b'\n_START_ARTICLE_\nNeutrino\n_START_PARAGRAPH_\nO neutrino \xc3\xa9 uma part\xc3\xadcula subat\xc3\xb4mica sem carga el\xc3\xa9trica e que interage com outras part\xc3\xadculas apenas por meio da gravidade e da for\xc3\xa7a nuclear fraca (duas das quatro for\xc3\xa7as fundamentais da Natureza, ao lado da eletromagn\xc3\xa9tica e da for\xc3\xa7a nuclear forte) \xc3\x89 conhecido por suas caracter\xc3\xadsticas extremas: \xc3\xa9 extremamente leve (algumas centenas de vezes mais leve que o el\xc3\xa9tron),_NEWLINE_existe com enorme abund\xc3\xa2ncia (\xc3\xa9 a segunda part\xc3\xadcula mais abundante do Universo conhecido, depois do f\xc3\xb3ton) e interage com a mat\xc3\xa9ria de forma extremamente d\xc3\xa9bil (cerca de 65 bilh\xc3\xb5es de neutrinos atravessam cada cent\xc3\xadmetro quadrado da superf\xc3\xadcie da Terra voltada para o Sol a cada segundo).\n_START_SECTION_\nCargas e Massa\n_START_PARAGRAPH_\nOs neutrinos n\xc3\xa3o possuem carga el\xc3\xa9trica nem carga de cor (a "carga" das intera\xc3\xa7\xc3\xb5es fortes). N\xc3\xa3o se sabe o valor exato de suas massas, mas ind\xc3\xadcios indiretos apontam que devem ser algumas centenas de vezes menores que a massa do el\xc3\xa9tron (que \xc3\xa9 de 0,511 MeV/c\xc2\xb2), ou menos. Os experimentos realizados com oscila\xc3\xa7\xc3\xb5es de neutrinos d\xc3\xa3o indica\xc3\xa7\xc3\xb5es diretas apenas das diferen\xc3\xa7as entre os quadrados das massas dos tr\xc3\xaas tipos. H\xc3\xa1 tr\xc3\xaas dessas diferen\xc3\xa7as (entre neutrino do el\xc3\xa9tron e do m\xc3\xbaon; entre do m\xc3\xbaon e do tau; e entre do el\xc3\xa9tron e do tau), mas apenas dois valores foram obtidos at\xc3\xa9 agora: 0,000079 (eV/c\xc2\xb2)\xc2\xb2 e 0,0027 (eV/c\xc2\xb2)\xc2\xb2. Como estamos falando de diferen\xc3\xa7a entre os quadrados das massas, pelo menos uma das massas tem que ser pelo menos igual \xc3\xa0 raiz quadrada deste valor. Assim, existe pelo menos um neutrino com massa de pelo menos 0,04 eV/c\xc2\xb2.\n_START_SECTION_\nOcorr\xc3\xaancia na Natureza\n_START_PARAGRAPH_\nNeutrinos existem em grande quantidade atravessando o espa\xc3\xa7o a velocidades pr\xc3\xb3ximas \xc3\xa0 da luz. \xc3\x89 a segunda part\xc3\xadcula mais abundante do Universo depois do f\xc3\xb3ton. N\xc3\xa3o os percebemos cotidianamente, ao contr\xc3\xa1rio dos f\xc3\xb3tons, por ele interagir muito fracamente com a mat\xc3\xa9ria. Grande parte \xc3\xa9 produzida pelas rea\xc3\xa7\xc3\xb5es nucleares que ocorrem no interior de estrelas e que geram a energia das mesmas (inclusive no Sol) e tamb\xc3\xa9m por supernovas (grandes explos\xc3\xb5es estelares). _NEWLINE_A maioria dos neutrinos que atravessam a Terra foi produzida no Sol, mas podem originar-se tamb\xc3\xa9m de reatores nucleares, explos\xc3\xb5es nucleares, decaimentos radioativos e da intera\xc3\xa7\xc3\xa3o dos raios c\xc3\xb3smicos com as camadas superiores da atmosfera terrestre.\n_START_SECTION_\nO espectro cont\xc3\xadnuo da radia\xc3\xa7\xc3\xa3o \xce\xb2\n_START_PARAGRAPH_\nA exist\xc3\xaancia do neutrino foi predita teoricamente em 1930 pelo f\xc3\xadsico austr\xc3\xadaco Wolfgang Pauli, para explicar o fato de o espectro de energia da radia\xc3\xa7\xc3\xa3o beta estar distribu\xc3\xadda em uma faixa cont\xc3\xadnua, e n\xc3\xa3o com valores bem definidos (ou seja, discretos), como acontecia com outras radia\xc3\xa7\xc3\xb5es nucleares, alfa e gama. O espectro cont\xc3\xadnuo da radia\xc3\xa7\xc3\xa3o beta foi confirmado em 1914 por James Chadwick (o mesmo que em 1932 descobriria o n\xc3\xaautron). _NEWLINE_A raz\xc3\xa3o pela qual isso demandava uma explica\xc3\xa7\xc3\xa3o radical a ponto de exigir a postula\xc3\xa7\xc3\xa3o da exist\xc3\xaancia de uma nova part\xc3\xadcula era que o fen\xc3\xb4meno parecia contradizer leis bem estabelecidas da f\xc3\xadsica, como a lei da conserva\xc3\xa7\xc3\xa3o da energia. \xc3\x81tomos iguais deveriam emitir radia\xc3\xa7\xc3\xa3o com a mesma energia; no entanto, no caso da radia\xc3\xa7\xc3\xa3o beta \xe2\x80\x94 e s\xc3\xb3 nesse caso \xe2\x80\x94 parecia que emitiam com energias infinitamente variadas._NEWLINE_Naturalmente, primeiro pensou-se que essa varia\xc3\xa7\xc3\xa3o ocorria porque a radia\xc3\xa7\xc3\xa3o beta interagia com a mat\xc3\xa9ria e perdia energia antes de chegar nos aparelhos detectores. No entanto, em meados da d\xc3\xa9cada de 1920, gra\xc3\xa7as \xc3\xa0s pesquisas de Charles Drummond Ellis e outros, estava claro que esse espectro cont\xc3\xadnuo n\xc3\xa3o era devido a fatores externos aos n\xc3\xbacleos at\xc3\xb4micos que emitiam a radia\xc3\xa7\xc3\xa3o; ela j\xc3\xa1 sa\xc3\xada do n\xc3\xbacleo dessa forma.\n_START_SECTION_\nNovas leis da f\xc3\xadsica x nova part\xc3\xadcula\n_START_PARAGRAPH_\nDiante do impasse, v\xc3\xa1rios f\xc3\xadsicos adotaram dois tipos de abordagem._NEWLINE_Alguns, liderados por Niels Bohr, passaram a defender que as leis da f\xc3\xadsica deviam ser radicalmente alteradas para explicar o fen\xc3\xb4meno. Bohr chegou a propor o abandono da lei da conserva\xc3\xa7\xc3\xa3o da energia, que ent\xc3\xa3o valeria apenas estatisticamente. _NEWLINE_Outros, liderados por Wolfgang Pauli, supunham que a energia que faltava era carregada por uma terceira part\xc3\xadcula desconhecida, emitida junto com a part\xc3\xadcula beta. Nesse caso, a energia das duas part\xc3\xadculas juntas seria ainda bem definida; no entanto, ela poderia ser distribu\xc3\xadda de infinitas maneiras entre elas, de modo que a part\xc3\xadcula beta poderia ter v\xc3\xa1rias energias poss\xc3\xadveis. Como resultado, o espectro cont\xc3\xadnuo poderia ser explicado com as leis da f\xc3\xadsica intactas. Pauli n\xc3\xa3o publicou sua proposta, mas comentou-a em diversas cartas a colegas, sendo a mais famosa a endere\xc3\xa7ada para v\xc3\xa1rios deles datada de 4 de dezembro de 1930, reproduzida parcialmente em Pais (1986)._NEWLINE_Essas part\xc3\xadculas novas foram chamadas inicialmente de "n\xc3\xaautrons", porque n\xc3\xa3o tinham carga el\xc3\xa9trica. Com a descoberta, em 1932, do que conhecemos hoje por "n\xc3\xaautrons", elas passaram a ser chamadas pelo diminutivo em italiano, "neutrino", palavra escolhida pelo f\xc3\xadsico italiano Enrico Fermi.\n_START_SECTION_\nOutras motiva\xc3\xa7\xc3\xb5es para a previs\xc3\xa3o do neutrino\n_START_PARAGRAPH_\n\xc3\x89 comum que os livros de f\xc3\xadsica mencionem que o caso da radia\xc3\xa7\xc3\xa3o beta foi a \xc3\xbanica inspira\xc3\xa7\xc3\xa3o para a previs\xc3\xa3o do neutrino. No entanto, segundo o f\xc3\xadsico e historiador da ci\xc3\xaancia Abraham Pais, Pauli tinha tamb\xc3\xa9m outro problema grave em vista quando postulou o neutrino. Era o problema da composi\xc3\xa7\xc3\xa3o do n\xc3\xbacleo at\xc3\xb4mico. _NEWLINE_Sabe-se que os pr\xc3\xb3tons t\xc3\xaam carga positiva e os el\xc3\xa9trons, negativa. Ora, se o \xc3\xa1tomo \xc3\xa9 eletricamente neutro, ent\xc3\xa3o o n\xc3\xbamero de pr\xc3\xb3tons no n\xc3\xbacleo deve ser igual ao de el\xc3\xa9trons. No entanto, a massa do n\xc3\xbacleo \xc3\xa9 bem maior que a soma da massa desses pr\xc3\xb3tons (em geral mais do que o dobro), de maneira que ele parecia ter mais pr\xc3\xb3tons! Imaginava-se ent\xc3\xa3o que havia el\xc3\xa9trons no n\xc3\xbacleo, para cancelar o excesso de cargas positivas desses pr\xc3\xb3tons. _NEWLINE_Mesmo assim, esse modelo levava a complica\xc3\xa7\xc3\xb5es relacionadas com o spin do n\xc3\xbacleo. Pauli achava que elas tamb\xc3\xa9m podiam ser resolvidas se se admitisse que os neutrinos tamb\xc3\xa9m fizessem parte do n\xc3\xbacleo. Por\xc3\xa9m, em 1932, descobriu-se que o n\xc3\xbacleo continha n\xc3\xaautrons, o que resolveu esses problemas.\n_START_SECTION_\nOs modelos te\xc3\xb3ricos\n_START_PARAGRAPH_\nA hip\xc3\xb3tese de Bohr das novas leis f\xc3\xadsicas e da quebra das leis de conserva\xc3\xa7\xc3\xa3o perdeu for\xc3\xa7a nos anos seguintes. Com a descoberta dos n\xc3\xaautrons, a hip\xc3\xb3tese dominante para a origem dos neutrinos passou a ser o decaimento do n\xc3\xaautron em um pr\xc3\xb3ton, um el\xc3\xa9tron e um neutrino. O pr\xc3\xb3ton permaneceria no n\xc3\xbacleo e o el\xc3\xa9tron e o neutrino seriam ejetados (o el\xc3\xa9tron formaria a radia\xc3\xa7\xc3\xa3o beta). Essa \xc3\xa9 a vers\xc3\xa3o atualmente aceita, exceto por o neutrino ser, na verdade, um antineutrino (a antipart\xc3\xadcula do neutrino). _NEWLINE_Em 1934, Enrico Fermi formulou a primeira teoria consistente para descrever esse processo. A teoria teve muito sucesso em descrever quantitativamente o espectro da radia\xc3\xa7\xc3\xa3o beta e por isso a exist\xc3\xaancia do neutrino passou a ser mais aceita (antes, o pr\xc3\xb3prio Pauli era cauteloso com rela\xc3\xa7\xc3\xa3o a isso). A concord\xc3\xa2ncia entre a previs\xc3\xa3o te\xc3\xb3rica e o resultado experimental era m\xc3\xa1xima quando a massa do neutrino introduzida nas equa\xc3\xa7\xc3\xb5es era zero. _NEWLINE_Aperfei\xc3\xa7oamentos da teoria de Fermi foram feitos nos anos seguintes. A teoria vigente hoje \xc3\xa9 a teoria de Abdus Salam, Sheldon Lee Glashow e Steven Weinberg das intera\xc3\xa7\xc3\xb5es eletrofracas (que descreve simultaneamente as for\xc3\xa7as fracas, respons\xc3\xa1veis pela radia\xc3\xa7\xc3\xa3o beta, e as for\xc3\xa7as fortes), formulada em 1968 e corroborada experimentalmente a partir do in\xc3\xadcio dos anos 1980.\n_START_SECTION_\nObserva\xc3\xa7\xc3\xa3o experimental\n_START_PARAGRAPH_\nFaltava, por\xc3\xa9m, uma evid\xc3\xaancia direta da exist\xc3\xaancia do neutrino no laborat\xc3\xb3rio. A dificuldade era que o neutrino interage muito fracamente com a mat\xc3\xa9ria, e por isso era muito dif\xc3\xadcil de ser detectado. _NEWLINE_Essa limita\xc3\xa7\xc3\xa3o poderia ser superada se fosse usada uma fonte bastante intensa de neutrinos. Frederick Reines e Clyde Cowan tiveram a ideia de usar para isso um reator nuclear. Ap\xc3\xb3s uma tentativa pouco conclusiva em 1953 em Hantford, Washington, EUA (com o mesmo reator que produziu plut\xc3\xb4nio para a bomba at\xc3\xb4mica usada no fim da Segunda Guerra Mundial), eles finalmente alcan\xc3\xa7aram seu objetivo em 1956 com o reator do laborat\xc3\xb3rio de Savannah River, na Carolina do Sul (que produzia um fluxo de 10\xc2\xb9\xc2\xb3 antineutrinos atravessando cada cent\xc3\xadmetro quadrado a cada segundo). _NEWLINE_Usaram como detector um tanque de \xc3\xa1gua com cloreto de c\xc3\xa1dmio. Alguns dos neutrinos que entravam no tanque interagiam com os pr\xc3\xb3tons dos \xc3\xa1tomos, produzindo n\xc3\xaautrons e p\xc3\xb3sitrons (el\xc3\xa9trons positivos). Os p\xc3\xb3sitrons aniquilavam-se com os el\xc3\xa9trons dos \xc3\xa1tomos, produzindo raios gama. J\xc3\xa1 os n\xc3\xaautrons eram capturados pelos n\xc3\xbacleos at\xc3\xb4micos do c\xc3\xa1dmio, produzindo outros raios gama com frequ\xc3\xaancias diferentes. Os espectros dos dois tipos de raios gama eram uma "assinatura" da presen\xc3\xa7a do antineutrino ali.\n_START_SECTION_\nO problema dos neutrinos solares e a massa dos neutrinos\n_START_PARAGRAPH_\nDesde o modelo pioneiro de Enrico Fermi, publicado em 1934, achava-se que a massa de repouso dos tr\xc3\xaas tipos de neutrinos era zero. O modelo em si continha uma vari\xc3\xa1vel para a massa, mas a coincid\xc3\xaancia entre a previs\xc3\xa3o te\xc3\xb3rica do modelo e os dados experimentais era m\xc3\xa1xima quando o valor zero era dado a essa vari\xc3\xa1vel. O neutrino, ent\xc3\xa3o, conteria apenas energia cin\xc3\xa9tica e viajaria na velocidade da luz (segundo a teoria da relatividade especial, part\xc3\xadculas sem massa de repouso, como o f\xc3\xb3ton, devem necessariamente viajar na velocidade da luz). _NEWLINE_Isso mudou ap\xc3\xb3s a solu\xc3\xa7\xc3\xa3o do chamado problema dos neutrinos solares. Os modelos f\xc3\xadsicos que descrevem a gera\xc3\xa7\xc3\xa3o de energia do Sol eram bem sucedidos na compara\xc3\xa7\xc3\xa3o de suas previs\xc3\xb5es com as observa\xc3\xa7\xc3\xb5es, exceto por um detalhe: os neutrinos observados vindos do Sol eram apenas um ter\xc3\xa7o do que a teoria previa (uma discrep\xc3\xa2ncia conhecida desde o fim dos anos 1960). Diversas tentativas foram feitas para resolver essa discrep\xc3\xa2ncia. _NEWLINE_A hip\xc3\xb3tese que sobreviveu aos testes observacionais dizia que os tr\xc3\xaas tipos de neutrinos podem transformar-se uns nos outros, proposta por Bruno Pontecorvo em 1968. Assim, parecia haver menos neutrinos porque os astrof\xc3\xadsicos estavam observando neutrinos do el\xc3\xa9tron vindos do Sol, que era o que a teoria previa que o Sol produzia, mas no meio do caminho para a Terra parte deles se transformava em neutrinos do m\xc3\xbaon e do tau. Como a transforma\xc3\xa7\xc3\xa3o \xc3\xa9 oscilante, o fen\xc3\xb4meno foi chamado "oscila\xc3\xa7\xc3\xa3o de neutrinos" e foi observado diretamente em 1998 no observat\xc3\xb3rio Superkamiokande, no Jap\xc3\xa3o. O problema dos neutrinos solares foi finalmente resolvido em 2002, com observa\xc3\xa7\xc3\xb5es do Observat\xc3\xb3rio de Neutrinos de Sudbury (SNO), no Canad\xc3\xa1, que mostraram que, levando-se em conta as oscila\xc3\xa7\xc3\xb5es, o n\xc3\xbamero de neutrinos vindos do Sol coincide bem com as previs\xc3\xb5es te\xc3\xb3ricas.\n_START_SECTION_\nA massa n\xc3\xa3o-nula\n_START_PARAGRAPH_\nA equa\xc3\xa7\xc3\xa3o que descreve a oscila\xc3\xa7\xc3\xa3o dos neutrinos no tempo depende da diferen\xc3\xa7a entre as massas dos tr\xc3\xaas neutrinos. Se as massas dos tr\xc3\xaas fosse nula, n\xc3\xa3o haveria oscila\xc3\xa7\xc3\xa3o. Assim, a observa\xc3\xa7\xc3\xa3o do Sudbury tamb\xc3\xa9m implicou que os neutrinos tivessem massa. Os experimentos, por\xc3\xa9m, apenas indicam a diferen\xc3\xa7a entre as massas dos tr\xc3\xaas tipos de neutrino, n\xc3\xa3o o valor das massas individuais. Ind\xc3\xadcios indiretos, por\xc3\xa9m, indicam que essas massas provavelmente s\xc3\xa3o da ordem de poucos el\xc3\xa9trons-volt ou fra\xc3\xa7\xc3\xb5es de el\xc3\xa9trons-volt. Isso \xc3\xa9 centenas de vezes menor que a massa de um el\xc3\xa9tron, de 0,511 MeV/c\xc2\xb2.\n_START_SECTION_\nSuposta observa\xc3\xa7\xc3\xa3o de neutrinos mais velozes que a luz\n_START_PARAGRAPH_\nAntes que a ideia de oscila\xc3\xa7\xc3\xb5es de neutrinos surgisse, era comumente aceito que eles viajavam \xc3\xa0 velocidade da luz. A quest\xc3\xa3o da velocidade do neutrino est\xc3\xa1 intimamente relacionada \xc3\xa0 sua massa extremamente pequena, algumas centenas de milhares de vezes menores que a do el\xc3\xa9tron. De acordo com a teoria da relatividade, se os neutrinos t\xc3\xaam massa, eles n\xc3\xa3o podem alcan\xc3\xa7ar a velocidade da luz._NEWLINE_Em setembro de 2011, surgiram dados da Colabora\xc3\xa7\xc3\xa3o OPERA (cujo detector subterr\xc3\xa2neo de neutrinos est\xc3\xa1 em Gran Sasso, na It\xc3\xa1lia) que pareciam indicar a observa\xc3\xa7\xc3\xa3o de neutrinos movendo-se a uma velocidade 0,00248% superior \xc3\xa0 da luz no v\xc3\xa1cuo. Resultados semelhantes j\xc3\xa1 haviam sido publicados em 2007 por outra colabora\xc3\xa7\xc3\xa3o, a MINOS, no laborat\xc3\xb3rio Fermilab, em Chicago, nos EUA, mas com \xc3\xadndice de confiabilidade menor. Grande parte das declara\xc3\xa7\xc3\xb5es de cientistas na imprensa demonstrou ceticismo ou pelo menos cautela quanto aos resultados da OPERA. Os pr\xc3\xb3prios pesquisadores que realizaram a medi\xc3\xa7\xc3\xa3o dizem que os resultados s\xc3\xa3o intrigantes e que devem ser analisados com cautela. O artigo original, inclusive, informa que ser\xc3\xa3o necess\xc3\xa1rios testes independentes para confirmar ou refutar a informa\xc3\xa7\xc3\xa3o. No entanto, um semin\xc3\xa1rio dos autores na Organiza\xc3\xa7\xc3\xa3o Europeia para a Investiga\xc3\xa7\xc3\xa3o Nuclear (CERN), em Genebra, Su\xc3\xad\xc3\xa7a, dado diante de uma plateia de especialistas um dia depois da publica\xc3\xa7\xc3\xa3o de seu artigo no arXiv, pareceu convincente para boa parte da comunidade cient\xc3\xadfica.'