introdução à física de partículas e à cosmologia - do infinitamente pequeno... ao...

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.


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:


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


-  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�


ZooPartícu-

las"



GUT �

Energia Escura (?)

Matéria Escura

Fotão"

Fraco Forte

Geiger�

Nuvens�

Bubble�

Ciclotrão �

Detector Acelerador

Raios Cósmicos

Sincrotrão �

Colisão e+e- �

Colisão p+p- �


Online computers�

WWW�

GRID �


MODELO PADRÃO


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!

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)


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!


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


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 !


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


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’)


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


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)


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


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 �

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ZooPartícu-

las"



GUT �

Energia Escura (?)

Matéria Escura

Fotão"

Fraco Forte

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Ciclotrão �

Detector Acelerador

Raios Cósmicos

Sincrotrão �

Colisão e+e- �

Colisão p+p- �


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MODELO PADRÃO


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�


ZooPartícu-

las"



GUT �

Energia Escura (?)

Matéria Escura

Fotão"

Fraco Forte

Geiger�

Nuvens�

Bubble�

Ciclotrão �

Detector Acelerador

Raios Cósmicos

Sincrotrão �

Colisão e+e- �

Colisão p+p- �


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GRID �


MODELO PADRÃO


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


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)



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�


ZooPartícu-

las"



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- �


Online computers�

WWW�

GRID �


MODELO PADRÃO


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!

introdução à física de partículas e à cosmologia - do infinitamente pequeno... ao...

Education

partculas e cosmologia

e com schrdinger1926

molculas e

energia e tempo

o ncleo teria o tamanho

se o tomo tivesse o

o ncleo feito

analogia com o dia