Introdução à Física de Partículas e à Cosmologia
Pedro Abreu LIP/IST Lisboa, Portugal
do Infinitamente pequeno…ao Infinitamente grande!
Adapted from talks given by Rolf Landua and Angel Uranga at CERN
RESSALVA
Mais de 50 galardoados com o Prémio Nobel
Muito difícil ser completo, exacto ou profundo
Apenas breve perspectiva das descobertas principais
Estas são aulas sobre Física de Partículas e Cosmologia.
Cobre aproximadamente 100 anos de ideias, teorias e experiências
O facto mais incompreensível sobre o Universo é de que este é compreensível.
(Albert Einstein, 1879-1955)
Electromagnético
SUSY�
Higgs �
Supercordas�
Teoria Cinética, Termodinâmica
ZooPartícu-
las"
Galáxias; Expansão do Universo
Radiação Cósmica de Fundo (Micro-ondas)
GUT �
Energia Escura (?)
Matéria Escura
Fotão"
Fraco Forte
Geiger�
Nuvens�
Bubble�
Ciclotrão �
Detector Acelerador
Raios Cósmicos
Sincrotrão �
Colisão e+e- �
Colisão p+p- �
Arrefecimento �Wire chamber�
Online computers�
WWW�
GRID �
Detectores Modernos!
MODELO PADRÃO
Anisotropias RCF (COBE, WMAP)
1895
1905
1975
Electro- magnetismo
Mecânica
1
2
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.
Não há nada fundamentalmente novo para ser descoberto. Tudo o que há a fazer é medir com mais precisão…!(Lord Kelvin, 1900)!
William Thomson (Lord Kelvin)
Mensagem à British Association for the Advancement of Science, 1900 :!
Mas Lord Kelvin também mencionou ʻnuvensʼ no horizonte da Física:
1) Radiação do Corpo Negro!2) Experiências de resultado nulo de (Albert )Michelson – (Edward )Morley!
Tudo o que falta fazer em Física resume-se a preencher o valor da 6ª casa decimal
(Albert Michelson, 1894)
Ninguém anticipou a incrível jornada em Física nos 100 anos que se seguiram
Universo = Sistema solar e estrelas à nossa volta (*)
Nada se sabia sobre a estrutura atómica ou os núcleos
Só duas áreas conhecidas: gravidade, electromagnetismo
Não se sabia como o Sol produzia a sua Energia
1900
(*) não havia o conceito de galáxias
PARTÍCULAS
J.J. Thomson Experiências com Tubo de Raios Catódicos (~TV)
Eléctrodos D+E : campo eléctrico Solenóides exteriores: campo magnético
1897
'Raios' são corpúsculos carregados* com uma única razão carga/massa
*mais tarde denominados 'electrões'
Modelo do átomo (1904) ‘Pudim de passas’
Electrões são partículas sub-atómicas!
1
Cátodo
PARTÍCULAS
A Existência dos Átomos ficou provada
1905
PARTÍCULAS 1911
Ernest Rutherford (dta.) e Hans Geiger(esq.) em Manchester
Descoberta do Núcleo
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)
PARTÍCULAS
O Núcleo é feito de quê ?
quase-modelo de Rutherford para um átomo vazio
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
1911
Como podiam os electrões andar à volta do núcleo sem perder energia ? ?
?
e uma questão para mais tarde: Que força vence a poderosíssima força de repulsão eléctrica ?
PARTÍCULAS 1913
J. J. Balmer (1885) mediu o espectro de emissão do Hidrogénio
A sua fórmula empírica:
Niels Bohr visitou Rutherford em 1913
• Emissão de radiação só durante as transições
• Quantificação do Momento Angular => Níveis de Energia
• Energia da radiação = diferença dos níveis de energia
foi o 1º a aplicar as ideias de quantificação aos átomos
PARTÍCULAS 1922-1927
*hipótese confirmada (1927) por difracção de electrões (Davisson/Germer)
Partículas que se comportam com ondas!
Louis de Broglie (1924)
Demorou-se ainda 10 anos para começar a compreender as misteriosas regras do mundo sub-atómico: Mecânica Quântica.
PARTÍCULAS 1922-1927
Heisenberg (1925) Posição e Momento
Analogia:
Medida do tempo Δt de um sinal leva a uma incerteza na frequência (Transform. Fourier):
Δf Δt ~ 1
Princípio de Incerteza
Energia e Tempo
Se as partículas também são ondas, então tem de existir um limite para a precisão nas medidas simultâneas de:
PARTÍCULAS 1922-1927
Schrödinger 1926
Função de Onda de Probabilidade Descrição Excelente para
v << c
Partículas = Ondas => descritas por uma Equação de Ondas
Ψ = função complexa (onda): Interferência!
Interpretação (Bohr, 1927):
Ψ = Amplitude de probabilidade
|Ψ |2 = Ψ*Ψ = Probabilidade
Funções de onda do electrão no átomo de H (‘ondas 3D estacionárias')
De E=T+V=(P2/2m)+V, e com
Nív
el d
e en
ergia
PARTÍCULAS 1922-1927
- Pauli (1924): Princípio de Exclusão: apenas 2 electrões em cada orbital
- Kronig; Uhlenbeck, Goudsmit (1925):
“spin”: +1/2, -1/2 (x h/2π)
Spin
Fermiões e Bosões
- Experiência de Stern-Gerlach (1922)
- 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
estados de rotação intrínsecos da partícula, polarização esquerda ou direita da onda Ψ
PARTÍCULAS 1928
Com a Física Quântica foi possível explicar a estrutura na Natureza
Átomos, Moléculas e a origem da estrutura foram compreendidas.
Natureza das Ligações Químicas
E o núcleo atómico? Não houve grandes progressos de 1911 - 1932.
Linus Pauling (1928)
PARTÍCULAS
Mas então, de que é feito o núcleo ?
Heisenberg: Protões e electrões (4 protões e 2 electrões)?
exemplo: He-4 tem Z=2; as outras 2 unidades de massa são de quê ?
Não pode ser: o princípio de incerteza não permite a presença de electrões no núcleo!
1932
Chadwick (1932): o neutrão
Da cinemática: Massa do neutrão ~ massa do protão
O que mantém o núcleo coeso? Força forte de alcance reduzido?
PARTÍCULAS
Espectro de Partículas Elementares (1932)
Simples, fácil de fixar Ainda ensinado nas Escolas
neutrão protão electrão
Electromagnético
SUSY�
Higgs �
Supercordas�
Teoria Cinética, Termodinâmica
ZooPartícu-
las"
Galáxias; Expansão do Universo
Radiação Cósmica de Fundo (Micro-ondas)
GUT �
Energia Escura (?)
Matéria Escura
Fotão"
Fraco Forte
Geiger�
Nuvens�
Bubble�
Ciclotrão �
Detector Acelerador
Raios Cósmicos
Sincrotrão �
Colisão e+e- �
Colisão p+p- �
Arrefecimento �Wire chamber�
Online computers�
WWW�
GRID �
Detectores Modernos!
MODELO PADRÃO
Anisotropias RCF (COBE, WMAP)
1895
1905
1975
Electro- magnetismo
Mecânica
3 2
Interacções
O que mantém juntos os átomos e os núcleos?
1900
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!)
1900: conhecidas duas interacções fundamentais:
2
G1
E1 �
FG = GNm1m21r2
�
FE = KEQ1Q21r2
Lembram-se? em 1900, havia apenas 2 ‘nuvens’ no horizonte da Física:
William Thomson (Lord Kelvin)
1) Radiação do Corpo Negro"2) Experiências Michelson-Morley"
A sua investigação levou à
- Teoria Quântica
- Relatividade
Interacções Fotão! Electromagnetismo
Radiação do Corpo Negro
Emission spectrum
“Corpo Negro” absorve toda a luz incidente; re-emite radiação em equilíbrio térmico: P~T4
“Função de Radiação” = Intensidade(frequência) = f(T) apenas
Ok para temperaturas baixas (Rayleigh-Jeans) e para frequências baixas.
<E>
Energia média de osciladores (proporcional à temperatura)
Frequências maiores bocados maiores, e portanto é menos provável obter E >> kT
Energia média osciladores
um “Acto de Desespero”
h = nova constante fundamental
14 Dezembro 1900
Max Planck
Osciladores (nas paredes do corpo negro) emitem apenas ‘bocadinhos de energia’ ε = h ν
Interacções Fotão! Electromagnetismo
Interacções Fotão!
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
1902
Philipp von Lenard
“A energia do electrão não mostra a mais pequena dependência com a intensidade da luz”
Mas: Energia proporcional à frequência (declive “h”)
Electromagnetismo
“a minha Única contribuição revolucionária”
17 Março 1905
Albert Einstein
Luz é emitida e absorvida em quanta
“1 quantum de luz dá toda a energia a 1 único electrão.”
Emax = hν - W
(Compton,1917, provou isto)
Interacções Fotão! Electromagnetismo
Relatividade Restrita
Einstein pensou na estrutura do ‘meio’ para as ondas electromagnéticas
Mas como é que se podia ter a mesma velocidade da luz em todos os referenciais inerciais?!
Os seus postulados:
1) Velocidade da Luz = constante; 2) Todos os referenciais inerciais são equivalentes.
As suas conclusões:
Como c = constante, e velocidade = (espaço/tempo) --> espaço e tempo não podem ser absolutos!
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!
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
Interacções Relatividade
Compare-se com a equção de Schrödinger (não-relativistica)
Paul A.M. Dirac (1928)
Equação de Dirac: relatividade restrita+física quântica
CONSEQUÊNCIA: EXISTÊNCIA DE ANTIPARTÍCULAS!
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 !
Interacções Electromagnetismo
PARTÍCULAS 1936
Descoberta do Positrão
Anderson (1932)
Dirac estava certo!
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
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’)
Interacções Electromagnetismo
1934 - 1948
R. P. Feynman
QED: Electrodinâmica Quântica
Feynman, Tomonaga, Schwinger
“Renormalização”
electrão ‘nu’ + fluctuações vácuo = electrão medido
(“infinito” - “infinito” = “finito”)
Diagramas de Feynman
Regras de cálculo Exactas – numa forma gráfica Todos os caminhos
são possíveis
Interacções Electromagnetismo
1948
Fluctuações do Vácuo têm efeitos observáveis!
Desvio de Lamb
(desvios nos níveis de energia)
... e a QED permitiu calculá-los com grande precisão
Casimir effect
(força entre duas placas metálicas descarregadas)
Momento Magnético do electrão (anómalo)
Interacções Electromagnetismo
QED: Partículas carregadas interagem trocando fotões
Poderia ser um modelo para outras interacções?
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
lei 1/r2
Interacções Electromagnetismo
e e
e e
t
Interacções Raios-X + Radioactividade
1896: Henri Becquerel descobriu uma radiação espontânea em cristais de Urânio: Raios U
1898: Marie & Pierre Curie : radiação ionizante na ‘Pecheblenda’ (Urânio + Polónio). Descobriram ainda o Rádio, ++radioactivo!
Radioactividade
3
alvo
1895: Wilhelm Conrad Roentgen (1845-1923) descobre os Raios-X
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.
P.N
. 190
1 P.
N. 1
903
P.N. 1903,1911 Qual a origem desta radiação ?! =>Transições Nucleares!
Interacção Fraca
Electrões emitidos com vários valores de energia e momento !?
Violação da Conservação da Energia?
1930 Wolfgang Pauli: partícula extremamente leve e neutra* é emitida no declíneo β *‘neutrão’, mas em 1931 Fermi chamou-lhe “neutrino” (pequeno neutrão [italiano])
n p + e + ν
1911 Lise Meitner, Otto Hahn
Interacções Mistério nas transições nucleares (A,Z)(A,Z+1) + e- (Declíneo Beta):
Declíneo Beta:
Enrico Fermi (1934)
p n
ν e
Propôs um modelo fenomenológico para a interacção fraca
Acoplamento pontual com intensidade GF ~ 10-5 intensidade e.m.
Acoplamento e Interacção entre ‘correntes’ (protão-neutrão / electrão-neutrino)
Ok até ~1960
Interacções Interacção Fraca
Que teoria para o declíneo beta?
Eficaz para descrever os processos:
�
p→ n + e+ + ν
�
n→ p + e− + ν
�
p + e− → n + ν
�
ν + n→ p + e−
�
ν + p→ n + e+
�
ν (ν) + e− →ν (ν ) + e−
Lei de Coulomb modificada
E quanto à Interacção Forte: porque é que há núcleos coesos?!
Alcance versus Massa (princ.incerteza): 1.4 fm ~ 140 MeV
Yukawa (1934)
Yukawa propôs a troca de uma partícula com massa
Interacções Interacção Forte
Pião
Electromagnético
SUSY�
Higgs �
Supercordas�
Teoria Cinética, Termodinâmica
ZooPartícu-
las"
Galáxias; Expansão do Universo
Radiação Cósmica de Fundo (Micro-ondas)
GUT �
Energia Escura (?)
Matéria Escura
Fotão"
Fraco Forte
Geiger�
Nuvens�
Bubble�
Ciclotrão �
Detector Acelerador
Raios Cósmicos
Sincrotrão �
Colisão e+e- �
Colisão p+p- �
Arrefecimento �Wire chamber�
Online computers�
WWW�
GRID �
Detectores Modernos!
MODELO PADRÃO
Anisotropias RCF (COBE, WMAP)
1895
1905
1975
Electro- magnetismo
Mecânica
4
Contudo, obviamente havia um pequeno problema:
Isto não é compatível com um Universo infinito e eterno.
4
Antes do séc.XX, o Universo parecia um local calmo. Não acontecia grande coisa.
Cientistas assumiam o Universo como sendo infinito e eterno.
O Universo
A Noite é Escura!
“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!!
Universo 1823
Princípio de Equivalência
Massa Inercial = Massa Gravítica
1907
“A Ideia mais feliz da minha vida" (Albert Einstein)
Universo
F = mI F = mG g
mI = mG
Aceleração = Gravitação
Albert Einstein (1912-15) : Relatividade Geral!Matéria diz ao Espaço como se curva!
Espaço diz à Matéria como é que se move!
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!
Universo
1915
Equações Rel. Geral
1915 Universo
Confirmado por Sir Arthur Eddington Ilha do Príncipe, 1919
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:
1915 Universo
1927 Universo
George Lemaitre (1927)!
Todo o Universo Expande!!Um ‘átomo primordial quente’ ?!
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.
Universo
Simples,
Fácil de fixar,
Ainda ensinado
nas Escolas
ERRADO!
Tam
anho d
o U
niv
erso
Tempo
=/C
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'
Universo
Einstein afirma:
a constante cosmológica = ‘o meu maior erro'
Edwin Hubble (1929)!Mt. Palomar telescope!
Recession speed of galaxies increases proportional
to their distance
Universo 1929
EXPANSÃO DO 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! ...
Universo
O Universo começou por um estado inicial MUITO QUENTE!
Depois expandiu rapidamente, enquanto arrefecia
Nos primeiros tempos, o Universo era quase só Radiação
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)
11948: O Modelo do 'Big Bang'* para o início do Universo
George Gamov
*O nome “Big Bang” foi usado por Fred Hoyle para gozar com a ideia de Gamov. Mais tarde foi Fred Hoyle o ridicularizado.
1948 Universo
Electromagnético
SUSY�
Higgs �
Supercordas�
Teoria Cinética, Termodinâmica
ZooPartícu-
las"
Galáxias; Expansão do Universo
Radiação Cósmica de Fundo (Micro-ondas)
GUT �
Energia Escura (?)
Matéria Escura
Fotão"
Fraco Forte
Geiger�
Nuvens�
Bubble�
Ciclotrão �
Detector Acelerador
Raios Cósmicos
Sincrotrão �
Colisão e+e- �
Colisão p+p- �
Arrefecimento �Wire chamber�
Online computers�
WWW�
GRID �
Detectores Modernos!
MODELO PADRÃO
Anisotropias RCF (COBE, WMAP)
1895
1905
1975
Electro- magnetismo
Mecânica
6 7
5
Victor Hess
Descoberta dos raios cósmicos
Em 1912, primeiras sugestões de um universo violento apareceram
Universo
Victor Hess
1912
PARTÍCULAS 1931 - 1955
Aceleradores
“Raios cósmicos feitos pelo Homem"
Ernest Lawrence, 1931
Ciclotrão Usa-se um campo magnético para obrigar as partículas
a descrever trajectórias semi-circulares. Partículas passam muitas vezes pelo mesmo intervalo
de aceleração e atingem energias muito elevadas: Acelerador Linear
Acelera partículas nos intervalos entre eléctrodos Radiofrequência ajustada para compensar mov. part.
Rolf Wideroe, 1928
1931: 80 keV 1932: 1000 keV 1939: 19 MeV*
1946: 195 MeV ("synchrocyclotron")
*primeiras limitações devido à relatividade
5 Tecnologias
PARTÍCULAS
Aceleradores (2)
Sincrotrão Idêntico ao ciclotrão, mas campo magnético também é alterado para manter as partículas
na mesma órbita resolvendo também o problema das velocidades relativistas.
1947: US constrói 2 'sincrotrões'
Brookhaven (1952) - 3 GeV
Berkeley (1954) - 6.2 GeV ('antiprotão')
1954: Europe compete com US
CERN (1959) - 24 GeV
Brookhaven (1960) - 30 GeV
Detectores Contadores Geiger Câmaras de Nuvens
Emulsões Fotográficas Câmaras de Bolhas
Contadores Cherenkov Fotomultiplicadores Câmaras de Faíscas
Cintiladores
Câmaras de Fios Câmaras de Deriva
Calorímetros Detectores de Silício!
Após 1967:
1931 - 1955 Tecnologias
PARTÍCULAS
Mas: alcance na matéria muitíssimo elevado !! ?
Isto é: não pode ter interacção forte com os núcleos, logo não poderia ser o pião de Yukawa!
Muão = ‘electrão pesado’ (206 x me)
I. Rabi: “Mas quem o encomendou ?!”
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…
1937
Seria esta o pião de Yukawa?!
Mas então é o quê?! => Muão
6
PARTÍCULAS
Descoberta do pião (carregado)
1947
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)
Ouff!
PARTÍCULAS 1948
LEPTÕES
HADRÕES
PARTÍCULAS Jardim Zoológico"
1950- 1968
BARIÕES
Δ++, Δ+, Δ0, Δ−!
Delta Λ0!
Lambda (estranho!) Σ+, Σ0, Σ−!Sigma (estranho!)
Ξ0, Ξ−!Sigma(muito estranho!)
Mesões
π + π − π 0 Pions K+ K− K0
Kaons
η Eta
η' Eta-Prime
ρ + ρ − ρ o Rho
φ Phi
Com novos aceleradores e detectores, o “Zoo das Partículas" tem mais de ~ 200 'partículas elementares'
Qual seria a estrutra de base, a ‘nova tabela periódica’ ?
HA
DR
ÕES
PARTÍCULAS
Protão, Neutrão; Lambda, Sigma’s, Xi’s
Gell-Mann, 1963 (G. Zweig, 1963, CERN)
SU(3)–Classificação baseada em QUARKS
3 tipos de “quarks” : up, down, estranho
Aparecem apenas nas combinações:
Mesão = quark+antiquark
Barião = quark1 + quark2 + quark3
u d s
-1/3 e +2/3 e -1/3 e
The Eightfold Way (1963)
1967 Friedmann, Kendall, Taylor (SLAC): ‘difusão inelástica profunda’ de
electrões em 3 ‘partículas pontuais’
Mas e o Δ++ ?! uuu??!!
PARTÍCULAS
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
1973
Carga de côr Δ++ = u
u u
u u u
PETRA Storage Ring, 1979, DESY Quarks/Gluões não podem andar sós!
PARTÍCULAS 1973
Que Ligação? Chave: ‘interacção electrofraca’ e o ‘sabor’ das partículas
LEPTÕES
QUARKS
Constroem os hadrões
Interacções
Interacção Fraca mediada por Bosões Massivos (analogia com a troca do fotão!)
Grande massa (80 GeV) explica curto alcance (2·10-18 m) e baixas probabilidades
Havia um pequeno problema (teórico): Probabilidade Neutrino-Proton ~ (GF Eν )
viola Princípio da Unitaridade* for E > 300 GeV
(*probabilidade da interacção > 100%)
GF = (1/294 GeV)2
p n
ν e Modelo de Fermi Modelo Glashow
p n
ν e
W-
Electrofraca 1958 Glashow
Ideia
7
e e
e e
γ
1968
e
Zo
ν e
e
W charged current
ν
ν
Neutral current
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’!
ν
e
Interacções Electrofraca
1973
e
Zo
ν
Corrente Neutra
Descoberta das correntes neutras no CERN:
• Feixe de neutrinos dirigido a uma câmara de bolhas
• Um traço de um electrão surge do ‘nada'
ν
e
Interacções Electrofraca
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)
Interacções Electrofraca
Interacções Electrofraca
Artigo de Referência (Glashow, Iliopoulos, Maiani)
1970
c u
d s
Quarks
e- µ-
Leptons
'Standard Model' (com duas famílias)
PARTÍCULAS
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.
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).
1974
Electromagnético
SUSY�
Higgs �
Supercordas�
Teoria Cinética, Termodinâmica
ZooPartícu-
las"
Galáxias; Expansão do Universo
Radiação Cósmica de Fundo (Micro-ondas)
GUT �
Energia Escura (?)
Matéria Escura
W" Z"g"
Fotão"
Fraco Forte
Geiger�
Nuvens�
Bubble�
Ciclotrão �
Detector Acelerador
Raios Cósmicos
Sincrotrão �
Colisão e+e- �
Colisão p+p- �
Arrefecimento �Wire chamber�
Online computers�
WWW�
GRID �
Detectores Modernos!
MODELO PADRÃO
Anisotropias RCF (COBE, WMAP)
1895
1905
1975
Electro- magnetismo
Mecânica
8 9
10
PARTÍCULAS
Descoberta do Tau (massa = 3500 me)
Leptões 1975
Diário do Martin Perl
SLAC (Martin Perl)
e- µ-
νt
τ-
Prémio Nobel 1995
Então e no sector dos quarks? c u
d s
t
b
?
?
PARTÍCULAS
Descoberta do Quark ‘Bottom’ (Fermilab)
Quarks
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.
1977
c u
d s
Quarks
e- µ-
Leptons
b
τ-
νt
t
PARTÍCULAS
Descoberta do Quark ‘Top’ (Fermilab)
Quarks 1995
c u
d s
Quarks
t
b
PARTÍCULAS
Fred Reines
Neutrinos 1956
Descoberta do neutrino do electrão
Reactores Nucleares são uma grande fonte de anti-neutrinos
Coincidência dos sinais de captura do n e aniquilação positrão
A História dos Neutrinos
PARTÍCULAS
Jack Steinberger, 1962
Os neutrinos têm massa? Podem oscilar ?
Neutrino do “Muão”
Existem 2 tipos de neutrinos: tipo electrão e tipo muão
1962 Neutrinos
Jack Steinberger, HST 2002
Prémio Nobel 1989
PARTÍCULAS Neutrinos 2000
Descoberta do neutrino do tau
DONUT collaboration (Fermilab)
Então, quantos tipos há?!
O MODELO PADRÃO (2006)
100 GeV
1 GeV
1 MeV
0.01 eV
1 TeV
80
Pete
r H
iggs
Mecanismo de Higgs
Como é que as partículas ganham massa?
Limites (95%)
LHC ARRANCOU EM 10/09/2008 e em 20/11/2009
Novas respostas!...Novas perguntas!
LARGE HADRON COLLIDER
Colisões em LHC
• As condições do Universo logo após o Big-Bang serão recreadas no LHC.
13.7
Universo
O Cosmos no LHC
History of Our Universe Extreme
?
HOJ E
LHC
Universo
Estudo da Radiação Cósmica de Fundo (COBE) (Prémio Nobel 2006)
T= 2.7 K
ΔT= 3.3 mK (depois da subtracção do fundo comum)
ΔT= 18 µK (depois de corrigido para o mov. Terra)
Penzias & Wilson, Prémio Nobel 1965
Universo
A mais precisa observação hoje (WMAP)
Gravidade: G M(r)/r2 = v2/r Massa interior: M(r) = v2 r / G
velocidade das estrelas (v) raio r
©A.De Angelis
O Mistério da Matéria Escura
Maior fracção de massa não brilha! O que é?!
Matéria Escura na Colisão de Galáxias ©
CH
AN
DRA
X-R
AY
OBS
ERVA
TORY
Matéria Normal Matéria Escura
(Reconstruída) Matéria Escura
(Reconstruída)
Matéria Escura também aqui na nossa Galáxia!
• Espalhada pela galáxia, não agrupada!
• Nenhuma forma de matéria conhecida!
v
r (kpc)
©Anglo-Australian Observatory
© COBE M100 ≅ Milky Way Milky Way
Distance
Velo
city
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.
Oops…NÃO está diminuindo!
fain
ter
• A Expansão do Universo está acelerando!
• Algo se sobrepõe à gravidade!
• Cientistas chamam-lhe ‘Energia Escura’
Evidência para EE!
fain
ter
fain
ter
E mais recentemente:
Lum
inos
. dim
inui
s/ efeito
Densidade Não-Matéria
.vs. Densidade Matéria
Fotografia bebé do Universo (380 000 anos de idade)
?
13.7
EE na Radiação Cósmica de Fundo
380000
A Expansão do Universo está Acelerando!
Verificação Independente!
©WMAP
Então, de que é feito o Universo?!
?
??!
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!
Conclusões
Partículas Elementares
A Origem da massa
A Unificação das Interacções
Violação de CP
Big-Bang Nucleosíntese primordial
Radiação Cósmica de Fundo
Grande unificação Decaimento do protão
Supersimetria Gravitação e supercordas
Cosmologia
A Expansão do Universo
Inflação ? Teorias VSL ?
Matéria Escura/Energia escura
Buracos Negros
Assimetria matéria-antimatéria
Espectro de massas, famílias Massa dos neutrinos
Massa e simetria de gauge Mecanismo de Higgs
Homogeneidade Ω ≅ 1
Obrigado pela vossa atenção!