 neutrinos. Mas, para quem está acostumado a contar menos de um neutrino por dia, isso é uma tremenda tempestadade. Logo se descobriu que esses neutrinos vinham de uma supernova que explodira na galáxia vizinha, a 170.000 anos-luz da Terra. Três horas antes dessa “chuva” de neutrinos atingir o Kamiokande, a luz da supernova fora observada em um telescópio no Chile. Portanto, esses neutrinos, os primeiros neutrinos extra-galáticos a serem detetados, vieram com velocidade um pouquinho menor que a velocidade da luz. Boa pista, como veremos depois.
Por fim, resta dizer que no ano de 2002, os esforços de Davis e Koshiba foram recompensados. Cada um ganhou um merecido Prêmio Nobel de Física.
A tripla personalidade dos neutrinos.
Durante muitos anos os astrofísicos coçaram a cabeça sem entender a razão do déficit de neutrinos solares. Até que surgiu, em 1969, uma tentativa de explicação. Segundo ela, um neutrino que saía do Sol como neutrino do elétron poderia, durante a viagem até à Terra, se transformar em outro tipo de neutrino, do muon ou do tau. Essa mudança de personalidade de uma partícula já cheia de esquisitices foi denominada de “oscilação” do neutrino. Se isso realmente estivesse acontecendo a falta de neutrinos nos detetores de Davis e Koshiba estaria explicada pois esses detetores só conseguiam contar neutrinos do elétron.
Vários grupos internacionais foram formados para testar essa hipótese. Um deles, trabalhando no Canadá, usou um tanque com 1000 toneladas de água pesada (D2O) cercado, por todos os lados, de 10.000 fotomultiplicadoras. Esse detetor, praticamente, só conseguia contar neutrinos do elétron. Outra equipe foi montada no Japão em um experimento chamado de Super-Kamiokande, uma extensão do trabalho de Koshiba. Esse detetor consegue contar os três tipos de neutrinos, embora seja mais sensível aos neutrinos do elétron.
Portanto, se os neutrinos do elétron que vêm do Sol chegassem incólumes na Terra, os dois detetores deveriam contar o mesmo número de neutrinos. No entanto, se alguns deles mudassem de tipo na viagem, o Super-Kamiokande contaria um maior número de neutrinos que o detetor canadense. Pois foi exatamente isso o que se observou, fornecendo a primeira evidência confiável da oscilação dos neutrinos.
Outras experiências mais precisas, feitas recentemente no Super-Kamiokande, comprovaram de uma vez por todas a hipótese da oscilação dos neutrinos. Uma vantagem do Super-Kamiokande sobre outros detetores é poder informar a direção de onde estão vindo os neutrinos detetados.
O Super-Kamiokande deteta muito bem os chamados “neutrinos atmosféricos”. Esses neutrinos são neutrinos do muon gerados por raios cósmicos que se chocam com núcleos de oxigênio ou nitrogênio, ao penetrarem nas altas camadas da atmosfera. Como os neutrinos podem atravessar a Terra tranquilamente, o detetor acusa a chegada de neutrinos vindos da atmosfera logo acima do tanque e também outros que são gerados no outro lado da Terra, provavelmente na nossa atmosfera do Brasil. Pois a turma descobriu que cerca da metade desses neutrinos “brasileiros” se perde na viagem pelo centro da Terra até o detetor. Como não dá para culpar a Terra pelo sumiço desses neutrinos, a explicação que sobra é admitir que eles mudaram de personalidade durante a travessia, virando neutrinos do tau e o Super-Kamiokande é meio cego para neutrinos do tau. Já os neutrinos gerados na atmosfera do Japão chegam de tão perto do detetor que não têm tempo de oscilar.
Essa observação comprovou de vez a hipótese da oscilação dos neutrinos e justificou por completo o sumiço dos neutrinos solares. Com esses resultados, o modelo de funcionamento do Sol, que iniciou com os trabalhos de Bethe, passou a ter uma credibilidade espantosa. Através dele é possível estimar a temperatura no centro do Sol como sendo de 15,7 milhões de Kelvins, dentro de uma margem de erro menor que 1%! Melhor que todas as previsões eleitorais do Ibope. Parabéns aos astrofísicos.
Mas, como vive acontecendo no mundo dos físicos, essa oscilação explica um enigma mas gera outro. Pois o neutrino só pode oscilar se tiver massa diferente de zero. Como veremos na próxima apostila, essa novidade do encrenqueiro neutrino gerou uma nova crise que ainda está em curso.
O neutrino tem massa?
Para um físico que se preza não basta saber que um objeto tem massa. Ele também quer saber porque esse objeto tem massa. Hoje em dia surgiu a mania de dizer que as partículas “normais” (elétrons, prótons etc) têm massa porque interagem com outras partículas, essas sem massa, chamadas de “partículas de Higgs”. Quando o físico inglês Peter Higgs propôs a existência dessas partículas (ou “campos”, como alguns preferem), não imaginava até que ponto os teóricos iriam especular sobre sua idéia. Segundo os teóricos, o universo está literalmente preenchido por partículas de Higgs. Os aristotélicos, que foram ridicularizados por acharem que “a natureza odeia o vácuo”, adorariam esse modelo. Já eu prefiro dizer que são os físicos modernos que odeiam o vácuo. Até o início do século 20, eles acreditavam na existência de um “éter luminífero” preenchendo todo o espaço e servindo de suporte para as ondas de luz. Quando Einstein mostrou que esse “éter” era desnecessário (logo, inexistente), os físicos ficaram desapontados. Não demorou muito até preencherem de novo o vácuo com um mar de elétrons, o mar de Dirac. E agora resolveram preencher o vácuo ainda mais com essas partículas de Higgs.
Essa hipotéticas partículas de Higgs, que até hoje nunca foram detetadas, são (se existirem de fato) responsáveis pelas massas das outras partículas. Se as partículas de Higgs não existissem, dizem os teóricos, o elétron não teria a massa que tem e estaria o tempo todo viajando com a velocidade da luz. Com as partículas de Higgs preenchendo o espaço, o elétron está, a todo instante, interagindo com elas e, nesses cumprimentos, ganha inércia, outro nome para a massa. Já os fótons não estão nem aí para as partículas de Higgs. Logo, não têm massa e estão fadados a nunca pararem, sempre se deslocando com a velocidade da luz.
A mudança de cor da bolinha que representa o elétron, ao interagir com uma partícula de Higgs, ilustra outro fenômeno: a interação, além de gerar massa, modifica o spin do elétron. Qualquer dia desses escreverei uma apostila sobre esse tal “spin”, uma das mais esquisitas invenções da natureza. Spin, em inglês tem a ver com rotação, giração. Como a Terra ao girar em torno de seu próprio eixo. Costuma-se representar o spin de uma partícula com uma setinha na direção do eixo polar, por assim dizer. Se o spin de uma partícula aponta na mesma direção em que a partícula se movimenta, é chamado de “direito”. No caso contrário, é “esquerdo”. Quando uma partícula “direita” interage com uma Higgs, além de adquirir massa vira partícula “esquerda”.
Pois o neutrino é sempre uma partícula “esquerda”. Todas as evidências experimentais dizem isso. Se um neutrino “esquerdo” interagir com uma Higgs, porém, vira neutrino “direito”. Como nunca se viu um neutrino “direito”, a conclusão lógica era de que ele, como o fóton, não interage com as Higgs, logo não tem massa.
Mas, como vimos na apostila anterior, o pessoal do Super-Kamiokande, em 1998, anunciou que os neutrinos têm massa. O Modelo Padrão tremeu nas bases.
Como explicar agora a massa dos neutrinos? Se apelarmos novamente para a interação com as partículas de Higgs precisaremos justificar, de algum modo, a observada inexistência dos neutrinos “direitos”. Na próxima apostila veremos, para terminar essa história, como os físicos estão tentando sair dessa nova crise provocada pelo renitente neutrino.
NOTA DO EDITOR:
Esta apostila foi escrita bem antes da comprovação experimental da existência da partícula de Higgs.
A nova crise do neutrino.
Se um neutrino “esquerdo” interagir com as partículas de Higgs, além de adquirir massa vira neutrino “direito”. Como nunca se viu um neutrino “direito”, surgiu um novo enigma. A primeira tentativa de explicação desse dilema foi sugerir que os neutrinos “direitos”, por alguma razão desconhecida, seriam ainda mais furtivos que os “esquerdos” e, por causa disso, escapariam dos detetores. Os físicos não gostam dessa explicação. Acham que a simples troca de orientação dos spins não poderia causar um efeito tão drástico.
Uma tentativa de explicação, típica de teóricos de imaginação delirante, apela para outras dimensões além de nossas queridas e familiares três dimensões normais. Segundo esse pessoal, os neutrinos “direitos” teriam a propriedade de passar para outra dimensão, desaparecendo de vez do espaço tri-dimensional onde moramos. Desse modo, sairiam do alcance de nossos detetores. Com todo respeito a esses jovens e audaciosos teóricos, acho que eles assistiram Jornada nas Estrelas demais.
O número de “sugestões” para resolver o enigma da massa dos neutrinos é quase igual ao número de físicos teóricos. Uma das mais recentes diz que tanto o neutrino “esquerdo” quanto o “direito” têm massa porque interagem com as Higgs. Só que, por alguma razão ainda misteriosa, o neutrino “direito” tem uma massa muito maior que a massa do neutrino “esquerdo”. Aí a gente pergunta: como uma coisa “leve” pode virar outra coisa “pesada” sem violar a sagrada lei da conservação da energia? Lembre que massa e energia são a mesma coisa, segundo o velho Albert.
Pois bem, vocês podem até duvidar, mas os físicos que dão essa sugestão não se intimidam de dizer que a lei da conservação pode muito bem ser violada. Em seu favor, apelam para o famoso Princípio da Incerteza, apresentado em 1927 por Werner Heisenberg. Esse princípio, realmente, é um dos pilares da Mecânica Quântica.
Segundo Heisenberg, a energia E de uma partícula pode assumir qualquer valor dentro de uma “incerteza” E, mas só durante um intervalo de tempo t. Essas duas “incertezas” no tempo e na energia estão relacionadas pela expressão:
ΔE . Δt > h/2π
Esse h é a chamada “constante de Planck”, um número tão pequeno que faz com que o princípio da incerteza só seja relevante para coisas muito minúsculas e levezinhas como as partículas elementares. O fato é que, durante um tempo muito curto t, a energia da partícula pode ter qualquer valor ΔE acima ou abaixo de E, sem se incomodar com a conservação da energia.
Esse, então, seria o caso do neutrino “esquerdo” ao colidir com uma Higgs e virar neutrino “direito”. A massa do neutrino “direito” seria tão grande que ele só teria direito (perdoem o trocadilho) de existir durante o breve instante t permitido pelo princípio da incerteza. Seu tempo de vida é tão curto que ele não pode ser detetado. Isso explicaria as duas coisas: como o neutrino “normal” adquire massa e a ausência dos neutrinos “direitos” nas observações experimentais.
Ainda não existem evidências experimentais que permitam decidir quais dessas e outras especulações sobre a massa do neutrino está mais próxima da verdade. Pelo menos uma coisa é certa. Como os neutrinos parecem mesmo ter massa, e como são extremamente numerosos no universo, vão ajudar a explicar outro enigma cosmológico. Pelos cálculos dos cosmologistas, a massa total existente no Universo deveria ser umas 10 vezes maior do que aquela que eles vêem em seus instrumentos. Daí, eles especulam sobre a possível existência de uma certa “matéria escura”, que seria muito abundante mas invisível. Se o neutrino tem massa, boa parte dessa hipotética matéria escura poderia ser atribuída aos neutrinos. Vamos ter que esperar mais uns tempos para saber onde vai dar essa aventura cosmológica. Mas, tomara que não demore muito, pois, pelo menos para mim e para o neutrino “direito”, o tempo é escasso.
