Das descobertas às estrelas de nêutrons

Como disse no post antigo (para ver clique aqui ), o século 20 vai se revelar muito rico. Depois da descoberta do elétron, alguns anos mais tarde, Ernest Rutherford (1871-1937), com a ajuda de Ernst Marsden e Gans Geiger, buscando compreender a constituição da matéria, bombardearam folhas de ouro com partículas alpha (núcleo de Hélio) originadas de um fonte rediotativa. O resultado desse experimento supreendeu Rutherford, pois algumas partículas alpha sofreram forte repulsão ao colidirem com a folha de ouro. Esse resultado não podia ser explicado pelo modelo de Thompson, por isso Rutherford propõe seu próprio modelo, no qual o átomo é composto por um caroço maciço de carga positiva, responsável pela repulsão das partículas alpha, com elétrons orbitando essa distribuição positiva de carga, que recebeu o nome de núcleo atômico, composto por prótons e resposável por 99,99% da massa do átomo.

A viagem ao centro do átomo não parava. Em 1932, a partir do prisma de James Chadwick (1891-1974), a visão do átomo ganha mais uma partícula, o nêutron. Essa nova partícula passa a dividir o espaço no núcleo atômico com os prótons. Entretanto, surge ainda uma nova partícula, o neutrino ( Wolfgang Pauli e Enrico Fermi – 1930), que apareceu da discussão do decaimento beta. Além disso, a anti-matéria também permeava a cabeça dos físicos, posto que em 1928, o inglês Paul Dirac (1902-1984), obtém de suas equações a existência de anti-elétrons, partículas com mesma massa e carga oposta a do seu anti-irmão elétron, batizado de pósitron. Quatro anos depois, o pósitron é detectado por Carl Anderson (1905-1991).

A partir dessas discussões, a existência do átomo e do núcleo atômico estava bem estabelecida. Entretanto, uma pergunta ainda tirava o sono dos físicos: como o núcleo poderia ser coeso e estável, se o nêutron não percebe a interação eletromagnética e o prótons sofrem repulsão elétrica? A existência de uma força atrativa e intensa parecia o caminho para resolver a questão. Sendo assim, em 1935 o japonês Hideki Yukawa (1907-1981) postula a existência de uma partícula chamada méson (o mesmo tipo de partícula observada nos consfins do universo, como descrito pela nossa colega de blog Camila. Clique aqui), a qual intemediaria um força de atração entre os prótons e os nêutrons. Assim como o neutrino, o mistério da estabilidade do núcleo dependia da comprovação experimental do méson, que teria uma carga intermediária entre a massa do elétron e do prótron. A Física esperou mais de uma década por essa comprovoção, que veio em 1947, com a Física de raios cósmicos. Não demorou muito para os mésons de Yukawa aparecerem no acelerador de partículas da Universidade da Califórnia, em Berkeley, com a participação ativa do físico brasileiro César Lattes (1924-2005). A possibilidade de criar partículas em laboratórios abriu um nova era na Física de partículas: a era dos grandes aceleradores. Depois dos mésons vieram as “partículas estranhas”, que viviam mais tempo do que eram previstas, vindo a ser anos mais tarde os mésons K. Muitas outras partículas até então desconhecidas passaram a fazer parte deste cenário inovador e inesperado da física de partículas.

A partir da necessidade de organizar e explicar as propriedades dessas novas partículas Murray Gell-Mann e George Zweig sugerem em 1964 a existência dos quarks. De acordo com esse modelo, partículas contendo quarks são denominadas de hádrons, os quais se dividem em duas grupos: os mésons e os bárions. Os mésons seriam compostos de um quark e um anti-quark (q, anti-q), já nos bárions estariam presentes três quarks (qqq). Inicialmente seriam três tipos de quarks (ou sabores) que compunha a matéria até então conhecida: o quark up (u), o down (d) e o strange (s). Por exemplo, a combinação de dois quarks up e um down representaria o próton (uud); e o méson kaon K- seria representado por um quark s e um anti-quark u. Sabe-se que mais três sabores completam o modelo de quarks: o quark charm (c), o bottom (b) e o top (t). Tem-se ainda outra propriedade, a cor, que foi proposto por Han e Nambu em 1965, afim de explicar o espectro bariônico e não violar o Príncipio de Exclusão de Pauli.

Assim sendo, cada quark (ou anti-quark) poderia assumir um cor (ou anti-cor) dentre as três cores possíveis, que usualmente são definidas como azul, vermelho e verde. E o que manteria os quarks ligados para formar os hádrons seria a troca dos glúons, os verdadeiros portadores da força forte. Esse novo número quântico, a cor, não poderia se diretamente observado, ou seja, nunca se mediria estados coloridos, o que significa quarks confinados dentro dos hádrons e que todos os observáveis físicos e todos os hádrons seriam singletos de cor, isto é, brancos.

A verificação experimental do modelo de quarks veio com a aniquilação de elétron-pósitron em hádrons. A seção de choque dessa reação só era compatível com os dados experimentais se a hipótese das cores fosse verdadeira. Nesse contexto se firma a teoria das cores e da interação forte, a Cromodinâmica Quântica (QCD). Aparece, então, outra questão fundamental: o que esperar da matéria quando os graus de liberdade de quarks e glúons e suas interações se tornam importantes? Essa situação é possível quando a matẃria ordinária é fortemente comprimida e os átomos e/ou moléculas não são mais os graus de liberdade relevantes, mas, sim, seus constituintes, os prótons, os nêutrons e os elétrons. Este tipo de matéria recebe o nome de matéria nuclear. Se continuarmos a compressão dessa matéria, encontramos um ponto no qual os quarks e os glúons são os graus de liberdade relevantes. Esse estado da matéria é encontrado em regiões de extrema densidade e permite investigar as teorias fundamentais e as interações das partículas elementares .

A colisão de íons pesados é uma das maneiras de investigar as propriedades da matéria sob condições físicas extremas. Outra possibilidade é no interior de objetos super densos, como estrelas compactas, que funcionam como laboratórios naturais no universo. A determinação da equação de estado (EOS) – relação entre pressão, densidade de energia e temperatura – no interior dessas estrelas também desempenha um papel fundamental na determinação das propriedades dessa matéria.

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