O que são neutrinos?

Neutrinos são um tipo de partícula elementar – ou seja, eles são partículas subatômicas que não dão qualquer indicação de serem feitos de pedaços menores. Eles são semelhantes aos elétrons, exceto que os elétrons têm carga elétrica -1 (nas unidades que os físicos de partículas usam; em unidades do SI é -1.6×10-19 coulombs), enquanto que os neutrinos não têm carga elétrica. Neutrinos são também muito menos massivos que os elétrons – não mais de 4 milionésimos da massa do elétron (e o próprio elétron tem uma massa de apenas 1/1837 da massa de um átomo de hidrogênio).

No Modelo Padrão da física de partículas, a matéria é composta por dois tipos de partículas elementares: hádrons, que sentem a força forte que mantém os prótons juntos no núcleo, e quarks juntos no próton, e léptons, que não sentem a força forte. Neutrinos, como elétrons, são léptons. Eles são indicados pelo símbolo ν, que é a letra grega “nu” ou n (não é um V, embora possa ser difícil discernir em algumas fontes!).

Neutrinos não devem ser confundidos com nêutrons, um constituinte do núcleo atômico, ou com neutralinos, partículas hipotéticas que podem explicar o teor de matéria escura do Universo.

Como os neutrinos foram descobertos?

A existência de neutrinos foi suspeitada pela primeira vez como resultado das propriedades de um tipo de decaimento radioativo chamado decaimento beta, em que um elétron – ou sua antipartícula, um pósitron – é emitido. Verificou-se que o elétron não leva embora toda a energia que havia sido perdida pelo núcleo decadente. Em 1930, Wolfgang Pauli, um físico teórico austríaco, sugeriu que a energia faltante deveria ser explicada por uma partícula neutra não detectável também produzida no decaimento. Alguns anos mais tarde, o físico teórico ítalo-americano Enrico Fermi chamou um neutrino de partícula de Pauli, e o nome pegou.

Neutrinos interagem apenas muito fracamente com a matéria, e são, portanto, muito difíceis de detectar – na verdade, Pauli temia que nunca pudessem ser detectáveis. No entanto, o advento dos reatores nucleares após a Segunda Guerra Mundial forneceu uma fonte muito intensa de neutrinos para os físicos, e, em 1955, Fred Reines e Clyde Cowan conseguiram detectar neutrinos através do chamado decaimento beta inverso, onde um próton captura um antineutrino (em vez de emitir um neutrino): ν + p → n + e+. Reines e Cowan detectaram o pósitron quando ele se aniquilou com um elétron, e o nêutron quando foi capturado por um núcleo atômico. Este sinal duplo lhes permitiu dizer com certeza que eles estavam realmente vendo neutrinos e não os raios cósmicos ou alguma outra radiação de fundo.

Assim, 25 anos se passaram entre o primeiro palpite de que neutrinos deveriam existir e a primeira detecção experimental inequívoca. Essa é uma medida de quão difícil a física experimental realmente é!

De onde os neutrinos vêm?

Neutrinos são provavelmente a segunda partícula mais comum no Universo, depois dos fótons (dependendo exatamente o que é a matéria escura, eles podem ser os terceiros mais comuns, depois de fótons e partículas de matéria escura). Eles foram produzidos em grande número no período imediatamente após o Big Bang: cosmólogos calculam que deve haver mais de 300 neutrinos por centímetro cúbico em todos os lugares em todo o Universo vindos desta fonte (um centímetro cúbico é aproximadamente do tamanho de um cubo de açúcar). Estrelas também produzem um grande número de neutrinos: o Sol produz mais de 60 bilhões por centímetro quadrado por segundo a uma distância da Terra. Outros fenômenos astrofísicos, tais como supernovas (explosão de estrelas) e os raios cósmicos, também produzem neutrinos.

Na Terra, os neutrinos são produzidos naturalmente por alguns isótopos radioativos, como o carbono-14 (usado na datação por carbono de artefatos arqueológicos) e potássio-40, e também por raios cósmicos notáveis na atmosfera da Terra. Eles também podem ser produzidos artificialmente por reatores nucleares e por aceleradores de partículas. Os processos artificiais são muito semelhantes aos naturais: neutrinos de reatores chegam do decaimento beta radioativo, e os neutrinos do acelerador vêm exatamente do mesmo processo que os neutrinos de raios cósmicos, apenas em um ambiente mais controlado.

Felizmente, porque os neutrinos têm uma interação tão fraca, eles são completamente inofensivos: apesar de centenas de bilhões de neutrinos solares estarem passando através de você nesse exato momento (isso acontece até mesmo durante a noite – eles atravessam a Terra também, sem problemas), as chances de que um deles irá interagir com um átomo em seu corpo são realmente muito pequenas. Convencer um neutrino a interagir faz com que ganhar na loteria pareça ser uma aposta muito segura!

Como podemos detectar neutrinos?

Para que você detecte algo, tem que interagir com o detector. Você pode ver porque os fótons de luz são absorvidos pelas células bastonetes e cones da retina; o vidro é transparente porque os fótons de luz não são absorvidos pelo vidro (o Homem Invisível dos filmes seria cego: suas retinas são transparentes, então elas não absorvem fótons). Neutrinos interagem somente de forma muito fraca, por isso são muito difíceis de detectar: para estar razoavelmente seguro de ter uma interação típica do neutrino solar você teria que atravessa-lo numa parede de chumbo de pelo menos 1 ano-luz de espessura.

Felizmente as interações são aleatórias: você pode precisar de um ano-luz ou mais de chumbo para parar todos os seus neutrinos solares, mas alguns deles vão interagir nos primeiros centímetros (da mesma forma, é possível que você ganhe no primeiro bilhete de loteria que você compre em toda sua vida – apenas não é muito provável). Portanto, se você tem um detector grande o suficiente e um feixe de neutrinos suficientemente intenso, um número suficiente deles irá interagir para fazer a experiência valer a pena, apesar de que 99,99999999% deles vai passar em linha reta.

Neutrinos interagem de duas maneiras:

-eles podem simplesmente lançar para fora tudo o que eles atingirem (elétron ou núcleo atômico) – o neutrino continua a ser um neutrino, mas ele transfere força e energia para o objeto atingido;

-eles podem se converter em um lépton carregado (um elétron, múon ou tau, ou suas antipartículas, dependendo do tipo de neutrino). Isso exige que não só energia e momento, mas também a carga elétrica, sejam transferidos, uma vez que o neutrino é eletricamente neutro, mas o lépton em que ele se converte não é.

No primeiro caso, podemos detectar o objeto atingido, geralmente porque agora ele está se movendo, ocasionalmente, porque ele se quebrou. No segundo caso, normalmente detectamos o lépton carregado, mas às vezes detectamos a mudança na carga do objeto atingido. Há muitas maneiras de detectar uma partícula carregada em movimento: podemos rastreá-la, uma vez que ela ioniza o material através do qual atravessa, ou podemos detectar a luz que ela emite, se ela está viajando a uma velocidade > c / n, onde c é a velocidade da luz no vácuo, e n é o índice de refração do material (transparente), através do qual se move. Esta luz foi chamada de radiação de Cherenkov, após Pavel Cherenkov.

Aqui estão alguns exemplos de cada tipo de detecção:

Detecção de recuo do objeto atingido

Isto é usado para detectar neutrinos solares: um elétron é atingido pelo neutrino, recua e é detectado por sua radiação Cherenkov.
Exemplo: Super-Kamiokande.

Detecção por desmembramento do objeto atingido

Isso foi usado pelo experimento SNO. O objeto de colisão era um núcleo de deutério, o isótopo pesado e raro de hidrogênio, o qual contém um nêutron além do próton habitual. O núcleo de deutério se divide em seus prótons e nêutrons constituintes, e o nêutron é observado quando é capturado por um núcleo atômico (a energia que ele perde, uma vez que se liga ao núcleo, é emitida como um fóton de alta energia ou raios gama, que é então detectada).

Detecção da produção de lépton carregado

O lépton carregado detectado é normalmente um elétron, um múon, ou suas antipartículas: o tau é muito mais difícil de produzir, em primeiro lugar, porque é mais massivo, e muito mais difícil de detectar porque ele tem um tempo de vida muito curto. Um exemplo de uma experiência que acompanha a partícula carregada por sua ionização é o MINOS ou o T2K near detector ND280; um exemplo de um detector que detecta a partícula carregada perto da sua radiação de Cherenkov é o IceCube ou o T2K far detector Super-Kamiokande.

Detecção de mudança de carga no objeto atingido

Este tipo de experimento é capaz de detectar neutrinos com energia extremamente baixa. A ideia é que o neutrino interage com um núcleo atômico, e a alteração na carga altera o átomo em um átomo radioativo de um elemento diferente. Você, então, extrai quimicamente o elemento diferente, e conta o número de átomos que você fez, observando seus decaimentos radioativos. O método tem desvantagens severas – você não sabe de que direção o neutrino veio, que energia tinha, ou exatamente quando a interação ocorreu -, mas é a única maneira de detectar neutrinos com energias inferiores a 1 MeV (1.6×10-13J). Um exemplo desta técnica é o primeiro detector de todos os tempos para detectar neutrinos vindos do sol: o experimento Homestake criado por Ray Davis, onde o cloro-37 é convertido em argônio-37 radioativo.

Quantos tipos de neutrinos existem?

No Modelo Padrão da física de partículas, existem três tipos de lépton carregados: o elétron, o múon e o tau. Uma experiência feita em 1962 por Lederman, Schwartz e Steinberger mostrou que o neutrino produzido em associação com o múon não poderia se converter em um elétron, e medições de precisão da produção do bóson Z confirmou que havia três neutrinos de luz para combinar os três léptons carregados. Todos os léptons carregados têm antipartículas de carga oposta, e a incapacidade dos neutrinos de reatores (que deveriam ser de antineutrinos do tipo elétron) em converterem cloro para argônio – o que neutrinos solares, que são neutrinos do tipo elétron, podem fazer – sugere que os neutrinos e antineutrinos são diferentes, tanto que deveria haver seis tipos distintos de neutrinos.

O modelo atual da física do neutrino, no entanto, sugere que a diferença entre neutrinos e antineutrinos pode ser uma ilusão: eles podem interagir de forma diferente porque giram em direções opostas, não porque eles são fundamentalmente distintos. Isso reduziria o número novamente para três.

Por outro lado, alguns resultados experimentais atualmente inexplicáveis podem indicar a presença de neutrinos estéreis, que interagem apenas através da gravidade (uma força extremamente fraca na escala das partículas subatômicas) e, portanto, não podem ser diretamente observados por qualquer experimento. O júri ainda está aberto, mas é possível que um ou dois tipos de neutrinos estéreis pode vir a ser necessários para explicar os resultados experimentais, elevando o número total para quatro ou cinco. Neutrinos estéreis realmente seriam as partículas indetectáveis que preocupavam Pauli, embora seja possível que as medições cosmológicas, como as flutuações de temperatura na radiação cósmica de fundo, possam fornecer evidências indiretas.

O que é o Problema Do Neutrino Solar?

Quando Ray Davis começou a detecção de neutrinos solares com seu experimento Homestake, um tanque de fluido de limpeza (C2Cl4) em que neutrinos podiam converter átomos ocasionais de cloro em argônio, viu apenas 1/3 do número que ele esperava. O número esperado era baseado no Modelo Solar Padrão (SSM) calculado por John Bahcall e colegas de trabalho; o SSM descreve todas as outras características do Sol que conhecemos, inclusive as importantes, como a quantidade de energia que emite, então não havia nenhuma razão óbvia por que ele obteve um número de neutrinos tão errado – especialmente sendo os neutrinos um subproduto essencial de reações de geração de energia do Sol.

Enquanto era apenas um único experimento que observava os neutrinos solares, a possibilidade era que o problema poderia ser com o experimento: talvez o método de extração e contagem de átomos de argônio de Davis era muito menos eficiente do que ele acreditava. No entanto, nos anos 1980 e 1990 outras experiências, chamadas Kamiokande (antecessor do Super-Kamiokande), GALLEX/GNO e SAGE, também viram menos neutrinos solares do que o esperado. Estas experiências utilizaram técnicas diferentes e foram sensíveis a neutrinos de diferentes energias, tornando insustentável a ideia de que era tudo culpa de experimentos incompetentes. Este, então, era o Problema do Neutrino Solar: por que todas essas experiências veem menos neutrinos do que o esperado?

O Problema do Neutrino Solar não é mais um problema. Todos os experimentos acima podiam ver apenas neutrinos tipo elétron. O experimento SNO, que utilizou água pesada, D2O, em vez de água comum, podia ver outros tipos de neutrino também. Em 2002, o SNO produziu um trabalho mostrando que o número total de neutrinos de todos os tipos era consistente com a SSM: era exatamente isso, embora todos tenham sido produzidos como neutrinos do tipo elétron, no momento em que chegaram à Terra alguns deles tinham se transformado em algum outro tipo (o SNO não poderia dizer se o “outro tipo” era do tipo múon, do tipo tau ou uma mistura). Portanto, o Problema do Neutrino Solar está agora resolvido, e a resolução são as oscilações dos neutrinos.

Neutrinos têm massa?

Pauli pensava inicialmente que os neutrinos poderiam ter uma massa pequena, mas as experiências posteriores falharam em encontrar uma, e na década de 1960 foi geralmente assumido que os neutrinos tinham exatamente massa zero. A formulação original do Modelo Padrão da física de partículas assume explicitamente que os neutrinos não têm massa. No entanto, a resolução do Problema do Neutrino Solar – a transformação do neutrino do tipo em neutrinos de algum outro tipo – só funciona se neutrinos possuírem massa diferente de zero: neutrinos sem massa não podem mudar de identidade desta forma. Portanto, por causa dos neutrinos solares e um efeito similar chamado de anomalia de neutrino atmosférico – um déficit de neutrinos do tipo múon produzido pelos raios cósmicos na atmosfera da Terra – nós sabemos que os neutrinos devem ter massa. No entanto, não sabemos realmente quais são as suas massas.

Oscilações de neutrinos são apenas sensíveis às diferenças nas massas dos neutrinos (mais especificamente, as diferenças nos quadrados das massas). Eles não podem nos dizer a massa absoluta de qualquer tipo de neutrino. Para fazer isso, temos de olhar para decaimento beta radioativo, em que um átomo instável decai e emite um elétron e um antineutrino (ou um pósitron e um neutrino, dependendo do isótopo). O elétron e o neutrino compartilham a energia liberada pelo decaimento. Se o neutrino tem uma massa pequena, Einstein nos diz que a energia mínima possível que ele pode ter é a sua massa-energia, E = mνc2. Se ele tem massa zero, poderia em muitas raras ocasiões não levar nenhuma energia. Portanto, se olharmos para a distribuição de energias de elétrons muito próximos ao valor máximo, devemos ver uma ligeira mudança na forma esperada se o neutrino tiver massa.

Esta experiência normalmente é feita usando o isótopo pesado de hidrogênio instável conhecido como trítio, que tem dois nêutrons em adição ao seu próton. O trítio decai para o hélio-3 com uma meia-vida de 12,3 anos, e a diferença na massa entre o hélio-3 e trítio é bastante pequena, o que faz com que a pequena distorção provocada por um neutrino de massa diferente de zero seja ligeiramente mais fácil de ver. Ainda é um experimento muito difícil, e o melhor que temos sido capazes de fazer até agora é provar que o neutrino emitido no decaimento beta não pode ter uma massa maior que 2 eV (4 milionésimos de a massa do elétron). Um novo experimento de decaimento beta do trítio em construção na Alemanha, KATRIN, espera reduzir este número por um fator de 10.

Se o neutrino é de fato idêntico a sua antipartícula, como a maioria dos teóricos acredita, uma maior sensibilidade pode ser conseguida usando um tipo muito raro de decaimento radioativo conhecido como decaimento beta duplo. Neste processo, como o próprio nome sugere, o isótopo emite não só um elétron, mas dois, decaindo não para o seu vizinho mais próximo na Tabela Periódica, mas para o seu vizinho seguinte. Este é um processo extraordinariamente improvável, e as meias-vidas de isótopos que se decompõem desta forma são cerca de um bilhão de vezes maior do que a idade do Universo: para todos os efeitos do cotidiano eles são completamente estáveis, e é preciso uma experiência muito sensível para vê-los decaírem (funciona da mesma forma que a detecção de neutrinos: embora, em média, os átomos vivam por um bilhão de vezes a idade do universo, há uma pequena chance de que um decairá amanhã: se você tiver um detector grande o suficiente, e monitorá-lo com cuidado o suficiente, você vai ver alguns decaimentos).

O isótopo pode emitir dois antineutrinos junto com os dois elétrons – isso é um processo de decaimento perfeitamente normal e permitido (mesmo sendo extremamente raro), e tem sido medido. No entanto, se o neutrino e o antineutrino são realmente diferentes aspectos de uma mesma partícula, o neutrino produzido em associação com um elétron pode ser absorvido, uma vez em um milhão, na produção de outro (ele tem que ser um antineutrino na emissão e um neutrino na absorção, porque isso só funciona se as duas partículas realmente não forem diferentes). Este é o decaimento beta duplo sem neutrinos, e a taxa (minúscula) em que ocorre depende da massa do neutrino. Observar esses decaimentos permite aos pesquisadores medir neutrinos com massas de 0,1 eV ou menos – cerca de um fator de 20 abaixo do limite atual. Até o momento, não há nenhuma detecção convincente (um grupo afirma ter visto um sinal correspondente a um neutrino com uma massa de cerca de 0,4 eV, mas isso geralmente não é aceito pela comunidade – o que não significa necessariamente que ele está errado, isso significa apenas que a evidência não é convincente o suficiente), mas uma meia-dúzia de novos experimentos estão atualmente em construção ou em recolha de dados, de modo que essa situação pode mudar em poucos anos.

O que são as oscilações do neutrino?

Sabemos que existem três tipos de neutrinos, um para cada um dos três léptons carregados. No entanto, só medimos o tipo, ou sabor, de um neutrino, quando o vemos interagir, seja em associação com um lépton carregado, por exemplo, 14C → 14N + e– + νe, ou se convertendo em um lépton carregado, por exemplo, νμ + n → p + μ–. Quando estão apenas viajando juntos sem fazer nada, não temos evidência direta de seu tipo. Temos, no entanto, em princípio, conhecimento de como sua massa é: uma partícula livre obedece a relação E2 = p2c2 + m2c4 de Einstein, e, portanto, tem uma massa bem definida. Há neutrinos com três massas diferentes, assim como há neutrinos com três sabores diferentes.

Oscilações de neutrinos acontecem se a divisão dos neutrinos em diferentes sabores não se alinha com a sua divisão de massas. Na mecânica quântica, isso é perfeitamente possível: considere o infame gato de Schrödinger, que está 50% vivo e 50% morto até que você abra a caixa. Nós produzimos os neutrinos em algum estado de sabor definido (que é uma mistura de estados de massa), mas como eles viajam da produção para detecção, os três estados da massa ficam desalinhados, então, quando os detectamos eles já não estão perfeitamente alinhados no estado de sabor original.

Óculos de sol polarizados oferecem uma analogia para isso. A luz é uma onda transversal: as ondas elétricas e magnéticas sacodem em ângulo reto com a direção do movimento, como as ondas na água ou as ondas numa corda. Na luz normal, as ondas estão em todos os tipos de ângulos aleatórios, mas você pode descrever isso como uma soma de duas componentes, horizontal e vertical (assim como você pode descrever qualquer quadrado em um tabuleiro de xadrez por dois números, linha e coluna). É por isso que óculos polarizados cortam o brilho tão bem: a luz solar direta é quase uma mistura 50:50 dos dois estados de polarização, mas a luz refletida de uma superfície horizontal é mais polarizada horizontalmente. Portanto, se seus óculos de sol pegar luz polarizada verticalmente, eles vão cortar a intensidade da luz solar pela metade, mas a intensidade de luz refletida é cortada por muito mais do que a metade.

Se você pegar dois pares de óculos polarizados, e alinhá-los a 90 ° um do outro, você está cortando as duas polarizações. Como toda a luz pode ser decomposta em componentes horizontal e vertical, você corta toda a luz: as duas lentes cruzadas devem ser praticamente pretas.

Agora pegue um terceiro par de óculos de sol, e os insira entre os outros dois com um ângulo de 45 ° ou menos. Você verá que, surpreendentemente, a área onde todas as três lentes se cruzam é muito mais transparente do que era quando havia apenas duas lentes lá! Colocar algo que bloqueia metade da luz, de repente, deixa mais luz atravessar – o que aconteceu?

A resposta é que a luz polarizada verticalmente pode ser descrita como uma mistura 50:50 de duas polarizações de 45° dispostas em forma de X. Por outro lado, luz polarizada a 45° é uma mistura 50:50 de polarizações horizontais e verticais. Portanto, seus óculos inclinados pegam a luz polarizada verticalmente a partir do primeiro par de óculos de sol e escolhe apenas a polarização de 45° (e não a polarização de 135°). Mas isso agora é uma mistura de horizontal e vertical – assim o terceiro par de óculos pode escolher um componente horizontal que não estava lá na polarização vertical pura após o primeiro par de óculos. A intensidade é cortada um pouco, é claro – se você observar, você vai ver que estamos reduzidos a um oitavo do nível de luz original – mas é muito mais do que zero.

Na oscilação dos neutrinos, a distância entre a produção e a detecção atua um pouco como o terceiro polarizador: dividindo os neutrinos de acordo com a massa e não com o sabor, regenera um estado de mistura de sabores num estado de sabor puro produzido na interação original. A analogia não é perfeita: a força dos efeitos varia com a distância num formato sinusoidal (imagine girar o terceiro polarizador gradualmente a 360°), e você pode obter a conversão de mais de 50% entre os sabores. Mas apresenta a ideia geral.

Como as oscilações dos neutrinos são medidas?

Experimentos de desaparecimento

Você começa com um fluxo conhecido de neutrinos, e conta quantos você observa a uma certa distância da fonte. O sinal de oscilação é a redução do número observado em relação ao que seria de esperar. O Problema do Neutrino Solar é uma experiência de desaparecimento.

Experimentos de aparição

Você começa com um feixe puro de neutrinos de algum tipo X, e você tenta detectar neutrinos de tipo Y. O sinal de oscilação é a detecção bem sucedida do tipo Y. O T2K é um experimento de aparição.

Ambos os experimentos podem produzir resultados enganosos em algumas circunstâncias. Experimentos de desaparecimento podem dar um falso positivo se o fluxo de neutrinos é menor do que você acredita, ou se a eficiência do seu detector não é tão boa quanto você pensa que seja. Experimentos de aparição podem ser enganados se o feixe não for realmente 100% do tipo X, mas que já contenha uma pequena quantidade do tipo Y, ou se a experiência não tem exatamente 100% de precisão em distinguir X de Y. Por isso, é bom ter um detector próximo, perto de sua fonte, e um detector distante, perto da distância escolhida. O detector próximo ao feixe faz uma medição antes que os neutrinos tenham a oportunidade de sair da etapa, então ele diz como o fluxo original está e quantos neutrinos do tipo Y existem em seu suposto feixe do tipo X. Você, então, compara os resultados dos detectores próximos e distantes para extrair a mudança no fluxo ou o excesso de tipo Y, que é o sinal de oscilação. Você também precisa entender o seu detector extremamente bem, a fim de minimizar a chance de que as ineficiências ou erros de identificação estejam afetando o seu sinal.

O que é violação de CP?

Nós já sabemos que existem três tipos de neutrinos: o elétron, o múon e o tau. A partir dos experimentos de oscilações de neutrinos sabemos agora que existem três estados de massa dos netrinos, que – com incaracterística falta de capricho, para os físicos – nós simplesmente chamamos de 1, 2 e 3. De acordo com as regras básicas da mecânica quântica, cada estado de sabor pode ser considerado como uma mistura de todos os três estados de massa, e vice-versa. Portanto, em princípio, três tipos independentes de oscilação, ou mistura, entre os estados de massa são possíveis: 1 com 2, 2 com 3, e 3 com 1 (como mencionado antes, alguns físicos pensam que também possa haver um quarto sabor “estéril”de neutrinos, que não pode participar de oscilações – mas ele não entra nesta discussão). Cada variedade de oscilação tem duas quantidades associadas: a diferença de massa entre os dois estados envolvidos e o que chamado de ângulo de mistura θ (theta). Este último é apenas uma maneira conveniente de garantir que todas as probabilidades da mecânica quântica sejam adicionadas até 100% corretamente. Este requisito de “unitariedade” é automaticamente satisfeito se aproveitarmos a regra de trigonometria, sin2 θ + cos2 θ = 1 para qualquer ângulo θ. Não existe um “ângulo” físico envolvido em oscilações de neutrinos: θ é apenas um parâmetro que nos permite descrever a quantidade de mistura, garantindo que a unitariedade seja preservada. Se sin2 θ ou cos2 θ ~ 0, um estado de massa domina, se sin2 θ ~ cos2 θ, os dois estados de massa são quase igualmente representados na soma (“mistura máxima”).

Sabemos que os ângulos de mistura θ12 e θ23 são grandes, isto é, a mistura é quase máxima para esses pares de estados de massa. No entanto, até recentemente, as melhores medições do ângulo de mistura θ13 eram consistentes com zero – apenas um limite acima no seu valor pode ser determinado. O primeiro objetivo principal do T2K é determinar se θ13 na verdade não seja zero. A conseqüência fundamental de ter todos os três ângulos diferentes de zero é que isso permite violação CP no sistema de neutrinos, por meio de uma quantidade conhecida como δ (delta). Então o que é violação CP, e por que é importante?

Os símbolos C e P representam cada um uma operação matemática para ser levada a cabo na descrição de um processo físico. C, conjugação de carga, é a substituição de todas as partículas na interação por suas antipartículas: o nome refere-se ao fato de que na maioria dos casos o sinal mais evidente desta substituição é a reversão da carga – por exemplo, antielétrons (pósitrons) tem carga positiva, e antiprótons têm carga negativa (neutrinos são neutros, mas neutrinos e antineutrinos se distinguem pela sua configuração helicoidal, isto é, a direção da sua rotação). P, paridade, descreve espelhos de reflexão: as coordenadas (x, y, z) de todas as partículas na interação são invertidos para (-x, -y, -z), e as direções dos movimentos são invertidas também. Na teoria quântica, C e P, separadamente, são representado por um operador matemático que realiza essas trocas.

C (ou P) dizem serem conservados se as interações depois das aplicações de C (ou P) parecerem fisicamente válidas e corretas. Em nosso mundo, nós não temos que trocar partículas e antipartículas na maioria das vezes, mas a conservação de paridade parece ser um fato da natureza: se eu lhe mostrar um filme de um jogo de futebol, um jogo de sinuca, ou um concurso de arco e flecha, desde que haja slogans publicitários visíveis, você não seria capaz de dizer se o filme foi invertido da esquerda para a direita – o comportamento das bolas ou setas parece perfeitamente natural. E até a década de 1950 foi, de fato, assumido que a conservação da paridade seria uma lei da natureza. No entanto, foi então apontado por Chen Ning Yan e Tsung-Dao Lee que a paridade não pode ser conservada em interações fracas, que não são tão visíveis na vida cotidiana. Esta sugestão foi testada em 1956 por uma equipe liderada por Chien-Shiung Wu, e descobriu-se correta – a paridade não é conservada nas interações fracas. Na verdade, é maximamente violada: a interação fraca é sensível para partículas canhotas e antipartículas destras, e não para os seus primos com a paridade invertida, partículas destras e antipartículas canhotas (lateralidade em partículas refere-se à direção de rotação: “destra” significa que o sentido de rotação está alinhado com a direção do movimento, como na figura).

Configuração helicoidal. Partículas como o neutrino tem uma propriedade chamada spin, que é uma versão da mecânica quântica do que entendemos normalmente por giro ou rotação. O spin de uma partícula como um neutrino ou um elétron pode ser destro, como a imagem acima, ou canhoto, como na imagem abaixo. A interação fraca seleciona partículas canhotas e antipartículas destras. Observe que um observador que estivesse se movendo mais rápido do que a partícula iria vê-la.

Configuração helicoidal. Partículas como o neutrino tem uma propriedade chamada spin, que é uma versão da mecânica quântica do que entendemos normalmente por giro ou rotação. O spin de uma partícula como um neutrino ou um elétron pode ser destro, como a imagem acima, ou canhoto, como na imagem abaixo. A interação fraca seleciona partículas canhotas e antipartículas destras. Observe que um observador que estivesse se movendo mais rápido do que a partícula iria vê-la.
As mesmas interações fracas que violam P também violam C: antipartículas não se comportam da mesma maneira que as partículas (se nós somente mudarmos a identidade da partícula, um neutrino canhoto se tornaria um antineutrino canhoto, o que não se sentiria a interação fraca e por isso não iria se comportar como um “verdadeiro” antineutrino destro). No entanto, a combinação CP (mudança de partícula para antipartículas, e coordenadas de reflexão espelhadas) funciona muito melhor, e por um tempo se acreditou que a conservação CP fosse uma verdadeira lei da natureza.

No entanto, em 1964, James Cronin e Val Fitch mostraram que em algumas circunstâncias, a interação fraca também pode violar a simetria CP combinados. Este é um efeito muito mais fraco do que a violação de C e P separadamente: ela ocorre apenas em determinadas interações (Cronin e Fitch estavam olhando para kaons neutros, o efeito já foi observado em mésons B também), e inclusive lá somente no nível de 1%.

Violação CP é extremamente importante porque representa uma verdadeira diferença entre partículas e antipartículas. Um dos mistérios não resolvidos da cosmologia é que o nosso Universo parece ser feito einteiro de matéria, e não de uma mistura 50:50 de matéria e antimatéria, embora quando criamos partículas em laboratório elas sempre venham em pares partícula-antipartícula. As interações que violam CP são uma das três condições essenciais para a gerar um Universo só com matéria que foram propostas em 1967 por Andrei Sakharov (as outras duas são violações de conservação de número bariônico, que é obviamente necessário para gerar um entrelaçamento de números bariônicos diferentes de zero a partir do estado de simetria original, B = 0, e a partida de um equilíbrio térmico, que é necessária para garantir que na fabricação de bárions os processos voltados para o andamento não sejam balanceados pelos processos inversos, de destruição de bárions.

Do ponto de vista de um físico de neutrinos, a coisa mais interessante sobre violação CP em kaons e B-mésons é que parece ocorrer em um nível baixo demais para dar a quantidade de assimetria que observamos em nosso Universo com somente matéria. É por isso que a observação dos ângulos de mistura diferentes de zero, e, portanto, a possibilidade de violação CP em neutrinos, é tão importante: só ela pode ser a chave para um dos grandes mistérios não resolvidos do cosmos.

O que é δ?

O símbolo δ é usado na matemática das oscilações de neutrinos para descrever a parte da oscilação que é violada no CP: ele provoca uma alteração do sinal entre neutrinos e antineutrinos, e, por conseguinte, faz com que eles se comportem de maneira diferente nas oscilações. A violação CP observável exige a existência de três tipos distintos de oscilação, com três ângulos de mistura distintos e diferentes de zero. É por isso que a observação de um valor diferente de zero para o terceiro ângulo de mistura θ13 é uma descoberta tão importante.