Apostilas sobre os raios cósmicos.

Quem inventou esse nome “raios cósmicos” foi um americano meio velhaco chamado Robert Millikan. E deu o nome errado pois os “raios cósmicos” não são raios coisa nenhuma, são partículas que chegam à Terra, vindas do espaço exterior.
Na década de 30, quando eu andava pela Europa, os raios cósmicos estavam na moda. Pesquisadores subiam as mais altas montanhas ou se arriscavam em balões para obter bons resultados com o precário equipamento de que dispunham. Eu mesma fui convidada a participar de uma dessas empreitadas mas declinei do convite com medo, não do balão, mas do balonista.

Hoje se sabe que os raios cósmicos são formados, principalmente, de prótons (núcleos do hidrogênio) e partículas alfa (núcleos do hélio). Não é coincidência que esses sejam os dois elementos mais abundantes no universo.

NOTA do EDITOR: Ver ORIGEM DOS ELEMENTOS

Entrando na nossa atmosfera, essas partículas se chocam violentamente com os núcleos dos átomos do ar e dão origem a uma profusão de outras partículas, os estilhaços da colisão, que podem chegar ao solo. A cada segundo, um número enorme dessas partículas secundárias passa por nosso corpo sem que a gente sinta nada. Há quem diga que, em raríssimas ocasiões, uma delas pode modificar o código genético de algum animal ou planta, provocando uma mutação. Depois, Darwin e a seleção natural se encarregam do resto. Somos todos mutantes.

Nestas apostilas vou contar como, em meados do século 20, pioneiros no estudo dos raios cósmicos deram o pontapé inicial na chamada “física de partículas”. Muitas partículas foram descobertas com a observação dos raios cósmicos até que surgiram os aceleradores e esse tipo de pesquisa declinou. Mas, hoje, como veremos, os raios cósmicos estão voltando ao cenário da pesquisa de ponta. Vamos lá.

1 – A descoberta dos raios cósmicos.

No início do século 20 a grande sensação entre os físicos eram os “raios”. Tinha raio para todos os gostos: os raios-X, descobertos por Roentgen, os raios alfa, beta e gama que saem dos átomos radioativos, e os raios catódicos, hoje presentes nos aparelhos de TV.

Começou então uma espécie de corrida maluca atrás de novos raios. Logo se descobriu que a radioatividade era mais corriqueira do que se imaginava. Usando seus aparelhos primitivos, os pesquisadores começaram a detetar radiação mesmo quando não havia nenhuma fonte radioativa nas proximidades. Por mais que blindassem seus detetores com placas de chumbo, alguma radiação sempre parecia estar presente. De onde vinham esses raios tão penetrantes?

A primeira suspeita era a própria Terra e suas rochas que poderiam conter traços de elementos radioativos. Para testar essa hipótese, Theodor Wulf, padre jesuíta e professor de física, subiu a Torre Eifel, em 1910, levando os delicados eletrômetros que desenvolvera. Ele esperava que a radiação medida no alto da torre de 300 metros fosse menor que no solo. Mas, para sua surpresa, o resultado foi o contrário: a radiação lá em cima era um pouco maior que aqui em baixo.

Wulf especulou que os “raios” detetados poderiam estar vindo do espaço e deu-lhes o delicado nome de “Hoehenstrahlung”, ou “raios de grandes altitudes”. Publicou seus resultados no “Physikalische Zeitschrift”, chamando a atenção dos físicos para o problema.

(Um parênteses: esses nomes alemães são deliciosos. Consta que o rei Carlos II dizia: “Eu falo espanhol com Deus, francês com os homens, italiano com as mulheres e alemão com o meu cavalo”.)

 Coube ao intrépido austríaco Victor Hess comprovar a hipótese de Wulf subindo em balões carregados de detetores de radiação. Em 1912, Hess fez várias dessas arriscadas excursões, chegando a atingir 5000 metros de altitude, sem dispor nem de máscara de oxigênio! O resultado que obteve demonstrou que, realmente, a radiação aumenta fortemente com a altitude, evidenciando sua origem extra-terrestre. É uma radiação ET.
Começou, a partir daí, o interesse geral em observar essa misteriosa radiação, descobrir de onde ela vem e de que é feita.

Nos Estados Unidos, Robert Millikan (físico erroneamente apontado como o primeiro a medir a carga do elétron) usava um detetor automático de radiação que funcionava sem a necessidade de alguém para manipular. Aproveitando essa facilidade, lançou balões com esses detetores que eram depois recuperados com as medidas.
O curioso é que, após as primeiras experiências, Millikan anunciou que Hess estava errado e a radiação extraterrestre não existia. Só em 1926, depois de muitas tentativas, ele se convenceu da veracidade da radiação cósmica. Pior, a partir de então passou a dizer que ele próprio fora o descobridor da radiação que passou a chamar de “raios cósmicos”, pois achava que eram raios gama vindos das estrelas onde os elementos químicos estavam sendo formados.

Nos anos seguintes, com a invenção de detetores mais sensíveis e confiáveis a pesquisa sobre a natureza dos raios cósmicos avançou rapidamente. O primeiro deles foi o contador de radiação inventado em 1928 pelos alemães Hans Geiger e Walther Müller. Depois, veio a câmara de nuvens, invenção de Charles Wilson, que permite observar e fotografar o rastro de partículas carregadas ao atravessar uma região saturada de vapor.

A grande vantagem dessa câmara de Wilson é que se pode colocá-la na vizinhança de um forte ímã e desviar a trajetória das partículas. Com esse truque, é possível saber o sinal da carga da partícula (+ ou -) e fazer uma estimativa de sua massa.

Usando esse recurso, em 1930, um estudante de Millikan chamado Carl Anderson mostrou, contrariando o mestre, que os raios cósmicos eram partículas eletricamente carregadas, pois eram desviadas pelo campo magnético do ímã. Ainda assim não convenceu seu teimoso orientador. Millikan dizia que as partículas que Anderson via em sua câmara eram partículas secundárias, arrancadas das paredes da câmara pelo raios gama que vinham do cosmo.

Rastro de um pósitron visto pela primeira vez na câmara de nuvens de Carl Anderson.

Para dissipar essa dúvida, Anderson colocou uma placa de chumbo no meio da câmara. A idéia era amortecer o movimento das partículas e mostrar que eram prótons. O resultado surpreendeu e desmentiu a ambos. As partículas observadas tinham carga positiva mas não eram prótons e, sim, partículas com massa igual à massa do elétron.
Anderson, fortuitamente, acabara de descobrir uma nova partícula que logo foi reconhecida como a anti-partícula do elétron, prevista pelo físico inglês Paul Dirac e hoje conhecida como “pósitron”.

Rastro de um pósitron visto pela primeira vez na câmara de nuvens de Carl Anderson.
NOTA do EDITOR: Ver A ANTI-MATÉRIA.

Com o tempo e novas observações, viu-se que o pósitron era uma partícula “secundária”, formada nos choques das “primárias” com os átomos da atmosfera ou com as paredes da câmara de nuvens.

No início da década de 30, o italiano Giussepe Occhialini conseguiu melhorar bastante a eficiência dos detetores com um método chamada de “coincidências”. Em vez de acionar a máquina fotográfica ao acaso, fez com que ela só disparasse quando uma partícula atravessava a câmara gerando um pulso elétrico em um detetor associado. Com isso, ele conseguiu fotografar a criação de um par pósitron-elétron dentro da própria câmara. A foto ao lado, tirada pelo italiano, mostra várias trilhas de partículas. Duas delas se encurvam em direções opostas: são devidas a um elétron e sua anti-partícula, o pósitron.

Depois de tantas evidências, ninguém mais duvidava que os raios cósmicos eram partículas que vinham do espaço exterior com grande velocidade. Restavam, porém, muitas dúvidas: de onde elas vinham? Como interagiam com a atmosfera? Como conseguiam ter tanta energia?

Algumas dessas questões já foram solucionadas pelos físicos, outras ainda não. Vamos falar sobre isso, mas, antes, vale a pena descrever os maravilhosos aparelhos usados pelos físicos na deteção de raios cósmicos, alguns deles já aposentados e outros ainda em uso.

2 – Os primeiros detetores de radiação cósmica.

Os instrumentos usados no início do século 20 que resultaram na descoberta dos raios cósmicos eram primitivos mas foram de grande valia. Com o avanço da pesquisa, novos detetores mais sensíveis e convenientes foram aparecendo. Os que vou descrever com brevidade a seguir hoje praticamente só têm interesse histórico. Os detetores dos grandes aceleradores e mesmo os que são usados agora pelos físicos de raios cósmicos são enormes, sofisticados e caros. Se você está interessado em saber como eles funcionam siga a carreira de pesquisador e boa sorte.

 

O eletrômetro:
Esse instrumento mede, grosseiramente, a carga elétrica entre dois fios, ou fibras, metálicas que se repelem quando eletricamente carregados. A separação entre eles, vista por uma luneta, dá uma medida da carga que eles possuem. Se uma partícula carregada passar por perto das fibras, elas se descarregam parcialmente e sua separação diminui. Contando o número desses eventos por minuto, têm-se uma estimativa da intensidade de radiação ionizante na região do aparelho. Foi assim que Theodor Wulf, na Torre Eiffel, e depois Victor Hess, em seus balões, observaram o aumento da radiação com a altitude.

O contador Geiger-Müller:
Consiste em um tubo contendo um gás rarefeito e um fio metálico que passa pelo eixo do tubo e que está ligado a uma alta voltagem positiva. Uma partícula carregada passando pelo tubo ioniza os átomos do gás produzindo elétrons que logo são captados pelo fio positivo. Essa carga dá origem a um “pulso” de corrente que pode ser medido. Se o fio for ligado a um alto-falante cada pulso dá origem a um estalido característico desse tipo de contador.

A câmara de nuvens de Wilson:
A câmara de nuvens inventada por Charles Wilson em 1911 é um cilindro contendo ar saturado de vapor de água. Normalmente, não há “nuvens” na câmara e o ar úmido dentro dela é transparente. Quando um êmbolo que está ligado à câmara é deslocado rapidamente a pressão do ar cai, o ar se resfria e torna-se “supersaturado”. Essa é uma situação de “equilíbrio instável”: o vapor de água presente no ar da câmara fica “prenhe”, louco para se condensar em água líquida. Se, nesse estágio, uma partícula carregada passar pela câmara, irá arrancando elétrons dos átomos no caminho (ionizando-os). Os íons que se formam no caminho da partícula rompem o equilíbrio instável e gotas de vapor de água se formam, produzindo uma trilha que, se for bem iluminada, pode ser vista e fotografada com facilidade.

Em geral, a câmara é colocada na presença de um campo magnético que encurva a trajetória de partículas carregadas. Medindo essa curvatura, os pesquisadores calculam a velocidade da partícula. Nessa fotografia, o traço quase reto corresponde, necessariamente, a uma partícula cósmica de alta energia, pois quase não é desviada pelo campo magnético. No caminho, essa partícula se choca com um átomo da câmara e arranca um elétron, cuja trilha é bastante encurvada pelo campo.

Partículas neutras não deixam rastros na câmara de nuvens. Mesmo assim, sua presença pode ser evidenciada quando uma, duas ou mais trilhas parecem surgir do nada na fotografia. Nessa figura, duas trilhas são visíveis, encurvando-se em direções opostas na presença de um campo magnético perpendicular ao plano da foto. Elas correspondem a duas partículas de cargas opostas geradas na colisão de uma partícula neutra, invisível, com um átomo do gás da câmara. Foi assim que Anderson observou, pela primeira vez, o pósitron, ou anti-elétron, como contei na apostila anterior.

 

Emulsões fotográficas:
Uma “emulsão fotográfica” usada pelos físicos não passa de uma folha de filme parecido com as “chapas de raios-X” que mostram pernas quebradas. Lembre que chapas fotográficas tiveram um papel fundamental na descoberta da radiação. Foi assim com Roentgen, quando descobriu os raios-X, e com Becquerel, na descoberta da radioatividade. Essa foto ao lado mostra o filme de Becquerel “queimado” pelos “raios” que emanavam de uma fonte radioativa.

Um filme fotográfico é uma superfície de plástico ou vidro coberta com uma fina camada de um sal de prata, a “emulsão”. Antigamente, o sal usado era o brometo de prata; hoje não sei qual é. Vou perguntar a meu filho Maurício, que é fotógrafo, e depois digo para vocês. Quando o filme é exposto à luz, ocorre uma reação química e a prata da emulsão é liberado do sal. Onde isso ocorre, aparece um ponto escuro. Quanto mais prata metálica é liberada, mais escuro. Isso resulta em um “negativo”, coisa que todos já viram, eu acho, mesmo nessa era de fotografia digital.

Quando uma partícula de alta velocidade passa por uma “emulsão”, escurece o filme, como vimos acima na fotografia feita por Becquerel. No estudo dos raios cósmicos, a maior parte das partículas atravessa o filme e deixa apenas um ponto preto. Mas, de vez em quando, uma delas passa ao longo do plano do filme e deixa um rastro bem visível. Se a partícula se chocar com o núcleo de um átomo do filme, pode produzir uma “estrela” de várias partículas que se espalham, como vemos na chapa ao lado. Se a partícula original estiver viajando no plano do filme, todas as partículas da “estrela” também estarão, por conservação do momento linear.

As emulsões fotográficas foram a técnica preferida dos pesquisadores de raios cósmicos depois da segunda guerra. Com o uso delas, várias partículas antes desconhecidas foram descobertas, como veremos a seguir.

3 – A descoberta de novas partículas.

A pesquisa sobre raios cósmicos resultou na descoberta de várias partículas até então desconhecidas. A primeira foi o pósitron, do qual já falamos. Essa partícula foi prevista teoricamente por Paul Dirac e descoberta por Carl Anderson em sua câmara de nuvens. O pósitron foi a primeira “anti-partícula descoberta. (Ver A ANTI-MATÉRIA).

Hideki Yukawa

O teórico japonês Hideki Yukawa também previu a existência de uma partícula. Em 1935, apresentou uma teoria para explicar como o núcleo de um átomo consegue se manter estável mesmo contendo vários prótons positivamente carregados que se repelem mutuamente. A força de repulsão elétrica entre esses prótons, confinados em um espaço menor que 10-13cm é enorme. Portanto, deve existir outra força, essa atrativa, para compensar a repulsão elétrica. Essa força, segundo Yukawa, deveria ter, entre outras, as seguintes características:

1) Ser tão intensa quanto a repulsão elétrica no espaço estreito do núcleo para garantir a estabilidade e o equilíbrio.
2) Ter curto alcance, isto é, só se manifestar efetivamente dentro do núcleo, já que não há nenhuma evidência de sua presença fora dele.
3) Ser transportada entre as partículas do núcleo (prótons e nêutrons) por outra partícula, até então desconhecida.

Um muon entra com alta velocidade na parte de cima da câmara e é amortecido por um contador Geiger colocado no centro. Com menor velocidade, encurva-se até decair.

Yukawa fez as contas e previu que essa partícula transportadora da força nuclear deveria ter uma massa cerca de 250 vezes a massa do elétron. Pois bem: nas imagens obtidas por Anderson, no início dos anos 30, também apareciam trilhas de partículas com massa intermediária entre a massa do elétron e a do próton. Foram chamadas, inicialmente, de mésotrons e, depois, de mésons (isto é, “do meio”). Essa massa era diferente mas próxima da massa prevista por Yukawa. Os teóricos logo comemoraram mais um triunfo de seu ofício. Mas, estavam enganados. O méson visto por Anderson não apenas tinha massa diferente da calculada pelo japonês mas, o que era pior, tinha várias outras propriedades diferentes das previstas.

Vale a pena falar um pouco mais sobre esse méson de Anderson, hoje chamado de “muon”, com status de partícula elementar. (Esse “u” do muon é pronunciado como um “u francês”, que nem um “i” de biquinho.)

Ele é muito parecido com o elétron, só que mais pesado e de vida média muito curta, cerca de 2,2 microssegundos. Com vida tão curta, certamente os muons vistos por Anderson certamente não eram parte de raios cósmicos primários, isto é, não vinham do espaço exterior. Eram partículas secundárias, formadas nas colisões com o ar ou com as paredes da câmara. Depois de sua curta vida média, o muon “decai” (isto é, “se transforma”) em um elétron e dois neutrinos.

Um muon formado em uma colisão nas altas camadas da atmosfera não deveria, aparentemente, ter tempo de chegar a ao detetor de Anderson. Mesmo com uma velocidade igual a 99% da velocidade da luz ele só deveria se deslocar uns 700 metros antes de decair. No entanto, um número consideravelmente grande de muons chega às altas montanhas onde estão os físicos e seus detetores. Quem explica esse milagre é a relatividade de Einstein. O tempo de vida médio de 2,2 microssegundos é medido no sistema de referência do muon. Seria o tempo medido pelo relógio do próprio muon, se o muon tivesse relógio. Mas, o caçador de partículas está na Terra e seu sistema de referência está em repouso.

De acordo com a relatividade, o observador na Terra “vê” o tempo do muon passar mais devagar. Para ele, os 2,2 microssegundos passam a ser uns 16 microssegundos. Durante 16 microssegundos o muon, com sua enorme velocidade, alcança quase 5 quilômetros e pode chegar ao solo (ou a um balão) antes de decair.

NOTA DO EDITOR: A expressão relativística que relaciona o tempo t0 medido no sistema do muon com o tempo t medido na Terra é:

onde v é a velocidade do muon e c é a velocidade da luz.
Use v = 0,99 c e t0 = 2,2 x 10-6 s para obter t = 15,6 x 10-6 s.

A experiência mostrou porque a partícula de Anderson, o muon, não era a mesma prevista por Yukawa. Pela teoria do japonês, deveriam haver mésons positivos e mésons negativos. Os negativos deveriam ser capturados pelos núcleos, que são positivos, tão logo se formassem, sem poder nem viver sua curta vida de 2,2 microssegundos. Só os mésons positivos deveriam sobreviver até decair. A observação mostrou, no entanto, que ambos decaem de forma semelhante. Isso mostra que o muon não deve interagir bem com os núcleos, logo, não pode ser a partícula de Yukawa.

Onde estava então a partícula prevista pelo japonês? Essa pergunta só foi respondida depois da guerra, como veremos mais adiante.

4 – Os “chuveiros” de partículas.

Como vimos, uma partícula cósmica, ao atingir nossa atmosfera, tem boa chance de colidir com o núcleo de algum átomo de nitrogênio ou oxigênio, os dois constituintes mais abundantes do ar que respiramos. O choque resulta na liberação de um monte de partículas, entre elas o muon que riscou a câmara de nuvens de Carl Anderson.

Na França dos anos 30, os maiores caçadores de raios cósmicos eram Pierre Auger e Louis-Leprince Ringuet. Eles descobriram que o choque de um raio cósmico primário pode resultar em uma cascata de partículas secundárias que vão se chocando novamente com outros núcleos e acabam dando origem a um “chuveiro” de partículas que pode atingir a superfície da Terra. Essa idéia foi comprovada espalhando detetores por uma extensa área do solo e verificando que eles eram acionados simultaneamente.

Na época, ainda havia a dúvida se Millikan tinha ou não razão em dizer que os raios cósmicos eram raios gama. Se, em vez disso, fossem partículas carregadas, sua abundância deveria depender fortemente da posição no planeta, pois seriam desviadas pelo campo magnético da Terra.

Pierre Auger

Para testar essa possibilidade, Auger e Leprince vieram à América do Sul, na década de 30, carregados de detetores. Fizeram várias medidas na Argentina e concluiram que eram mesmo partículas carregadas. Millikan estava errado.

No Brasil, a física dos raios cósmicos também começou nessa época. Antes da guerra, o italiano Gleb Wataghin veio para cá e formou um grupo de pesquisa em raios cósmicos. Ele e os brasileiros Marcelo Damy e Paulus Pompéia comprovaram a existência dos “chuveiros” e mostraram que eram muito penetrantes, podendo atravessar placas metálicas espessas. Até na mina de Morro Velho, a 1000 metros de profundidade, detetaram partículas cósmicas.
Depois da guerra, a pesquisa sobre raios cósmicos intensificou-se. Foi nessa época, em 1945, que o jovem físico brasileiro Cesar Lattes chegou à Inglaterra. Na próxima apostila, veremos o que ele fez por lá.

5 – Lattes e o méson-pi.

Os físicos brasileiros, como vimos, começaram a trabalhar com raios cósmicos antes da segunda guerra, com a ajuda de Wataghin. Vários jovens físicos, entre eles Leite Lopes, Tyomno e outros, foram mandados para os Estados Unidos e Europa onde trabalhariam com alguns dos maiores físicos da época, como George Gamow e John Wheeler.

Cesar Lattes foi para a Inglaterra juntar-se ao grupo de Cecil Powell, talvez a maior autoridade no uso das “emulsões”. Nessa altura das coisas, já se sabia que o méson descoberto por Carl Anderson não era a partícula prevista por Yukawa. Hans Bethe propôs a existência de dois mésons, o de Yukawa, que seria encarregado de mediar a interação entre as partículas do núcleo atômico, e o de Anderson, que ninguém sabia para que servia. Consta, até, que o físico Isidor Rabi teria dito sobre o méson de Anderson: “Quem encomendou isso?”

Primeira emulsão obtida por Lattes, Powel e Occhialini onde se vê a geração de um pion em A e sua captura por um núcleo em B.

Pois já em 1947, Lattes, Powell e Occhialini descobriram o outro méson que ficou sendo chamado de méson-pi, ou “pion”. Esse novo méson decai rapidamente em partículas mais leves, entre elas, vejam só, o méson de Anderson, o muon.

Hideki Yukawa e César Lattes

O pion descoberto por Lattes e seus colegas era, certamente, a partícula de Yukawa.
Sua vida média é curtíssima, exatamente pelo gosto que ele tem em interagir com as partículas nucleares. Quando ele é produzido na colisão de uma partícula cósmica com um núcleo da emulsão rapidamente é capturado por outro núcleo, dando origem a outras partículas.

Em 1948, Lattes foi trabalhar na Califórnia onde conseguiu detetar o méson-pi produzido artificialmente em um acelerador. Depois desses sucessos, voltou ao Brasil e ajudou a criar o Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas e o Conselho Nacional de Pesquisas.  Pelo que sei, hoje em dia ainda está muito vivo e falante, em Campinas.

NOTA do EDITOR: Depois que D. Fifi escreveu essa apostila, César Lattes faleceu em 08 de Março de 2005.

Nas décadas de 50 e 60, começou a febre dos aceleradores de partículas. Era mais prático trabalhar com as partículas geradas de forma controlada que apostar na loteria dos raios cósmicos. Na França, Pierre Auger e Louis-Leprince sentiram a tendência e foram ajudar a criar o CERN, onde hoje estão os maiores aceleradores do mundo. A era heróica dos raios cósmicos acabara.
Mas, existe uma coisa nas partículas cósmicas que não pode, pelo menos atualmente, ser reproduzida nos aceleradores: a escala enorme de energia. Como veremos na próxima apostila, a turma dos raios cósmicos está dando a volta por cima, como diria o Vanzolini, apresentando resultados e desafios que estão dando nova vida a esse ramo da física.

6 – O mistério dos raios cósmicos de altas energias.

Os “raios” cósmicos, já se sabe, são prótons, núcleos do hélio e, em menor número, núcleos de elementos mais pesados. Restam saber ainda de onde eles estão vindo e quem os acelera tanto.
Sendo partículas carregadas, são desviados inúmeras vezes em suas trajetórias por campo magnéticos interestelares, perdendo toda indicação de onde partiram.

Por outro lado, desde que foram descobertos, vários modelos surgiram tentando explicar como essas partículas alcançam velocidade tão altas. Um dos primeiros, apresentado pelo italiano Enrico Fermi, ainda é bem considerado na praça. Segundo Fermi, nuvens magnéticas que se deslocam pelo espaço entre as estrelas arrastariam essas partículas carregadas como uma onda arrasta um surfista. Infelizmente, esse modelo só explica energias até um certo limite e hoje se sabe que existem partículas cósmicas com energias bem acima desse limite.

NOTA DO EDITOR: Traçando-se um gráfico log-log da incidência de partículas em função de sua energia, obtém-se uma curva com três regimes. No primeiro (I), a curva é uma “lei de potência”, indicando uma origem comum para partículas com energias até 1015 eV. Provavelmente, nesse regime, vale o processo descrito por Fermi. Nos trechos (II) e (III) é possível que os processos de aceleração sejam outros, ainda desconhecidos. Os regimes são separados por um “joelho” e um “cotovelo”. A energia máxima conseguida em aceleradores como o LHC do CERN é da ordem de 1013 eV.

Nos últimos anos, a comunidade de caçadores de raios cósmicos agitou-se com a descoberta de partículas que chegam à Terra com energia quase inacreditável. Algumas, detetadas bem recentemente, chegam com energias bilhões de vezes superiores à maior energia alcançada nos maiores aceleradores que existem. Dizem que a mais danada tinha energia 10.000.000 (107) vezes maior que a maior energia conseguida em aceleradores. Sua velocidade era 99,99999999999999999999% da velocidade da luz. Com tal velocidade, a partícula pode atravessar o universo visível em menos de 3 semanas!

NOTA DO EDITOR: Medindo pelo tempo da partícula. Veja NOTA em apostila anterior.

De onde vêm esses minúsculos bólidos e qual é o acelerador cósmico natural que os impulsiona? Palpites não faltam. Vêm de supernovas explodindo, uns dizem. De buracos negros colidindo, propôem outros. Há até quem ache que se originam da ainda não encontrada “matéria escura” ou de entidades ainda mais estrambóticas e especulativas. É querer resolver um mistério apelando para outro ainda maior.
Na tentativa de solucionar esses enigmas, os especialistas em raios cósmicos estão montando dois conjuntos de “observatórios” de raios cósmicos. O primeiro está quase pronto, nos pampas da Argentina, e deve começar a funcionar no próximo ano. O outro será montado em um deserto dos Estados Unidos. Essa iniciativa leva o nome de Projeto Auger, em homenagem ao bom Pierre. O Brasil faz parte do grupo de países que organiza e toca esse empreendimento.

O “observatório” da Argentina tem 1600 detetores que são tanques cheios dágua cercados de sensores de luz. Quando uma partícula cósmica passar por um desses tanques, deve deixar um fraco rastro luminoso que será “visto” pelos sensores, registrado e armazenado como um evento. Os tanques distam 1,5 quilômetros uns dos outros e se espalham por uma área total de uns 3.000 metros quadrados. Se, em algum instante auspicioso, todos os detetores forem acionados simultaneamente (ou quase), estaremos testemunhando um “chuveiro” gigantesco que só pode ser explicado pela colisão de uma partícula cósmica de energia fabulosa.

Os físicos esperam, com essas informações, montar um quebra-cabeças que resulte na solução do enigma da origem desses poderosos mísseis de dimensões nucleares, revelando um dos segredos do universo que ainda não foram desvendados.

Vocês que são jovens devem ficar atentos pois podem surgir coisas surpreendentes dessas observações, nos próximos anos. Quanto a mim, talvez não dê para esperar. É mais provável que eu vá conhecer a explicação desses mistérios por “comunicação pessoal”, direta do acendedor do Big Bang.

NOTA DO EDITOR: As notícias mais recentes sobre esses raios cósmicos de altíssimas energias, publicadas pelos cientistas do Projeto Auger na revista Science de 9 de Novemvro de 2007, informam que há fortes evidências de que eles se originam nos enormes buracos negros que se encontram nos núcleos de algumas galáxias. As partículas são tão energéticas que sofrem pouco desvio da fonte aos detetores, possibilitando a determinação dos seus locais de origem.