Apresentação do Prof Dr Pedro Abreu na sessão de trabalho "Radiação Cósmica" de 21 de Novembro de 2009 na Amadora

1. Introdução à Física de Partículas
e à Cosmologia
do Infinitamente pequeno…ao Infinitamente grande!
Pedro Abreu
LIP/IST
Lisboa,
Portugal
Adapted from talks given by Rolf Landua and Angel Uranga at CERN

2. RESSALVA
Estas são aulas sobre Física de Partículas e Cosmologia.
Cobre aproximadamente 100 anos de ideias,
teorias e experiências
Mais de 50 galardoados com o Prémio Nobel
Muito difícil ser completo, exacto ou profundo
Apenas breve perspectiva das descobertas principais

3. O facto mais incompreensível sobre o Universo
é de que este é compreensível.
(Albert Einstein, 1879-1955)

4. Teoria Cinética, Electro- Mecânica
Termodinâmica magnetismo
Electromagnético Fraco Forte Detector Acelerador
1
1895
Fotão"
1905
Geiger
Raios
Cósmicos Nuvens
Galáxias; Expansão
do Universo Ciclotrão
2
Matéria Escura
Sincrotrão
Zoo Bubble
Partícu-
las" Colisão e+e-
Radiação Cósmica de
Higgs Fundo (Micro-ondas) Wire chamber
Arrefecimento
GUT
Online computers
1975 MODELO PADRÃO SUSY
Colisão p+p-
Supercordas
Detectores
Modernos!
Anisotropias RCF
(COBE, WMAP) WWW
Energia Escura (?)
GRID

5. Nos idos 1890s, muitos físicos acreditavam que a Física estava
finalmente completa, sendo a natureza descrita pela mecânica,
termodinâmica, e pela teoria de Maxwell do electromagnetismo.
Tudo o que falta fazer em Física resume-se a preencher o valor da
6ª casa decimal
(Albert Michelson, 1894)
Mensagem à British Association for the
Advancement of Science, 1900 :!
Não há nada fundamentalmente novo para ser descoberto.
Tudo o que há a fazer é medir com mais precisão…!
(Lord Kelvin, 1900)!
Mas Lord Kelvin também mencionou ʻnuvensʼ
William Thomson no horizonte da Física:
(Lord Kelvin)
1) Radiação do Corpo Negro!
2) Experiências de resultado nulo de
(Albert )Michelson – (Edward )Morley!

6. 1900
Universo = Sistema solar e estrelas à nossa volta (*)
Não se sabia como o Sol produzia a sua Energia
Nada se sabia sobre a estrutura atómica ou os núcleos
Só duas áreas conhecidas: gravidade, electromagnetismo
Ninguém anticipou a incrível jornada em Física nos 100 anos
que se seguiram
(*) não havia o conceito de galáxias

7. 1 PARTÍCULAS 1897
Eléctrodos D+E : campo eléctrico
Solenóides exteriores: campo magnético
Cátodo
J.J. Thomson Experiências com Tubo de Raios Catódicos (~TV)
'Raios' são corpúsculos carregados*
com uma única razão carga/massa
*mais tarde denominados 'electrões'
Electrões são partículas sub-atómicas!
Modelo do átomo (1904)
‘Pudim de passas’

8. PARTÍCULAS 1905
A Existência dos Átomos ficou provada

9. PARTÍCULAS 1911
Ernest Rutherford (dta.) e
Hans Geiger(esq.) em Manchester
Geiger e Marsden dispararam partículas alfa (4He) sobre folhas Ouro
1 em 8000 partículas alfa voltaram para trás (ângulo > 90°)
Isto não podia ser explicado pelo ‘Modelo do Pudim de Passas'
Explicação de Rutherford:
toda a carga positiva do átomo está concentrada
num núcleo central!
À distância mínima D, repulsão de Coulomb = energia cinética => D ~ 27 ×10-15 m (valor real: 7.3)
Descoberta do Núcleo

10. PARTÍCULAS 1911
Analogia com o dia-a-dia:
Se o átomo tivesse o tamanho de um estádio de futebol,
O núcleo teria o tamanho da cabeça de um alfinete
no centro do campo
e uma questão para mais tarde:
Que força vence a poderosíssima força de
repulsão eléctrica ?
Como podiam os electrões andar à volta do
? núcleo sem perder energia ?
? O Núcleo é feito de quê ?
quase-modelo de Rutherford
para um átomo vazio

11. PARTÍCULAS 1913
J. J. Balmer (1885) mediu o espectro de emissão do Hidrogénio
A sua fórmula empírica:
Niels Bohr visitou Rutherford em 1913
foi o 1º a aplicar as ideias de quantificação aos átomos
• Quantificação do Momento Angular => Níveis de Energia
• Emissão de radiação só durante as transições
• Energia da radiação = diferença dos níveis de energia

12. PARTÍCULAS 1922-1927
Demorou-se ainda 10 anos para começar a compreender as misteriosas
regras do mundo sub-atómico: Mecânica Quântica.
Partículas que se comportam com ondas!
Louis de Broglie (1924)
*hipótese confirmada (1927) por
difracção de electrões (Davisson/Germer)

13. PARTÍCULAS 1922-1927
Princípio de Incerteza
Se as partículas também são ondas, então tem de
existir um limite para a precisão nas medidas simultâneas de:
Posição e Momento
Heisenberg (1925)
Analogia:
Medida do tempo Δt de um sinal leva a uma
incerteza na frequência (Transform. Fourier):
Δf Δt ~ 1
Energia e Tempo

14. PARTÍCULAS 1922-1927
Descrição Excelente para
Função de Onda de Probabilidade v << c
Partículas = Ondas => descritas por uma Equação de Ondas
De E=T+V=(P2/2m)+V, e com
Schrödinger
1926
Ψ = função complexa (onda): Interferência!
Nível de energia
Interpretação (Bohr, 1927):
Ψ = Amplitude de probabilidade
|Ψ |2 = Ψ*Ψ = Probabilidade
Funções de onda do electrão no átomo de H
(‘ondas 3D estacionárias')

15. PARTÍCULAS 1922-1927
Spin
- Experiência de Stern-Gerlach (1922)
estados de rotação intrínsecos da partícula,
polarização esquerda ou direita da onda Ψ
- Kronig; Uhlenbeck, Goudsmit (1925):
“spin”: +1/2, -1/2 (x h/2π)
- Pauli (1924): Princípio de Exclusão:
apenas 2 electrões em cada orbital
Fermiões e Bosões
- Fermiões: Partículas com spin semi-inteiro (electrão, protão, etc)
Obedecem ao Principio de exclusão de Pauli:
Não podem existir 2 fermiões no mesmo estado quântico
- Bosões: Partículas con spin inteiro (fotão, etc)
Não se aplica o princípio de exclusão de Pauli.
Sistemas de bosões no mesmo estado quântico (p.ex. laser)
=> Impenetrabilidade da matéria

16. PARTÍCULAS 1928
Com a Física Quântica foi possível explicar a estrutura na Natureza
Natureza das Ligações Químicas
Linus Pauling (1928)
Átomos, Moléculas e a origem da estrutura foram compreendidas.
E o núcleo atómico? Não houve grandes progressos de 1911 - 1932.

17. PARTÍCULAS 1932
Mas então, de que é feito o núcleo ?
exemplo: He-4 tem Z=2; as outras 2 unidades de massa são de quê ?
Heisenberg: Protões e electrões (4 protões e 2 electrões)?
Não pode ser: o princípio de incerteza não permite a
presença de electrões no núcleo!
Chadwick (1932): o neutrão
Da cinemática: Massa do neutrão ~ massa do protão
O que mantém o núcleo coeso? Força forte de alcance reduzido?

18. PARTÍCULAS
Espectro de Partículas
Elementares (1932)
neutrão protão electrão
Simples, fácil de fixar
Ainda ensinado nas Escolas

19. Teoria Cinética, Electro- Mecânica
Termodinâmica magnetismo
Electromagnético Fraco Forte Detector Acelerador
1895
1905
Fotão"
3
2 Raios
Geiger
Cósmicos Nuvens
Galáxias; Expansão
do Universo Ciclotrão
Matéria Escura
Sincrotrão
Zoo Bubble
Partícu-
las" Colisão e+e-
Radiação Cósmica de
Higgs Fundo (Micro-ondas) Wire chamber
Arrefecimento
GUT
Online computers
1975 MODELO PADRÃO SUSY
Colisão p+p-
Supercordas
Detectores
Modernos!
Anisotropias RCF
(COBE, WMAP) WWW
Energia Escura (?)
GRID

20. 2 Interacções 1900
O que mantém juntos os átomos e os núcleos?
1900: conhecidas duas interacções fundamentais:
G1
1
FG = GN m1m2 2
r
1
FE = K E Q1Q2 2
r E1 Gravidade Electromagnetismo
Semelhanças: ambas variam com o inverso do quadrado do raio
ambas têm alcance muito elevado (ilimitado)
ambas descritas por Campos Vectoriais (G1 e E1)
Diferenças: as intensidades são muito diferentes (38 ordens de grandeza!)

21. Lembram-se? em 1900, havia apenas 2 ‘nuvens’ no horizonte da Física:
1) Radiação do Corpo Negro"
2) Experiências Michelson-Morley"
William Thomson A sua investigação levou à
(Lord Kelvin)
- Teoria Quântica
- Relatividade

22. Interacções Electromagnetismo
Fotão!
Radiação do Corpo Negro
“Corpo Negro” absorve toda a luz incidente;
re-emite radiação em equilíbrio térmico: P~T4
“Função de Radiação” = Intensidade
(frequência) = f(T) apenas
<E>
Energia média de osciladores
(proporcional à temperatura)
Ok para temperaturas baixas (Rayleigh-Jeans)
Emission spectrum e para frequências baixas.

23. Interacções Electromagnetismo
Fotão!
um “Acto de Desespero”
Osciladores (nas paredes do corpo negro)
14 Dezembro 1900 emitem apenas ‘bocadinhos de energia’ =h
h = nova constante fundamental
Frequências maiores  bocados maiores, e portanto é
menos provável obter E >> kT
Energia média osciladores
Max Planck

24. Interacções Electromagnetismo
Fotão!
1902 O Efeito Fotoeléctrico
Raios catódicos (electrões) são produzidos quando
a luz incide em superfícies metálicas.
Esperava-se que a Energia do electrão fosse
proporcional à intensidade da luz
Philipp von Lenard Mas:
Energia proporcional à
frequência (declive “h”)
“A energia do electrão não mostra a mais pequena
dependência com a intensidade da luz”

25. Interacções Electromagnetismo
Fotão!
“a minha Única contribuição revolucionária”
17 Março 1905
Luz é emitida e absorvida em quanta
Emax = h - W
“1 quantum de luz dá toda a energia a 1 único electrão.”
(Compton,1917, provou isto)
Albert Einstein

26. Interacções Relatividade
Relatividade Restrita
Einstein pensou na estrutura do ‘meio’ para as ondas electromagnéticas
Os seus postulados:
1) Velocidade da Luz = constante;
2) Todos os referenciais inerciais são equivalentes.
Mas como é que se podia ter a mesma velocidade da luz em
todos os referenciais inerciais?!
As suas conclusões:
Como c = constante, e velocidade = (espaço/tempo) -->
espaço e tempo não podem ser absolutos!

27. Interacções Relatividade
c²t² = v²t² + w²
t²(c² - v²) = w²
1) Dilatação do Tempo, Contracção do espaço
2) Modificação das Leis de Newton, Massa efectiva aumenta!

28. Interacções Relatividade
CAUSALIDADE
Nada pode andar
mais depressa do
que a luz
Só acontecimentos no
“cone de luz” podem
estar relacionados
por uma relação de
causa-efeito

29. Interacções Electromagnetismo
Equação de Dirac: relatividade restrita+física quântica
Paul A.M. Dirac
(1928)
Compare-se com a equção de Schrödinger
(não-relativistica)
CONSEQUÊNCIA: EXISTÊNCIA DE ANTIPARTÍCULAS!

30. Interacções Electromagnetismo
Duas previsões cruciais de Dirac (teóricas):
A Função de Onda tem 4 componentes (duas partículas, spin ½)
2 componentes para a partícula - e 2 componentes para antipartícula!
Cada partícula tem uma antipartícula !

31. PARTÍCULAS 1936
Descoberta do Positrão
Dirac estava certo!
Anderson (1932)

32. Interacções Electromagnetismo
AGORA O VÁCUO FICOU MESMO CONFUSO!
Física Quântica diz que ‘osciladores’ (e.g. quanta) não podem estar em repouso
absoluto (princípio de incerteza)
Os estados de energia mais baixos dos campos electromagnéticos podem
produzir pares (virtuais) electrão-positrão: FLUCTUAÇÕES do VÁCUO

33. Interacções Electromagnetismo
Como calcular a interacção entre fotões e electrões?
Emergiu uma nova imagem do electrão “vestido” :
Fluctuações do vácuo modificam a sua carga e massa (‘Écran de Debye’)

34. Interacções Electromagnetismo
1934 - 1948
QED: Electrodinâmica Quântica
Feynman, Tomonaga, Schwinger
“Renormalização”
electrão ‘nu’ + fluctuações vácuo = electrão medido
(“infinito” - “infinito” = “finito”)
R. P. Feynman
Diagramas de Feynman
Regras de cálculo Exactas – numa forma gráfica
Todos os caminhos
são possíveis

35. 1948
Interacções Electromagnetismo
Fluctuações do Vácuo têm efeitos observáveis!
... e a QED permitiu calculá-los com grande precisão
Momento Magnético
do electrão (anómalo)
Desvio de Lamb
(desvios nos níveis de energia)
Casimir effect
(força entre duas placas metálicas descarregadas)

36. Interacções Electromagnetismo
QED: Partículas carregadas interagem trocando fotões
1) Cargas eléctricas emitem continuamente fotões virtuais de massa nula
2) A Lei 1/r2 vem da probabilidade de atingir outra partícula à distância r
e e
e e
t
lei 1/r2
Poderia ser um modelo para outras interacções?

37. 3 Interacções Raios-X + Radioactividade
1895: Wilhelm Conrad Roentgen (1845-1923) descobre os Raios-X
alvo
P.N. 1901
Observou uma radiação muito penetrante, que não
sofria reflexão nem refracção, nem era sensível a
campos electromagnéticos.
Conseguiu fixar as imagens em chapas fotográficas,
sensíveis à nova radiação designada por raios X.
1896: Henri Becquerel descobriu uma radiação espontânea em cristais de Urânio: Raios U
Radioactividade
P.N. 1903
1898: Marie & Pierre Curie : radiação ionizante na ‘Pecheblenda’
(Urânio + Polónio). Descobriram ainda o Rádio, ++radioactivo! P.N. 1903,1911
Qual a origem desta radiação ?! =>Transições Nucleares!

38. Interacções Interacção Fraca
Mistério nas transições nucleares (A,Z)(A,Z+1) + e- (Declíneo Beta):
Electrões emitidos com vários valores de energia e momento !?
Violação da Conservação da Energia?
1911 Lise Meitner, Otto Hahn
1930 Wolfgang Pauli: partícula extremamente leve e neutra* é emitida no declíneo β
*‘neutrão’, mas em 1931 Fermi chamou-lhe “neutrino” (pequeno neutrão [italiano])
Declíneo Beta: np+e+ ν

39. Interacções Interacção Fraca
Que teoria para o declíneo beta?
n p
ν e
Propôs um modelo fenomenológico para a interacção fraca
Acoplamento pontual com intensidade GF ~ 10-5 intensidade e.m.
Enrico Fermi
(1934) Acoplamento e Interacção entre ‘correntes’
(protão-neutrão / electrão-neutrino)
Eficaz para descrever os processos: p → n + e+ + ν
ν + n → p+e −
n → p + e− + ν
Ok até ~1960
p + e− → n + ν ν + p → n + e+
ν (ν ) + e− → ν (ν ) + e−

40. Interacções Interacção Forte
E quanto à Interacção Forte: porque é que há núcleos coesos?!
Yukawa propôs a troca de
Pião
uma partícula com massa
Lei de Coulomb modificada
Yukawa (1934)
Alcance versus Massa (princ.incerteza): 1.4 fm ~ 140 MeV

41. Teoria Cinética, Electro- Mecânica
Termodinâmica magnetismo
Electromagnético Fraco Forte Detector Acelerador
1895
1905
Fotão"
4
Geiger
Raios
Cósmicos Nuvens
Galáxias; Expansão
do Universo Ciclotrão
Matéria Escura
Sincrotrão
Zoo Bubble
Partícu-
las" Colisão e+e-
Radiação Cósmica de
Higgs Fundo (Micro-ondas) Wire chamber
Arrefecimento
GUT
Online computers
1975 MODELO PADRÃO SUSY
Colisão p+p-
Supercordas
Detectores
Modernos!
Anisotropias RCF
(COBE, WMAP) WWW
Energia Escura (?)
GRID

42. 4 O Universo
Antes do séc.XX, o Universo parecia um local calmo. Não acontecia grande coisa.
Cientistas assumiam o Universo como sendo infinito e eterno.
Contudo, obviamente havia um pequeno problema:
A Noite é Escura!
Isto não é compatível com um Universo infinito e eterno.

43. Universo 1823
“Paradoxo” de Olbers
Heinrich Wilhelm Olbers (1823)!
Se o Universo é infinito e eterno (e com uma densidade de estrelas ±uniforme), "
então todas as linhas de visão deveriam terminar na superfície de uma estrela."
Formalmente:!
Cada camada contribui com nº estrelas ~ r2!
A luz diminui de intensidade com ~1/r2!
Contribuição de luz de cada camada = constante!
O Céu deveria ser cheio de luz"
Consequência:!
Universe não existiu sempre, ou ...!
Universo tem um tamanho finito, ou ...!
Ambos!!

44. Universo 1907
Princípio de Equivalência
F = mI ! F = mG g
mI = m G
Massa Inercial = Massa Gravítica
Aceleração = Gravitação
“A Ideia mais feliz da minha vida" (Albert Einstein)

45. Universo 1915
O caminho mais curto no espaço definido pelos raios de luz.
Elevador acelerado: luz segue uma trajectória parabólica
Campo Gravítico: raios de luz são curvados!
Espaço e Tempo são curvos!
Albert Einstein (1912-15) : Relatividade Geral!
Matéria diz ao Espaço como se curva!
Espaço diz à Matéria como é que se move!

46. Equações Rel. Geral
1915

47. Universo 1915
Confirmado por Sir Arthur Eddington
Ilha do Príncipe, 1919

48. Universo 1915
Friedmann escreveu a evolução do
Universo em função da escala a(t)
As suas equações relacionam a densidade média "ρ" e
a curvatura K com a taxa de expansão da escala:

49. Universo 1927
George Lemaitre (1927)!
Todo o Universo Expande!!
Um ‘átomo primordial quente’ ?!

50. Universo
A questão crucial é a massa (densidade de energia) do Universo. À partida, pode
tomar qualquer valor. Contudo, existe uma ‘densidade crítica de energia’.
Se a densidade de energia média do Universo fôr superior a esta densidade
crítica, o Universo parará a sua expansão e voltará a comprimir um dia no futuro.
Simples,
!=!/ Fácil de
Tamanho do Universo
!C
fixar,
Ainda
ensinado
nas Escolas
Tempo
ERRADO!

51. Universo
Einstein não gostava de um Universo ‘dinâmico’.
Acreditava num Universo estático e eterno.
Mas as suas equações, sem outros termos, previam outra coisa!
Assim decidiu ‘aldrabá-la’ juntando uma
'constante cosmológica'

52. Universo 1929
EXPANSÃO DO UNIVERSO!
Recession speed of galaxies
increases proportional
to their distance
Edwin Hubble (1929)!
Mt. Palomar telescope!
Einstein afirma:
a constante cosmológica = ‘o meu maior erro'

53. Universo
Observação de muitas estrelas e galáxias revelou factos espantosos:
O Universo é o mesmo em qualquer direcção e a qualquer distância ...
Hydrogénio ~ 75 %!
Hélio-4 ~ 25 %!
Hélio-3 ~ 0.003 %!
Deutério ~ 0.003 %!
Lítio-7 ~ 0.00000002 %!
TEM que haver uma razão! ...

54. Universo 1948
11948: O Modelo do 'Big Bang'* para o início do Universo
O Universo começou por um estado inicial MUITO QUENTE!
Depois expandiu rapidamente, enquanto arrefecia
Nos primeiros tempos, o Universo era quase só Radiação
George Gamov Radiação produzia partículas (protões, neutrões, electrões)
• Nos primeiros minutos, só houve tempo para criar os
elementos mais leves
• Mas deveria haver um ‘eco’ na forma de uma radiação de
corpo negro (T ~ 5 K)
*O nome “Big Bang” foi usado por Fred Hoyle para gozar
com a ideia de Gamov. Mais tarde foi Fred Hoyle o ridicularizado.

55. Teoria Cinética, Electro- Mecânica
Termodinâmica magnetismo
Electromagnético Fraco Forte Detector Acelerador
1895
1905
Fotão"
5
Geiger
Raios
Cósmicos Nuvens
Galáxias; Expansão
do Universo Ciclotrão
6 7
Matéria Escura
Sincrotrão
Zoo Bubble
Partícu-
las" Colisão e+e-
Radiação Cósmica de
Higgs Fundo (Micro-ondas) Wire chamber
Arrefecimento
GUT
Online computers
1975 MODELO PADRÃO SUSY
Colisão p+p-
Supercordas
Detectores
Modernos!
Anisotropias RCF
(COBE, WMAP) WWW
Energia Escura (?)
GRID

56. Universo 1912
Em 1912, primeiras sugestões de um universo violento apareceram
Descoberta dos raios cósmicos
Victor Hess
Victor Hess

57. 5 PARTÍCULAS
Tecnologias 1931 - 1955
Aceleradores
“Raios cósmicos feitos pelo Homem"
Rolf Wideroe, 1928 Ernest Lawrence, 1931
Ciclotrão
Usa-se um campo magnético para obrigar as partículas
a descrever trajectórias semi-circulares.
Acelerador Linear Partículas passam muitas vezes pelo mesmo intervalo
de aceleração e atingem energias muito elevadas:
Acelera partículas nos intervalos entre eléctrodos
Radiofrequência ajustada para compensar mov. part. 1931: 80 keV
1932: 1000 keV
1939: 19 MeV*
1946: 195 MeV ("synchrocyclotron")
*primeiras limitações devido à relatividade

58. PARTÍCULAS
Tecnologias 1931 - 1955
Aceleradores (2)
1947: US constrói 2 'sincrotrões'
Brookhaven (1952) - 3 GeV
Berkeley (1954) - 6.2 GeV ('antiprotão')
Sincrotrão 1954: Europe compete com US
Idêntico ao ciclotrão, mas campo magnético
também é alterado para manter as partículas CERN (1959) - 24 GeV
na mesma órbita resolvendo também o
Brookhaven (1960) - 30 GeV
problema das velocidades relativistas.
Detectores Após 1967:
Contadores Geiger Contadores Cherenkov Câmaras de Fios
Câmaras de Nuvens Fotomultiplicadores Câmaras de Deriva
Emulsões Fotográficas Câmaras de Faíscas Calorímetros
Câmaras de Bolhas Cintiladores Detectores de Silício!

59. 6 PARTÍCULAS 1937
Depois da previsão de Yukawa da existência de um 'pião' (1934), para explicar a interacção
forte, houve muitos à procura dessa partícula (com massa ~100-200 MeV).
Não havia aceleradores, e mais uma vez, colocaram-se os detectores no topo das montanhas
para analisar os raios cósmicos…
Seria esta o pião de Yukawa?!
Mas: alcance na matéria muitíssimo elevado !! ?
Isto é: não pode ter interacção forte com os
núcleos, logo não poderia ser o pião de Yukawa!
Mas então é o quê?! => Muão
Muão = ‘electrão pesado’ (206 x me)
I. Rabi: “Mas quem o encomendou ?!”

60. PARTÍCULAS 1947
Descoberta do pião (carregado)
Ouff!
Cecil Powell
Técnica Emulsão Fotográfica
Raios Cósmicos a grande altitude (Pic du Midi, Pirinéus)
Traços dos Piões identificados ao microscópio
Um ano +tarde: Piões produzidos no Ciclotrão de Berkeley (Alfa+Carbono)

61. PARTÍCULAS 1948
LEPTÕES
HADRÕES

62. PARTÍCULAS 1950- 1968
Jardim
Zoológico"
Com novos aceleradores e detectores,
o “Zoo das Partículas" tem mais de ~ 200 'partículas elementares'
π +
π −
π 0
Pions
Δ++, Δ+, Δ0, Δ−!
K+
K−
K0
Delta
HADRÕES
η'
Λ0!
Kaons
Eta-Prime η
Σ+, Σ0, Σ−! Lambda (estranho!)
Eta
φ
Sigma (estranho!)
Phi Ξ0, Ξ−!
ρ +
ρ −
ρ o
Sigma(muito estranho!)
Rho
Mesões BARIÕES
Qual seria a estrutra de base, a ‘nova tabela periódica’ ?

63. PARTÍCULAS The Eightfold Way (1963)
SU(3)–Classificação baseada em QUARKS
u d s
+2/3 e -1/3 e -1/3 e
3 tipos de “quarks” : up, down, estranho
Aparecem apenas nas combinações:
Mesão = quark+antiquark
Gell-Mann, 1963
(G. Zweig, 1963, CERN) Barião = quark1 + quark2 + quark3
1967 Friedmann, Kendall, Taylor (SLAC):
‘difusão inelástica profunda’ de
Protão, Neutrão; Lambda, Sigma’s, Xi’s
electrões em 3 ‘partículas pontuais’
Mas e o Δ++ ?! uuu??!!

64. PARTÍCULAS 1973
Carga de côr Δ++ = u u u u
u u
Gluões
Gluões são os portadores da interacção forte
Há 3 x 3 - 1 = 8 gluões
Gluões têm carga de côr -> auto-interacção
Auto-interacção dos gluões
Distâncias pequenas:
Liberdade Assimptótica
Quarks/Gluões não
podem andar sós! PETRA Storage Ring, 1979, DESY

65. PARTÍCULAS 1973
LEPTÕES
QUARKS
Constroem
os hadrões
Que Ligação?
Chave: ‘interacção electrofraca’ e o ‘sabor’ das partículas

66. 7 Electrofraca
Interacções 1958 Glashow
Havia um pequeno problema (teórico): GF = (1/294 GeV)2
Probabilidade Neutrino-Proton ~ (GF Eν )
viola Princípio da Unitaridade* for E > 300 GeV
(*probabilidade da interacção > 100%)
n p
n p
Ideia
W -
ν e ν e
Modelo de Fermi Modelo Glashow
e e
Interacção Fraca mediada por Bosões Massivos
(analogia com a troca do fotão!)
γ
Grande massa (80 GeV) explica
curto alcance (2·10-18 m) e baixas probabilidades
e e

67. Electrofraca
Interacções 1968
ν e ν ν
W charged current Zo Neutral current
e ν e e
Glashow, Salam, Weinberg (1968) – Força Electrofraca
• As interacções electromagnética e fraca são dois aspectos da mesma força 'electrofraca'
• Todos os quarks e os leptões têm uma carga ‘fraca'
• Devia haver um ‘fotão massivo' (Zo) e 2 bosões carregados (W±) de massas ~ 50-100 GeV
• Estes recebem a sua massa apenas devido a um nova “Interacção de Higgs" H.
• Só havia interacções fracas carregadas com partículas ‘esquerdas’!

68. Electrofraca
Interacções 1973
Descoberta das correntes neutras no CERN:
ν ν
Zo Corrente Neutra
e e
• Feixe de neutrinos dirigido a uma câmara de bolhas
• Um traço de um electrão surge do ‘nada'

69. Electrofraca
Interacções 1983
Descoberta dos Bosões W, Z no CERN (1983)
(Carlo Rubbia – Responsável pela Colaboração UA1, e proponente do collisionador protão-antiprotão SpS)
(Simon van der Meer - inventor do arrefecimento estocástico do feixe de anti-protões)

70. Electrofraca
Interacções 1970
Artigo de Referência (Glashow, Iliopoulos, Maiani)
Quarks Leptons
u c e- µ-
'Standard Model'
(com duas famílias)
d s

71. PARTÍCULAS 1974
E o quark c (charm – encanto) foi descoberto pouco depois :
A REVOLUÇÃO DE NOVEMBRO (11 Novembro 1974)
Dois grupos descobriram ~ simultaneamente uma
nova partícula, denominada 'Psi' em SLAC (Burton
Richter) e 'J' em Brookhaven (Samuel J. Ting).
A resonância J/psi era ‘vida-longa' (~10-20 sec). Só podia decair através da interacção
fraca, preferencialmente em quarks estranhos. Daí o estreito pico.

72. Teoria Cinética, Electro- Mecânica
Termodinâmica magnetismo
Electromagnético Fraco Forte Detector Acelerador
1895
Fotão"
1905
Geiger
Raios
Cósmicos Nuvens
Galáxias; Expansão
do Universo Ciclotrão
Matéria Escura
Sincrotrão
Zoo Bubble
Partícu-
10
las" Colisão e+e-
Radiação Cósmica de
Higgs Fundo (Micro-ondas) Wire chamber
Arrefecimento
GUT
9
Online computers
1975 MODELO PADRÃO SUSY
8 Supercordas
W" Z"
g"
Detectores
Modernos!
Colisão p+p-
Anisotropias RCF
(COBE, WMAP) WWW
Energia Escura (?)
GRID

73. Leptões
PARTÍCULAS 1975
SLAC (Martin Perl) Descoberta do Tau (massa = 3500 me)
e- µ- τ-
νt
Prémio Nobel 1995
Então e no sector
dos quarks? u c t?
d s b? Diário do Martin Perl

74. Quarks
PARTÍCULAS 1977
Descoberta do Quark ‘Bottom’ (Fermilab)
u c t e- µ- τ-
d s b νt
Quarks Leptons
Em 1977 os físicos descobriram no Fermilab a partícula Upsilon = mesão com quark b e antiquark b.
O quark b tem carga -1/3 e uma massa aproximada de 4,5 GeV.

75. Quarks
PARTÍCULAS 1995
u c t
Descoberta do Quark ‘Top’ (Fermilab)
d s b
Quarks

76. Neutrinos
PARTÍCULAS 1956
A História dos Neutrinos
Descoberta do neutrino do electrão
Reactores Nucleares são uma grande fonte de anti-neutrinos
Fred Reines Coincidência dos sinais de captura do n e aniquilação positrão

77. Neutrinos
PARTÍCULAS 1962
Neutrino do “Muão”
Existem 2 tipos de neutrinos: tipo electrão e tipo muão
Jack Steinberger, 1962
Jack Steinberger, HST 2002
Prémio Nobel 1989
Os neutrinos têm massa? Podem oscilar ?

78. Neutrinos
PARTÍCULAS 2000
Descoberta do neutrino do tau
Então, quantos tipos há?!
DONUT collaboration (Fermilab)

79. O MODELO PADRÃO (2006)

80. Peter Higgs
Mecanismo de Higgs
Como é que as partículas ganham massa?
1 TeV
100 GeV
1 GeV
Limites (95%)
1 MeV
0.01 eV
80

81. LARGE HADRON COLLIDER
LHC ARRANCOU EM 10/09/2008 e em 20/11/2009
Novas respostas!...Novas perguntas!

82. Colisões em LHC

83. Universo
O Cosmos no LHC
• As condições do Universo logo após o
Big-Bang serão recreadas no LHC.
13.7

84. History of Our Universe
eme
Extr
H
? L O
H J
C E

85. Universo
Estudo da Radiação Cósmica de Fundo (COBE)
(Prémio Nobel 2006)
Penzias & Wilson,
T= 2.7 K
Prémio Nobel 1965
ΔT= 3.3 mK
(depois da subtracção do fundo comum)
ΔT= 18 µK
(depois de corrigido para o mov. Terra)

86. Universo
A mais precisa observação hoje (WMAP)

87. O Mistério da
Matéria Escura
velocidade das estrelas (v)
raio r
©A.De Angelis
Gravidade:
G M(r)/r2 = v2/r
Massa interior:
M(r) = v2 r / G
Maior fracção de massa não brilha! O que é?!

88. Matéria Escura na Colisão de Galáxias
© CHANDRA X-RAY OBSERVATORY
Matéria
Matéria Escura Normal Matéria Escura
(Reconstruída) (Reconstruída)

89. Matéria Escura também aqui na
nossa Galáxia!
M100 ≅ Milky Way © COBE Milky Way
Velocity
v
Distance
©Anglo-Australian Observatory
• Espalhada pela galáxia, não agrupada!
• Nenhuma forma de matéria conhecida!
r (kpc)

90. O Mistério da Energia Escura
Cientistas estudaram supernovas distantes para
estimar a variação da expansão do Universo.
Esperavam que a taxa de expansão deveria diminuir
desde o tempo do Big Bang.

91. Oops…NÃO está diminuindo!
• A Expansão do
Universo está
acelerando!
• Algo se sobrepõe
à gravidade!
fainter
• Cientistas chamam-lhe ‘Energia Escura’

92. Evidência para EE!
fainter
E mais recentemente:
Luminos. diminui
Densidade
Não-Matéria
.vs. fainter
Densidade
Matéria
s/ efeito

93. EE na Radiação Cósmica de Fundo
Verificação Independente!
Fotografia bebé do Universo
(380 000 anos de idade)
?
380000
©WMAP
13.7
A Expansão do
Universo está Acelerando!

94. Então, de que é feito o Universo?!
??!
?

95. Como poderá LHC ajudar?
• Bosão de Higgs ? Se existir deve permear o U.
• Encontrar Supersimmetria, se existir: o melhor
candidato para a Matéria Escura será a partícula
supersimétrica mais leve, estável e produzida em
grandes quantidades no Big Bang
• Encontrando Weakly Interactive Massive Particles, que
se existirem em grandes quantidades = Matéria Escura
• Encontrando para dimensões extra (>=5D), etc!

96. Conclusões
Partículas Elementares Cosmologia
A Origem da massa A Expansão do Universo
Big-Bang
Espectro de massas, famílias
Nucleosíntese primordial
Massa dos neutrinos Radiação Cósmica de Fundo
Massa e simetria de gauge
Mecanismo de Higgs Inflação ? Teorias VSL ?
A Unificação das Interacções Homogeneidade
Ω≅1
Grande unificação Matéria Escura/Energia escura
Decaimento do protão
Supersimetria
Buracos Negros
Gravitação e supercordas
Assimetria matéria-
Violação de CP
antimatéria

97. Obrigado pela vossa atenção!