Grandes descobertas da Astronomia - As 100 maiores descobertas da história...

RESUMO DAS DATAS IMPORTANTES DA XVII OBA E VIII MOSTRA BRASILEIRA DE FOGUETES DE 2014

16/03 Data final para atualizar a ficha de cadastro na extranet e recebermos cadastros de novas escolas.
20/04 Data limite para chegar às Escolas os originais das provas, de qualquer forma estarão na extranet também.
15/05  Data limite para fazer a maquete Terra-Lua e ver a visualização da distância entre ambas. (veja “Atividades Práticas”)
15/05 Data limite para determinar a direção Norte-Sul corretamente (veja “Atividades Práticas”)
15/05 Data limite para construir o Relógio Solar (veja “Atividades Práticas”)
15/05 Data limite para determinar o meio dia solar verdadeiro (veja “Atividades Práticas”)
15/05 Data limite para localizar Órion, as 3 Marias, Vênus, Sirius, etc. (veja “Atividades Práticas”)
15/05 Data limite para relacionar os alunos que farão as provas da OBA e tirar cópias das provas.
16/05 Data limite para lançar os foguetes da VIII MOBFOG.
16/05 Dia de aplicação das provas da XVII OBA.
16/05 Data em que postaremos os gabaritos da XVII OBA nos correios, mas só para professores sem e-mail cadastrado na OBA.
17/05 Data em que postaremos os gabaritos da XVII OBA na página da OBA.
11/06 Data final para a Região Sul digitar os nomes dos alunos participantes da OBA e da MOBFOG na extranet.
12/06 Data final para o Centro Oeste digitar os nomes dos alunos participantes da OBA e da MOBFOG na extranet.
13/06 Data final para a Região Nordeste digitar os nomes dos alunos participantes da OBA e da MOBFOG na extranet.
14/06 Data final para a Região Norte digitar os nomes dos alunos participantes da OBA e da MOBFOG na extranet.
15/06 Data final para a “Região Sudeste” digitar os nomes dos alunos participantes da OBA e da MOBFOG na extranet.
16/06 Data final para o Estado de São Paulo digitar os nomes dos alunos participantes da OBA e da MOBFOG na extranet.
16/07 Data limite para a Secretaria da OBA enviar as listas de nomes de alunos e colaboradores para a conferência final de dados.
16/08 Data limite para as escolas corrigirem os nomes dos participantes, dos colaboradores e pagarem o boleto que ajuda na
postagem dos pacotões contendo os certificados, eventuais medalhas e demais brindes.
30/08 Divulgação na extranet e na página da OBA os nomes dos alunos que ganharam medalhas na OBA e na MOBFOG.
15/09 Início das postagens dos pacotões contendo os certificados, eventuais medalhas e demais brindes.
Nov / Dez Entrega pelas Escolas dos certificados e eventuais medalhas aos seus alunos, numa pomposa cerimônia com a presença
de todas as autoridades locais, rádio, TV, jornais, Prefeito e Secretário da Educação.
Nov / Dez Postagem das fotos dos alunos recebendo certificados, etc, na “Galeria de Fotos” da página da OBA .
Nov / Dez Solução, por parte da Secretaria da OBA, de qualquer tipo de problema referente a erros em certificados, medalhas
faltantes, etc. Não deixe para reclamar isso no ano seguinte!

Fonte: http://www.oba.org.br/site/

Astronomia no Brasil

Tudo começou há mais de quinhentos anos. Enquanto Colombo e Vasco da Gama tinham feito suas viagens com apenas três caravelas, Cabral recebeu treze embarcações e 1500 homens, a maior expedição jamais vista em terras portuguesas.

Dia 2 de maio a expedição ruma para a Índias e uma caravela retorna à Portugal com as cartas que oficializaram a descoberta.

Entre seus subordinados estavam os melhores navegadores, pilotos e exploradores de seu tempo. Inclusive um fidalgo de origem espanhola chamado João Emeneslau ou simplesmente Mestre João, “físico e cirurgião”, principal investigador da expedição.

Partiram dia 9 de Março, pelo calendário usado na época, antes da reforma Gregoriana de 1582. Após cruzarem as ilhas Canárias, uma embarcação se perde e dela nunca mais se ouviu falar.

Em 23 de Abril, o dia seguinte ao avistamento das novas terras, a expedição desembarcou e no local hoje conhecido como Baía de Cabrália o Mestre João realizou os primeiros trabalhos para determinação da latitude.

Foi ali que ele vislumbrou um conhecido asterismo da constelação do Centauro, cuja extraordinária beleza se destacou em forma de cruz.

Sua carta ao Rei de Portugal é o mais antigo documento a mencionar a designaçãoCrux, pelo qual mais tarde seria conhecida a constelação do Cruzeiro do Sul, uma das mais belas e significativas constelações do firmamento.

As sucessivas viagens de exploração à costa trouxeram muitos dados importantes, principalmente com relação à determinação de latitudes. O primeiro estudo sistemático de Astronomia no Brasil foi iniciado por Jorge Marcgrave, da comitiva de Maurício de Nassau, durante o domínio holandês.

Um observatório foi instalado numa das torres do Palácio de Friburgo, na Ilha de Antônio Vaz, Recife. Marcgrave observou ocultações, conjunções e uma série de eclipses, como o da Lua de Abril de 1642, visto do Forte dos Reis Magos, na foz do rio Potengi, em Natal (ilustração abaixo).

Astrônomos ilustres
DESDE O FINAL DO SÉCULO XVII e durante o século XVIII vários astrônomos ilustres visitaram o Brasil. Edmund Halley, o descobridor do famoso cometa que leva seu nome, esteve em diversas cidades do litoral. Foi ele quem determinou a declinação magnética do Rio de Janeiro, em 1699.

Para a correta demarcação do Tratado de Madrid, de 1750, em substituição ao Tratado de Tordesilhas (1494), muitos geógrafos e astrônomos foram enviados pelas cortes espanhola e portuguesa ao continente sul-americano. Mais tarde, em 1777, foi assinado o Tratado de Santo Ildefonso, dando origem a novas expedições científicas para a região Sul do Brasil. O mesmo aconteceu a partir de 1781, com a demarcação da região Norte.

2ª Parte

JOSÉ ROBERTO V. COSTA Astronomia no Zênite

D. PEDRO II DIZIA QUE SE NÃO FOSSE O IMPERADOR DO BRASIL seria um professor. E que professor ele seria! D. Pedro de Alcântara era um intelectual de verdade e grande entusiasta das ciências.

Mantinha contato estreito com muitos nomes ilustres da época, como Camille Flamarion e Victor Hugo, com os quais dividia a paixão pela Astronomia. Fundou bibliotecas, museus, observatórios astronômicos e meteorológicos em várias partes do país, algumas vezes mantendo-os com recursos pessoais. Ainda jovem, com apenas 22 anos, era um Imperador dedicado, simples e tranqüilo.

O Imperial Observatório do Brasil havia sido criado por decreto em 1827, no Rio de Janeiro, mas só começara a funcionar quase vinte anos depois. D. Pedro II deu forma e alma a instituição, cedendo os próprios instrumentos que utilizava em seu observatório particular na Quinta da Boa Vista, para que o Imperial Observatório pudesse iniciar suas atividades.

D. Pedro II é o Patrono da Astronomia no Brasil

Infelizmente, o gosto pessoal do Imperador pelas ciências não contagiou seus frios auxiliares de governo. Naquela época, países como o Chile e a Argentina já possuíam observatórios superiores, dirigidos por profissionais eminentes.

D. Pedro II sempre se queixou disso. Sonhava com um observatório astronômico moldado nos mais modernos estabelecimentos existentes na época.

Pensava no famoso observatório de Nice, onde foi descoberto o asteróide 293, chamado Brasília, em homenagem ao Imperador, quando do seu exílio, em Paris.

Assim mesmo o Imperial Observatório trouxe-lhe muitas alegrias. Um dos trabalhos mais importantes lá realizados foram as observações do trânsito de Vênus, um raro evento que ocorre quando esse planeta passa na frente do disco solar.

Em Janeiro de 1887 o próprio Imperador faria estimativas do comprimento da cauda de um cometa, como ficou registrado na revista francesa "L'Astronomie", publicada até hoje. D Pedro II estava sempre em contato com os astrônomos do Imperial Observatório e discorria com rara competência sobre diversas questões científicas.

Imperial Observatório, no Morro do Castelo, Rio de Janeiro, como era em 1881. Adaptação de uma gravura de Rubens de Azevedo.

O mal da República
A REPÚBLICA PRATICAMENTE DESTRUIU o Imperial Observatório. Aliás fez bem mais que isso: retardou o desenvolvimento do espírito científico no país, tão valorizado nos tempos do Segundo Reinado.

E a cada novo presidente que se sucedia no poder correspondia um degrau abaixo no conceito internacional da Astronomia brasileira. Alguns órgãos da imprensa ajudavam, confundindo a manipulável opinião pública, na medida em que fazia humor dos edifícios erguidos em São Cristóvão, no Rio, e no Parque do Estado, em São Paulo, onde então quase nada se fazia.

Foi preciso esperar um longo tempo. O primeiro presidente republicano a iniciar os trabalhos de reconstrução dos observatórios brasileiros foi Emílio Garrastazu Médici. Começou aí, ainda que timidamente, a recuperação do tempo perdido.

O Observatório Nacional, em São Cristóvão, o Observatório de Valongo, na Universidade Federal do Rio de Janeiro, o Observatório do Instituto Tecnológico da Aeronáutica, em São José dos Campos e o Observatório Abraão de Morais em Valinhos, São Paulo, entre outros, começaram a organizar importantes programas de cooperação internacional.

Continua...

 

quem gostou é só visitarem o site e continuar: Astronomia no Zênite

Fonte: Costa, J.R.V. Astronomia no Brasil. Astronomia no Zênite, dez. 2002. Disponível em: <http://www.zenite.nu?astronomianobrasil>. Acesso em: 17 abr. 2014.

UFC e CED ofertam curso de Avaliação Educacional para profissionais da rede pública

Em uma iniciativa da Secretaria de Educação do Estado do Ceará (SEDUC-CE) em parceira com a Universidade Federal do Ceará (UFC), está sendo ofertado aos professores e técnicos vinculados à Rede Pública de Ensino um Curso de Avaliação Educacional.

A ação tem o intuito de contribuir para o desenvolvimento de uma Educação Básica de qualidade do estado do Ceará e será realizada pelo Instituto UFC Virtual, da UFC, e o Centro de Educação à Distância, da SEDUC. 

O Curso capacitará os agentes envolvidos a realizarem avaliações em suas instituições de ensino, dando a possibilidade de melhorar o desempenho dos alunos, dos programas e das intervenções pedagógicas dentro da escola.

 

As inscrições estão sendo realizadas através do site do UFC Virtual, e irão até dia 20 de abril de 2014.

Confira Chamada Pública para o Curso

Mais informações:

Instituto UFC Virtual: http://www.virtual.ufc.br

CED

Disponível em: http://www2.virtual.ufc.br/portal2/index.php/noticias/46-uncategorised/458-chamada-publica-para-curso-de-formacao-continuada-em-avaliacao-educacional

O Bóson de Higgs, o Prêmio Nobel de Física (PNF) de 2013 e os Físicos Brasileiros.

O PNF de 2013 foi concedido aos físicos, o inglês Peter Ware Higgs (n.1929) e o belga François Englert(n.1932) pela “descoberta teórica de um mecanismo que contribui para o entendimento da origem da massa das partículas subatômicas”. A partícula decorrente desse mecanismo, conhecida então comobóson de Higgs, prevista em 1964, teve uma evidência de 3σ (o que não garante  sua confirmação, como veremos mais adiante) em experiências realizadas por colaborações dos dois principais aceleradores do mundo: o Tevatron New Phenomena & Higgs Working Group: Combined D0/CDF doFermi National Accelerator Laboratory (FERMILAB), nos Estados Unidos, e A Toroidal LHC ApparatuS(ATLAS) e Compact Muon Solenoid (CMS) do Large Hadron Collider (LHC), do Conseil Européen pour laRecherche Nucléaire (hoje: European Organization for Nuclear Research) (CERN), na Europa, e finalmente ela foi anunciada em julho de 2012, com um nível de confiança de 5σ, que é um critério internacional sobre a existência de uma partícula, como veremos no decorrer deste artigo.

                   Higgs nasceu em 29 de maio de 1929 em Elswick, distrito de Newcastle upon Tyne, na Inglaterra. Devido à asma que o acometeu na infância, seus primeiros estudos foram realizados praticamente em casa. Depois que seu pai, engenheiro de som da British Broadcasting Corporation("Corporação Britânica de Radiodifusão") (BBC), se transferiu para Bedford, perto de Bristol, Higgsestudou, entre 1941 e 1946, na Cotham Grammar School, em Bristol, que se tornara célebre por ter o físico inglês Paul Adrien Maurice Dirac (1902-1984; PNF, 1933) [Bassalo & Caruso, Dirac (Livraria da Física, 2013)] como um de seus alunos.  

                   Com 17 anos de idade, em 1946, Higgs foi estudar na City of London School, especializando-se em Matemática. Logo depois, em 1947 ele entrou para o King College, em Londres, graduando-se em Física, em 1950, como o primeiro aluno de sua classe; em 1952, obteve o Mestrado em Física, e começou a realizar seu doutoramento no grupo de Física Molecular, trabalhando com os químicos teóricos ingleses Charles Alfred Coulson (1910-1974) (também matemático aplicado) e Hugh Christopher Longuet-Higgins (1923-2004), sendo este aluno de doutorado de Coulson na Universidade de Oxford. Higgs defendeu sua Tese de Doutorado, em 1954, intitulada Some Problems in the Theoryof Molecular Vibrations (“Alguns Problemas na Teoria das Vibrações Moleculares”), sob a orientação de Coulson. Entre 1954 e 1956, Higgs foi Pesquisador Sênior da University of Edinburgh (UE), voltando a essa Universidade, em 1960, para ser Lecturer no Tait Institute of Mathematical Physics, depois de trabalhar no Imperial College London e University College. Em 1980 assumiu a Cadeira de Física da UE e, em 1983, tornou-se Membro (Fellow) da Royal Society of Edinburgh (RSE) e da Royal Society of London(RSL) e, em 1991, do Institute of Physics (IP). Aposentou-se da UE, em 1996, ocasião em que recebeu o título de Professor Emérito. 

                   Destaque-se que, antes de compartilhar o PNF2013, Higgs recebeu outras honrarias, tais como: em 1981, Hughes Medal da RSL; em 1984, Rutherford Medal and Prize do Institute of Physics(IP); em 1997, Dirac Medal and Prize do IP e High Energy and Particle Physics Prize da EuropeanPhysical Society (EPS) [este, com os físicos belgas Englert e Robert Brout (1928-2011)]; em 2004, WolfPrize in Physics (com Englert e Brout) pela Wolf Foundation; em 2008, foi retratado pelo artista inglês Ken Currie (n.1960); em 2009, Oskar Klein Memorial Lecture Medal da Royal Swedish Academy ofSciences (RSAS); em 2010, J. J. Sakurai Prize for Theoretical Particle Physics [com Englert, Brout e os físicos, os norte-americanos Gerald Stanford Guralnik (n.1936) e Carl Richard Hagen (n.1937), e o indiano-inglês Thomas Walter Bannerman Kibble (n.1932)] da American Physical Society (APS); em 2011, Edinburgh Award da City of Edinburgh Council; e, em 2012, Higgs Medal da RSE. Por fim, em 06 de julho de 2012, a UE criou o The Higgs Center for Theoretical Physics e a Chair Peter Higgs. Aliás, é interessante registrar que, como Higgs não tem telefone celular e quase não usa o seu fixo, ele soube que havia compartilhado o PNF2013, por intermédio de uma mulher que o abordou em uma rua emEdinburgh e o congratulou (wikipedia/Higgs). Note-se que, no dia 08 de dezembro de 2013, Higgsapresentou sua Nobel Lecture: Evading the Goldstone Theorem (“Contornando o Teorema deGoldstone”).  

              O Barão Englert nasceu no dia 06 de novembro de 1932, em Etterbeck, Bruxelas, na Bélgica. Com a ocupação da Bélgica pelo Exército Nazista, por ocasião da Segunda Guerra Mundial (SGM) (1939-1945), ele teve de ocultar sua descendência judaica e viver em orfanatos e casas para crianças nas cidades de Dinant, Lustin, Stoumont e Annevoie-Rouillion, cidades essas que foram, em 1945, libertadas pelo Exército Norte-Americano.

                   De volta a Bruxelas, ele se graduou em Engenharia Eletromecânica, em 1955, na Universidade Livre de Bruxelas (ULB) onde, também, obteve o Doutorado em Física, em 1959. De 1959 até 1961,Englert foi para a Cornell University, nos Estados Unidos, trabalhando com Brout. Em 1961, Englertvoltou à ULB e tornou-se professor universitário. Em 1980, juntamente com Brout, criou um grupo para trabalhar em Física Teórica. Em 1984, foi indicado para a (“Cadeira” ou “Cátedra”) Professor SacklerChair, na School of Physics and Astronomy da Tel-Aviv University. Em 1998, Englert foi indicado comoProfessor Emérito da ULB. Por fim, em 2011, o Institute for Quantum Studies da Chapman University(Orange, Califórnia), ofereceu-lhe o cargo de Eminente Professor Visitante. 

                   Destaque-se que, antes de compartilhar o PNF2013, Englert recebeu outras honrarias, tais como: em 1978, First Prize (com Brout e o físico belga Edgard Gunzig) da Gravity Research FoundationAwards; em 1982, Francqui Prize da Francqui Foundation; em 1997, High Energy and Particle PhysicsPrize (com Brout e Higgs) da European Physical Society (EPS); em 2004, Wolf Prize in Physics (comBrout e Higgs), pela Wolf Foundation; em 2010, J. J. Sakurai Prize for Theoretical Particle Physics (comBrout, Guralnik, Hagen, Higgs e Kibble). Por fim, em 08 de julho de 2013, o Rei Alberto II da Bélgica (n.1934), por Decreto Real, concedeu a Englert o Título Nobre de Barão. (wikipedia/Englert). Registre-se que, no dia 08 de dezembro de 2013, Englert apresentou sua Nobel Lecture: The BEH Mechanism andIts Scalar Boson [“O Mecanismo BEH (Brout-Englert-Higgs) e Seu Bóson Escalar]. 

                   Agora, vejamos o significado dessa premiação e, para isso, vamos fazer um resumo histórico sobre as Partículas Elementares. Como vimos em verbete desta série, para os antigos filósofos gregos, existiam quatro tipos de forças: as que atuam nos corpos nas proximidades de nosso planeta Terra (asterrestres); as que atuam nos corpos celestes (as celestes); as exercidas pela magnetita ou ímã natural(hoje conhecida quimicamente como o óxido de ferro: Fe₃O₄) – a força magnética; e as exercidas peloâmbar, quando este é atritado com um pedaço de lã – a força elétrica. Estas duas últimas foram mencionadas pelo filósofo e astrônomo grego Tales de Mileto (624-546). Durante longo tempo os fenômenos elétricos e magnéticos, por se apresentarem muito semelhantes, foram confundidos, até serem, pela primeira vez, diferenciados pelo matemático italiano Ge(i)rolano Cardano (Jerome Cardan) (1501-1576). Observação análoga foi realizada pelo médico e físico inglês William Gilbert (1544-1603), que a registrou em seu famoso tratado De Magnete, publicado em 1600. Aliás, nesse livro, esse físico cunhou o termo elétrico para os corpos que se comportavam como o âmbar (“elektron”, em grego) quando atritado com lã. Tais forças, elétrica e magnética, só foram unificadas no Século 19, conforme veremos mais adiante.

                   As duas primeiras forças relacionadas acima, terrestres e celestes, discutidas pelo filósofo grego Aristóteles de Siracusa (384-322) em seus Livros V-VIII, Física (Les Belles Lettres, 1996), teve sua primeira ideia de unificação considerada pelo astrônomo armeno Abu Ar-Rayan Muhammad ibn Ahmadal-Biruni (973-c.1051) ao afirmar que os fenômenos físicos no Sol, na Terra e na Lua obedecem às mesmas leis [Abdus Salam, IN: Em Busca da Unificação (Gradiva, 1991)]. Mais tarde, em 1602, o físico, matemático e astrônomo italiano Galileu Galilei (1564-1642) afirmou que as leis que regem as forças terrestres e celestes são universais [José Leite Lopes, Albert Einstein e a Imagem Física do Mundo, CBPF-CS-011/97 (Abril de 1997)]. Contudo, foi o físico inglês Sir Isaac Newton (1642-1727) quem formalizou essa unificação por intermédio de sua célebre Lei da Gravitação Universal, apresentada no terceiro livro de seu famoso tratado intitulado Philosophiae Naturalis Principia Mathematica(“Princípios Matemáticos da Filosofia Natural”), publicado em 1687 [Great Books of the Western World 12 (Encyclopaedia Britannica, Inc., 1993)].

                   Por sua vez, as primeiras experiências indicando a unificação entre as forças elétrica e magnética foram realizadas pelo farmacêutico e físico dinamarquês Hans Christiaan Oersted (1777-1851). Com efeito, em 1807, Oersted procurou, sem êxito, encontrar uma relação entre aquelas forças. Ela só foi por ele encontrada no inverno de 1819-1820, quando ministrou, na Universidade de Copenhague, um curso sobre Eletricidade, Galvanismo e Magnetismo. Durante esse curso, Oerstedrealizou uma série de experiências. Por exemplo, em fevereiro de 1820, observou que um condutor se esquentava quando era percorrido por uma corrente elétrica. Também, nessas experiências, Oerstedprocurou encontrar uma relação entre eletricidade e magnetismo, examinando o que acontecia com uma agulha magnética ao ser colocada perpendicularmente ao fio condutor do circuito galvânico utilizado. No entanto, não registrou nenhum movimento perceptível da agulha. Porém, ao término de uma aula noturna daquele curso, no começo de abril de 1820, ocorreu-lhe a ideia de colocar o fio condutor paralelamente à direção da agulha magnética; aí, então, percebeu uma razoável deflexão dessa agulha, e a procurada relação entre o magnetismo e o ``galvanismo” estava então descoberta. Observe-se que essa descoberta foi relatada ao físico e químico inglês Michael Faraday (1791-1867), em carta escrita pelo físico e astrônomo holandês Christopher Hansteen (1784-1873), então assistente de Oersted. É oportuno registrar que no início do Século 19, era hábito distinguir o estudo da ``eletricidade estática” do estudo das correntes elétricas (“galvanismo”), cujas primeiras pesquisas destas foram conduzidas pelo fisiologista italiano Luigi Galvani (1737-1798), em 1786, e pelo físico italiano Alessandro Giuseppe Volta (1745-1827), em 1794, ocasião em que este cientista cunhou o termo “galvanismo”. É ainda interessante observar que a criação de um campo magnético por uma corrente elétrica foi também confirmada, ainda em 1820, em experiências realizadas pelos físicos franceses Dominique François Jean Arago (1786-1853) (Annales de Chimie et de Physique 15, p. 93) e André Marie Ampère (1775-1836) (Annales de Chimie et de Physique 15, p. 170). [Roberto de Andrade Martins, Cadernos de História e Filosofia da Ciência 10, p. 89 (UNICAMP, 1986); Sir Edmund Taylor Whittaker, A History of the Theories of Aether and Electricity: The Classical Theories (Thomas Nelson and Sons Ltd., 1951).]

                   Uma vez encontrada a relação entre as forças elétrica e magnética, uma nova relação precisava ser pesquisada, qual seja, entre o “eletromagnetismo” (termo cunhado por Ampère) e a gravitação. Um dos primeiros a realizar experiências nesse sentido foi Faraday. Contudo, em 1849, ele escreveu em seu Diário de Laboratório que não havia conseguido mostrar que a gravidade poderia induzir correntes elétricas em peças de metal que caiam do topo de uma sala de aula na RoyalInstitution of Great Britain. [Abraham Pais, ‘Subtle is the Lord...’ The Science and the Life of Albert Einstein (Oxford University Press, 1982)]. Outra tentativa de encontrar aquela mesma relação, e igualmente frustrada, foi apresentada pelo matemático alemão Georg Friedrich Bernhard Riemann(1826-1866), um pouco antes de morrer. [Charles W. Misner, Kip S. Thorne and John Archibald Wheeler, Gravitation (W. H. Freeman and Company, 1973)]. Note-se que, até o presente momento (dezembro de 2013), essas duas forças ainda não foram unificadas, apesar de várias tentativas feitas por vários pesquisadores, como, por exemplo, o físico finlandês Gunnar Nordström (1881-1923), em 1914 (Zeitschrift für Physik 15, p. 504), o matemático e físico alemão Hermann Klaus Hugo Weyl (1885-1955); em 1918 (Sitzungsberichte Preussische Akademie der Wissenschaften, Part 1, p. 465); o matemático e linguista alemão Theodor Kaluza (1885-1954), em 1921 (Sitzungsberichte PreussischeAkademie der Wissenschaften, Part 1, p. 966); o astrônomo inglês Sir Arthur Stanley Eddington (1882-1944), ainda em 1921 (Proceedings of the Royal Society of London 99, p. 104); os físicos alemãesgermano-suíço-norte-americano Albert Einstein (1879-1955; PNF, 1921) e Jakob Grommer (1879-1933), em 1923 (Scripta Jerusalem Universitat 1, Número 7); e o físico sueco Oskar Benjamin Klein (1894-1977), em 1926 (Zeitschrift für Physik 37, p. 895; Nature 118, p. 516).    

                   A formulação matemática da unificação entre as forças elétrica e magnética – conhecida desde então como força eletromagnética - foi finalmente conseguida pelo físico e matemático escocês James Clerk Maxwell (1831-1879), em seu livro intitulado A Treatise on Electricity and Magnetism, publicado em 1873 (Dover, 1954). Aliás, é oportuno dizer que, nesse livro, Maxwell apresentou também a unificação da Óptica com o Eletromagnetismo ao demonstrar que a luz é uma onda eletromagnética.                   Note-se que o Século 19 terminou com a ideia de que só existiam duas forças distintas na Natureza: a gravitacional newtoniana e a eletromagnética maxwelliana, em virtude das tentativas frustradas de unificá-las, conforme destacamos acima.

                   A tentativa da unificação entre as forças da Natureza até então conhecidas (gravitacional eeletromagnética) tornou-se ainda mais complicada com a descoberta, na década de 1930, de mais duas forças, a fraca e a forte, decorrentes da radioatividade, descoberta pelo o físico francês Antoine Henry Becquerel (1852-1908), em 1896 [Comptes Rendus Hebdomadaires des Séances de l´Academiedes Sciences de Paris (CRHSASP)  122, p. 420; 501].

                   Por sua vez, a descoberta dos raios-X pelo físico alemão Wilhelm Conrad Roentgen (1845-1923; PNF, 1901), em 1895 (Sitzungsberichte der Würzburger Physikalischen-MedicinischenGesellschaft, p. 132), levou o físico inglês Ernest Rutherford, Lord Rutherford de Nelson (1871-1937) a medir a ionização provocada por esses raios, trabalho esse que fez como colaborador do físico inglês Sir Joseph John Thomson (1856-1940; PNF, 1906) – que viria a descobrir o elétron (e^-), em 1897 (Philosophical Magazine 44, p. 295) – de quem Rutherford era pesquisador-estudante no Laboratório Cavendish, em Londres, e publicado em 1896 (Philosophical Magazine 42, p. 392). Por outro lado, a descoberta da radioatividade por Henri Becquerel, em 1896, referida anteriormente, conduziu Rutherford a outro aspecto de suas pesquisas, qual seja, a de medir a ionização provocada pelos “raios de Becquerel” fazendo-os passar através de folhas metálicas. Neste seu trabalho, descobriu, em 1898 (Proceedings of the Cambridge Philosophical Society 9, p. 401), que os “raios Becquerel” eram constituídos de dois tipos de partículas: alfa (α), carregada positivamente, e beta (β), carregada negativamente. Em 1899, em trabalhos independentes, Becquerel (CRHSASP 129, p. 996), os físicos austríacos Stefan Meyer (1872-1949) e Egon Ritter von Schweidler (1873-1948) (PhysikalischeZeitschrift 1, p. 113), e o físico alemão Frederick Otto Giesel (1852-1927) (Annalen der Physik 69, p. 834), observaram a deflexão magnética sofrida por essas partículas. Em 1900 (CRHSASP 130, p. 809),Becquerel mostrou que os raios β eram raios catódicos, isto é, elétrons. Ainda em 1900 (CRHSASP 130, p. 1010; 1178), o físico francês Paul Villard (1860-1934) observou que a radioatividade possuía uma terceira parcela que não era defletida pelo campo magnético, parcela essa penetrante e semelhante aosraios-X, à qual Rutherford denominou de gama (γ). Essa descoberta foi confirmada por Becquerel, também em 1900 (CRHSASP 130, p. 1154).

                   Depois do sucesso de seu trabalho sobre a radioatividade, Rutherford passou a usá-la, principalmente a radioatividade alfa (α), em outros experimentos, agora com a colaboração dos físicos, o alemão Hans (Joahnnes) Wilhelm Geiger (1882-1945) e o inglês Ernst Marsden (1889-1970), sobre o espalhamento de partículas α pela matéria. Com efeito, em 1906 (Philosophical Magazine 11, p. 166; 12, p. 134), Rutherford apresentou os resultados de experiências nas quais observou um pequeno espalhamento (desvio de aproximadamente 2⁰) de partículas α ao passarem através de uma lâmina de mica de 0,003 cm de espessura. Em 1908 (Proceedings of the Royal Society of London A81, p. 174), Geiger estudou o espalhamento de um feixe de partículas α, oriundo de um composto de rádio, o brometo de rádio (RaBr₂), através de uma lâmina fina de metal [alumínio (A) e ouro (Au)]. Aspartículas α [que são núcleos de hélio (₂He⁴), conforme Rutherford e o químico inglês Thomas Royds(1884-1955) mostraram em 1909 (Philosophical Magazine 17, p. 281)] espalhadas eram detectadas em contadores de cintilações. Usando essa técnica de contagem, Geiger e Marsden, em 1909 (Proceedings of the Royal Society of London A82, p. 495), estudaram o espalhamento de um feixe departículas α [oriundas do radônio (Rn)], através de uma lâmina fina de metal. Nesse estudo, eles observaram que do feixe não muito bem colimado e contendo cerca de 8.000 daquelas partículas, apenas uma delas era refletida, ou seja, era espalhada num ângulo > 90^o. Este tipo de espalhamento foi também comentado por Geiger, em 1910 (Proceedings of the Royal Society of London A83, p. 492). Em 1911 (Proceedings of the Manchester Literary and Philosophical Society 55, p. 18; PhilosophicalMagazine 5, p. 576; 21, p. 669), Rutherford interpretou os resultados das experiências de Geiger eMarsden, propondo seu célebre modelo planetário do átomo, segundo o qual o átomo era constituído de uma parte central positivamente carregada, denominada por ele de núcleo atômico,  com elétronsgirando em torno dele, constituindo a eletrosfera.

                   Por outro lado, a radioatividade beta (β), composta de elétrons (e^-) emitidos por um núcleo A que se transformava em outro núcleo B, emissão essa conhecida como decaimento beta (β), foiestudada pelo físico inglês Sir James Chadwick (1891-1974; PNF, 1935), em 1914 (Verhandlungen derDeustschen Physikalische Gesellschaft 16, p. 383), estabelecendo que aquelas partículas possuíam um espectro contínuo de energia. Registre-se que, em 1919 (Philosophical Magazine 37, p. 581), Rutherford voltou a realizar experiências com partículas α, ocasião em que realizou a primeira transmutação química, ou seja, transformou o nitrogênio (₇N¹⁴) no oxigênio (₈O¹⁷) e que resultou na descoberta do próton (p, o núcleo do hidrogênio – ₁H¹), com sua célebre reação nuclear: ₂He⁴ + ₇N¹⁴ →₈O¹⁷  + ₁H¹. Logo em 1920 (Proceedings of the Royal Society of London A97, p. 374), Rutherfordsugeriu que no núcleo atômico, que havia descoberto, em 1911, além de cargas positivas (p) existiam, também, cargas neutras.

                   Voltemos às partículas β que, segundo Chadwick, possuíam um espectro contínuo de energia, conforme destacamos acima. Desse modo, na década de 1920, desenvolveu-se uma questão polêmica relacionada à energia dessas partículas de carga negativa. Desejava-se saber se a mesma era determinada pelas energias dos núcleos final (B) e inicial (A) ou se variava continuamente. Além do mais, havia uma questão objetiva: se um elétron é emitido pelo núcleo A que se transforma no núcleo B e tem energia menor que suas massas de repouso, para onde vai a energia que está faltando? Em 14 de fevereiro de 1929, o físico dinamarquês Niels Henrik David Bohr (1885-1962; PNF, 1922) escreveu uma carta para o físico inglês Sir Ralph Howard Fowler (1889-1944), na qual defendeu a tese de que o Princípio da Conservação da Energia, que parecia estar sendo violado no decaimento β, só era válido estatisticamente para fenômenos macroscópicos, sendo violado nos processos microscópicos. Aliás, essa mesma tese já havia sido defendida por Bohr, em trabalho publicado em 1924 (PhilosophicalMagazine 47, p. 785; Zeitschrift für Physik 24, p. 69), em parceria com os físicos, o holandês HendrikAnthony Kramers (1894-1952) e o norte-americano John Clarke Slater (1900-1976), para explicar oefeito Compton (variação do comprimento de onda dos raios-X ao ser espalhado pelo elétron) descoberto, em 1923, pelo físico norte-americano Arthur Holly Compton (1892-1962; PNF, 1927) (Physical Review 21, p. 207; 483; 715; 22, p. 409; Philosophical Magazine 46, p. 897) e, independentemente, pelo físico e químico holandês Petrus Joseph Wilhelm Debye (1884-1966; PNQ, 1936) (Physikalische Zeitschrift 24, p. 161). Para resolver a polêmica referida acima, em 04 de dezembro de 1930, o físico austro-norte-americano Wolfgang Pauli Junior (1900-1958; PNF, 1945) propôs, na reunião do Group of Radioactivity of Tübingen, em uma “carta aberta” (intitulada: “ToRadioactivity Ladies and Gentlemen”) aos físicos, a sueco-austríaca Lise Meitner (1878-1968) e o alemão Geiger, ele propunha a existência de uma partícula neutra, de massa muito pequena, não excedendo um centésimo da massa do próton, emitida junto com o elétron no decaimento β pela “mãe” (A), cuja energia restaurava aquele princípio. [Para uma boa discussão sobre essa polêmica, ver: Abraham Pais, Niels Bohr´s Times, in Physics, Philosophy, and Polity (Clarendon Press, 1991); Francisco Caruso e Vitor Oguri, Física Moderna: Origens Clássicas e Fundamentos Quânticos(Campus/Elsevier, 2006); Bassalo & Caruso, Pauli (Livraria da Física, 2013]. Registre-se que, em 1932 (Proceedings of the Royal Society of London A136, p. 696; 735; Nature 129, p. 312), Chadwickconfirmou a existência do nêutron (₀n¹) como constituinte do núcleo atômico rutherfordiano, por intermédio da reação: ₂He⁴ + ₅B¹¹ → ₇N¹⁴  + ₀n¹, sendo ₅B¹¹ um isótopo do boro.

                   Segundo vimos em verbete desta série, a “partícula pauliana” foi denominada de neutrino () (nêutron pequenino, em italiano) pelo físico ítalo-norte-americano Enrico Fermi (1901-1954; PNF, 1938), em 1934 (Nuovo Cimento 11, p. 1; Zeitschrift für Physik 88, p. 161), por ocasião em que formulou a teoria matemática do decaimento β, segundo a qual, por intermédio de uma nova força na natureza – chamada mais tarde de força fraca – o nêutron transforma-se em um próton, com a emissão de um elétron e da “partícula pauliana”, ou seja: . Note-se que, somente em 1953 (Physical Review 92, p. 1045), os físicos norte-americanos Emil John Konopinski (1911-1990) eHormoz Massou Mahmoud (n.1918) mostraram que a “partícula pauliana” era uma antipartícula, oantineutrino do elétron (), ao introduziram o conceito de número leptônico L e sua lei de conservação. Assim, eles atribuíram o valor L = +1 para o elétron (e^-) e seu neutrino associado (ν_e), e L = - 1, para as suas respectivas antipartículas, o pósitron (e⁺) e o antineutrino associado (), como vimos em verbete desta série.

                   Vejamos agora como aconteceu a proposta da força forte. Em 1927 (Proceedings of theRoyal Society A114, p. 243; 710), o físico inglês Paul Adrien Maurice Dirac (1902-1984; PNF, 1933) publicou dois trabalhos nos quais considerou a função de onda de Schrödinger  (e sua conjugada  ) como operadores [em vez de números, como o físico austríaco Erwin Schrödinger (1887-1961; PNF, 1933) havia considerado, em 1926 (Annales de Physique Leipzig 79, p. 361; 489; 734; 747; 80, p. 437; e 81, p. 136), ao apresentar sua famosa equação: H = ], porém sua álgebra era não-comutativa, isto é: . Com esse procedimento, conhecido como Teoria Quântica da Emissão e Absorção da Radiação [também conhecida como segunda quantização, que considera os operadorescriação (a⁺), destruição (a^-) e número de ocupação (N = a⁺a^-)], Dirac quantizou o campo eletromagnético, procedimento esse que deu origem ao desenvolvimento da Quantum Electrodynamics(Eletrodinâmica Quântica - QED). Segundo esta teoria, o elétron é preso ao próton, no caso do átomo de hidrogênio (H), em virtude da troca de “fótons virtuais”. Como essas partículas eletrizadas estão sob a ação da força eletromagnética, a “segunda quantização diraciana” vista acima, significa dizer que osfótons [nome cunhado, em 1926 (Nature 118, p. 874), pelo químico norte-americano Gilbert Newton Lewis (1875-1946) e hoje denotado por γ] são as partículas mediadoras (“quanta”) da força(interação) eletromagnética.

                   Por outro lado, a descoberta do nêutron por Chadwick, em 1932, como uma das partículas constituintes do núcleo atômico rutherfordiano, juntamente com o próton, provocou outra grande dificuldade para os físicos, qual seja, a de explicar a razão dos prótons não se repelirem pela forçacoulombiana (eletromagnética) no interior do núcleo. Para resolver essa dificuldade, ainda em 1932, os físicos, o alemão Werner Karl Heisenberg (1901-1976; PNF, 1932) (Zeitschrift für Physik 77, p. 1), o russo Dimitrij Iwanenko (1904-1994) (Nature 129, p. 798) e o italiano Ettore Majorana (1906-1938) propuseram a hipótese de que os prótons e os nêutrons, enquanto partículas constituintes do núcleo atômico se comportavam como partículas únicas – os núcleons – que interagiam por intermédio de uma força atrativa capaz de superar a “repulsão coulombiana”. Ainda em 1932 (Zeitschrift für Physik78, p. 156), Heisenberg defendeu a ideia de que os núcleons deveriam se caracterizar por um novo número quântico, o hoje conhecido spin isotópico ou isospin (I). Segundo nos fala o romancista italiano Leonardo Sciascia (1921-1989), em seu livro Majorana Desapareceu (Rocco, 1991), Majoranaformulou a Teoria dos Núcleons seis meses antes de Heisenberg. Depois de apresentá-la aos seus colegas do Instituto de Física da Universidade de Roma, se recusou a publicá-la, bem como proibiu que seu colega Fermi o apresentasse no Congresso de Física que iria ser realizado em Paris. [Bassalo & Caruso, Fermi (Livraria da Física, 2013)].

                   A ideia da energia de ligação entre núcleons ainda foi tratada por Heisenberg, em 1933 (Zeitschrift für Physik 80, p. 587), ao mostrar que essa energia aumentava de uma maneira aproximadamente igual ao número de núcleons. Em vista disso, afirmou que a partícula α apresentava uma estrutura de saturação dessa energia. Essa ideia foi logo contestada por Majorana em trabalho publicado ainda em 1933 (Zeitschrift für Physik 82, p. 137; Ricerca Scientifica 4, p. 559), ao afirmar que era o dêuteron (núcleo do hidrogênio pesado: ₁H² = ₁D²) e não a partícula α que era completamente saturada pela “força de Heisenberg”. Observe-se que o ₁D² foi descoberto, em 1932 (Physical Review39, p. 164; 864; 40, p. 1), pelos químicos norte-americanos Harold Clayton Urey (1893-1981; PNQ, 1934), Ferdinand Graft Brickwedde (1903-1989) e George Moseley Murphy (1903-1969). [Bassalo & Caruso, Heisenberg (em preparação)].

                   A polêmica da “força de Heisenberg” foi finalmente resolvida, em 1935 (Proceedings of thePhysical Mathematics Society of Japan 17, p. 48), quando o físico japonês Hideaki Yukawa (1907-1981; PNF, 1949) propôs que aquela “força” decorria da troca entre eles da partícula U (como a denominouYukawa), porém sua massa deveria ser m_U = 200 m_e (sendo m_e a massa do elétron). Para chegar a esse valor, Yukawa admitiu que a energia potencial V de dois núcleons em repouso seria dada por: V = - (A/r)exp (- μ r), onde A uma é constante e . Portanto, para Yukawa a força nuclear[mais tarde chamada de força (interação) forte] era de curto alcance e mediada (em analogia com a troca de fótons entre elétron e próton no átomo de H, conforme visto acima) por uma partícula de massa intermediária entre a massa do elétron (m_e) e a massa do próton (m_p), razão pela qual a mesma ficou conhecida, inicialmente, como yukon, mesotron e, hoje, méson pi (π). É oportuno registrar que a existência dessa partícula foi confirmada nas experiências realizadas, em 1947 (Nature 159, p. 694), pelos físicos, o brasileiro Cesare (César) Mansueto Giulio Lattes (1924-2005), os ingleses HughMuirhead (1925-2007) e Sir Cecil Frank Powell (1903-1969; PNF, 1950), e o italiano Guiseppe PaoloStanislao Occhialini (1907-1993), nas quais observaram que a incidência de raios cósmicos em emulsões nucleares colocadas nos Alpes (Suíça) e em Chacaltaya (Bolívia) produzia dois tipos demésons: primários (hoje, múons - μ) e secundários (hoje, píons - π) (vide verbete nesta série).

                   Assim, a descoberta de mais duas forças (interações) na Natureza elevava para quatro o número das forças naturais: gravitacional, eletromagnética, fraca e forte. Tais forças, no entanto, são bem distintas, pois suas constantes de acoplamento, em valores aproximados, valem, respectivamente: 10^-39, 10^-2 , 10^-10 e 10.

                   Durante mais de 20 anos, essas quatro forças (interações) permaneceram independentes, pois, conforme vimos anteriormente, a tentativa de unificar (via geometrização) as duas primeiras foi malograda. Diferentemente dessa via geométrica, a tentativa de unificar aquelas forças começou a ser viabilizada graças ao desenvolvimento das Teorias de “Gauge” (“Calibre”). Vejamos como isso ocorreu. Em 1954 (Physical Review 96, p. 191), os físicos, o sino-norte-americano Chen Ning Yang (n.1925; PNF, 1957) e o norte-americano Robert Laurence Mills (n.1927), propuseram uma Teoria de “Gauge” não-Abeliana para estudar a interação forte. Registre-se que, em 1955, o físico inglês Ronald Shaw (n.1929) defendeu sua Tese de Doutoramento, sob a orientação do físico paquistanês Abdus Salam (1926-1996; PNF, 1979), na qual havia uma proposta semelhante à de Yang-Mills. No entanto, por não serrenormalizável para bósons (partículas que têm spin zero ou inteiro) massivos, essa Teoria de Yang-Mills-Shaw (TYMS) não poderia descrever as interações fracas, já que essas são mediadas por partículas massivas, conforme a proposta apresentada por Klein, em 1938 (Journal de Physique et leRadium 9, p. 1). Segundo essa proposta, o decaimento β seria mediado por bósons vetoriais (spin = 1) massivos e carregados, aos quais denominou de ω (hoje, W). Assim, para Klein, esse decaimento seria dado por (em notação da época): n → p + ω^- → e^- + ν.  

                   A ideia de as interações fracas serem mediadas por bósons vetoriais aventadas por Klein, conforme vimos acima, foi retomada, em 1957 (Annals of Physics NY 2, p. 407), pelo físico norte-americano Julian Seymour Schwinger (1918-1994; PNF, 1965) e, em 1958 (Physical Review 109, p.109), pelos físicos norte-americanos Richard Phillips Feynman (1918-1988; PNF, 1965) e Murray Gell-Mann (n.1929; PNF, 1969), em sua proposta da famosa Teoria V-A, que universalizou a interação fraca, e segundo a qual esse tipo de interação poderia ser devido à troca dos bósons kleinianos. Estimulado pela leitura do trabalho de Feynman-Gell-Mann, o físico brasileiro José Leite Lopes (1918-2006), ainda em 1958 (Nuclear Physics 8, p. 234), publicou um artigo no qual considerou que a constante de acoplamento da interação eletromagnética (constante de estrutura fina α ≈ 1/137 ≈ 10^-2) com a matéria seria igual à constante de acoplamento da interação fraca (G_W) também com a matéria, isto é: α = G_W. Desse modo, Leite Lopes propôs que a interação elétron-nêutron só poderia ser realizada por intermédio de um bóson vetorial neutro, o hoje conhecido Z⁰, chegando a estimar a sua massa em cerca de 60 massas do próton (60 m_p). [Bassalo & Caruso, Feynman (Livraria da Física, a ser publicado)].

                   A TYMS voltou a ser objeto de pesquisa por parte do físico japonês Yoichiro Nambu (n.1921; PNF, 2008) ao descobrir, em 1960 (Physical Review Letters 4, p. 382), a quebra de espontânea de simetria nessa teoria, usando uma analogia com a supercondutividade [descoberta em 1911 (Communications from the Physical Laboratory of Leiden 122B e 124C), pelo físico holandês HeikeKamerlingh Onnes (1853-1926; PNF, 1913)]. Esta descoberta foi confirmada, em 1961, pelo físico inglês Jeffrey Goldstone (n. 1933) (Nuovo Cimento 19, 154) e, também, por Nambu e G. Jona-Lasínio(Physical Review 122, p. 345; 124, p. 246). Esses trabalhos mostravam que essa quebra de simetria era acompanhada de partículas não-massivas, logo denominadas de bósons de Nambu-Goldstone (bN-G) ou, simplesmente, bósons de Goldstone (bG), também conhecido como Teorema de Goldstone (TG). Logo em seguida, em 1962 (Physical Review 127, p. 965), Goldstone e os físicos, o paquistanês Abdus Salam (1926-1996; PNF, 1979) e o norte-americano Steven Weinberg (n.1933; PNF, 1979) mostraram que a existência desses bósons era um resultado geral da Teoria Quântica de Campos. Em 1964, em trabalhos independentes, Higgs (Physics Letters 12, p. 132; Physical Review Letters 13, p. 508), Englert eBrout (Physical Review Letters 13, p. 321), e Guralnik, Hagen e Kibble (Physical Review Letters 13, p. 585), encontraram um mecanismo que tornava massivos os bN-G. Esse mecanismo ficou conhecido como mecanismo de Higgs, e o bóson de spin nulo correspondente de tal mecanismo, como bóson deHiggs (H), cuja massa foi estimada em experiências posteriores, porém com um grande intervalo, até finalmente ser detectada, em 2012, como veremos mais adiante. Registre-se que, conforme vimos em verbete desta série, em 1966 (Communications in Mathematical Physics 2, p. 108), o físico brasileiro Jorge André Swieca (1936-1980) (de origem polonesa), com a participação de David Kastler e Derek W.Robinson apresentaram uma demonstração axiomática do TG, com as seguintes hipóteses básicas: 1) invariância de Lorentz; 2) espaço de Hilbert com norma positiva definida; 3) simetria global.

                      Sobre os trabalhos de Higgs descritos acima, há um aspecto curioso a registrar. No primeiro trabalho (PL 12:132), ele mostrou que as partículas sem massa previstas por Goldstone não ocorrem quando a simetria local é espontaneamente quebrada na Teoria de Campo Relativística. Em vista disso, ele preparou um segundo artigo no qual apresentou o seu famoso mecanismo de Higgs e o enviou para a Physics Letters que foi rejeitado pelos editores com o argumento de que “o artigo não era relativamente óbvio para a física”. Então, Higgs acrescentou um parágrafo extra e o enviou para aPhysical Review Letters que o publicou, ainda em 1964 (PRL 13:508), mas posteriormente ao artigo deEnglert e Brout (PRL 13:321) (wikipedia/Higgs).    

                  A unificação das forças eletromagnética e fraca especulada nos trabalhos referidos acima foi finalmente formalizada nos artigos do físico norte-americano Steven Weinberg (n.1933; PNF, 1979), em 1967 (Physical Review Letters 19, p. 1264) e de Salam, em 1968 (Proceedings of the Eighth NobelSymposium, p. 367), a conhecida Teoria Eletrofraca. Segundo essa teoria, baseada no grupo , a força eletrofraca é mediada por quatro quanta: o fóton (), partícula não-massiva e mediadora da interação eletromagnética e os bósons vetoriais () (a notação de Z⁰ foi sugerida por Weinberg), de massas respectivas: ≈ 87 m_p e  ≈ 97 m_p. Observe-se que nessa Teoria de Salam-Weinberg (TSW), as constantes de acoplamento das interações, a eletromagnética (α ≈ 1/137) e afraca (G_W) são relacionadas pela expressão: α = G_W sen (θ_W), onde θ_W é o ângulo de Weinberg. E mais ainda, nessa TSW, inicialmente as partículas têm massa nula e estão sujeitas à simetria “gauge”. No entanto, por intermédio do mecanismo de Higgs, do qual participam o dubleto Higgs (H⁺, H⁰) e seu antidubleto (), há a quebra espontânea dessa simetria, ocasião em que o fóton (γ) permanece com massa nula, porém os  adquirem massas por incorporação dos bósons carregados (), ao passo que Z⁰ adquire massa de uma parte dos bósons neutros (), ficando a outra parte () como uma nova partícula bosônica escalar (spin 0), o referido bóson de Higgs (H). (Salam, 1991, op. cit.). Registre-se que uma simetria de um sistema é dita quebrada espontaneamente se o mais baixo estado do sistema é não-invariante sob as operações dessa simetria. (Mauro Sérgio DorsaCattani and José Maria Filardo Bassalo, Higgs Field, Higgs Mechanism and the Boson of Higgs,http://publica-sbi.if.usp.br/PDFs/pd1670.pdf).   

                   Por outro lado, a TSW apresentava uma grande dificuldade, pois ela não era renormalizável, ou seja, apareciam divergências (infinitos) nos cálculos envolvendo os quatros quanta, característicos dessa teoria. Para contornar essa dificuldade, em 1971 (Physical Review D3, p. 1043), Glashow e o físico grego-norte-americano John Iliopoulos (n.1940) examinaram o cancelamento (renormalizabilidade) na TYMS. Ainda em 1971, o físico holandês Gerardus ´t Hooft (n.1946; PNF, 1999) publicou dois artigos nos quais estudou aquele cancelamento. No primeiro (Nuclear Physics B33, p. 173), ele usou bósons vetoriais não-massivos e não considerou o mecanismo de quebra espontânea de simetria de Guralnik-Hagen-Kibble-Brout-Englert-Higgs; e, no segundo (Nuclear Physics B35, p. 167), ele trabalhou com partículas massivas e o mecanismo referido acima. Por outro lado, o físico holandês Martinus Justinus Godefridus Veltman (n.1931; PNF, 1999), que havia sido orientador da Tese de Doutoramento de ´t Hooft, observou que o modelo de regularização dimensional de ´t Hooftsó eliminava os infinitos dos diagramas de Feynman de dois laços. Porém, para mais de dois laços, os infinitos permaneciam. Assim, em 1972 (Nuclear Physics B44; B50, p. 189; 318), ´t Hooft e Veltman desenvolveram o modelo de regularização dimensional contínua que conseguia eliminar todos os infinitos dos diagramas de Feynman. É oportuno destacar que, ainda em 1972, os físicos argentinos Juan José Giambiagi (1924-1996) e Carlos Guido Bollini (1926-2009) (Nuovo Cimento B12, p. 20;Physics Letters B40, p.566) e o koreano-norte-americano Benjamin W. Lee (1935-1977) (PhysicalReview D5, p. 823), desenvolveram o mesmo tipo de regularização. Desse modo, os trabalhos de ´t Hooft, Veltman, Giambiagi, Bollini e Lee conseguiram resolver a grande dificuldade da TSW, ou seja, a sua renormalização. Estava assim completada a teoria da força (interação) eletrofraca. Só faltava a detecção de suas partículas mediadoras: . Para detalhes dos trabalhos de ´t Hooft e Veltman, ver: Martinus Veltman, Facts and Mysteries in Elementary Particles (World Scientific, 2003). Note-se que a renormalização [termo cunhado pelo físico norte-americano Robert Serber (1909-1997), em 1936 (Physical Review 49, p. 545)] é um método pelo qual os infinitos de uma Teoria de Campo (TC) são absorvidos em seus parâmetros livres, de modo que resultam valores finitos nos cálculos, em todas as ordens de perturbação, para todos os observáveis envolvidos nos fenômenos físicos tratados pela TC.       

                    É oportuno destacar que a importância da descoberta do bóson de Higgs (H) decorre do fato de que o Standard Model (SM) (“Modelo Padrão”) da Física das Partículas Elementares, modelo este composto pela TSW e pela Cromodinâmica Quântica (Quantum Cromodynamics - QCD) [que explica aforça forte, mediada pelo glúon (g), que liga os quarks (q)], a massa das partículas é um parâmetro, ou seja, ela é dada em função da massa do elétron (m_e) cujo valor é determinado experimentalmente, valor esse que decorre das experiências de J. J. Thomson, em 1897 (Philosophical Magazine 44, p. 295), que calculou a relação e/m_e, e os experimentos do físico norte-americano Robert AndrewsMillikan (1868-1953; PNF, 1923), para determinar a carga do elétron (e), a partir de 1906 e definida em 1912 (Transactions of the American Electrochemical Society 21, p. 185).

                   Concluindo este verbete, é oportuno fazer três comentários sobre o H. Primeiro, sobre o nome em que ele é conhecido: partícula Deus em virtude do título do livro escrito pelo físico norte-americano Leon Max Lederman (n. 1922; PNF, 1988) em parceria com o escritor norte-americano DickTeresi: The God Particle: If the Universe Is the Answer, What Is the Question? (Delta Book, 1994), no qual há uma descrição histórico-conceitual da Física das Partículas Elementares e, portanto, envolvendo essa “misteriosa” partícula que é a responsável pela massa das partículas, segundo vimos acima. Aliás, sobre o título principal desse livro, há o seguinte esclarecimento em sua página 22: - Why God Particle?Two reasons. One, the publisher wouldn´t let us call it the Goddamn Particle, though that might be a more appropriate title, given its villainous nature and the expense it is causing. And two, there is a connection of sorts, to another book, a much older one … (“Por que Partícula Deus? Duas razões. Uma, o editor não permitiu que eu a chamasse de Partícula Maldita, embora ele possa ser um título apropriado, o mesmo supõe sua natureza infame e causa prejuízo. Dois, existe uma conexão natural a outro livro, e muito mais velho...”). É oportuno dizer que Lederman se refere a Bíblia pois, em seguida a essa afirmação, ele cita uma passagem do Gênesis 11:1-9. Por outro lado, é interessante ressaltar que Salam (1991, op. cit.), diz que a partícula Z⁰ é a verdadeira partícula de Deus, pois ela é a partícula que faz o elétron atômico ter uma órbita espiralada e, portanto, o átomo torna-se quiral (a imagem especular é diferente da imagem real). Essa é a propriedade que faz com a maioria dos 20  aminoácidos (responsáveis pela vida) serem moléculas quirais. Desse modo, considerando que a Química da Vida se deve à essa quiralidade, Salam (op. cit.) escreveu a seguinte frase: - Existe uma certeza cada vez maior de que a força eletrofraca é a verdadeira força da vida e que DEUS criou a partícula Z⁰ para fornecer aquiralidade às moléculas da vida. Assim, creio que podemos dizer que Z⁰ é a verdadeira Partícula de Deus.

                   O segundo comentário relaciona-se com a sua detecção. Proposto o H, os grandes aceleradores de partículas, principalmente, o LEP (Large Electron-Positron Collider) Working Group forHiggs Boson Searches do EP/CERN [Colaborações: Apparatus for LEP PHysics (ALEPH), Detector withLepton, Photon and Hadron Identification (DELPHI), Terceiro Experimento do LEP (L3), Omni-PurposeApparatus for LEP) (OPAL)], e os anéis de colisão próton-antipróton [(ppbar)] do FERMILAB [Tevatron New Phenomena & Higgs Working Group: Combined D0/CDF (TEVNPHWG:D0/CDF)] e o do LHC/CERN (Colaborações: ATLAS e CMS) começaram a busca por sua confirmação. Note-se que o LEP é um anel de 27 km e energia inicial de 91 GeV, quando construído em 1989; o Tevatron é um anel de 6,3 km e energia de 2 TeV, construído em 1983 e desativado em 30 de setembro de 2011; e o LHC (sucessor do LEP, a partir de 2000), mantendo 27 km e energia de 7 TeV (em 2011) e 8 TeV (em 2012), por feixe. (Note que: 1 GeV = 10⁹ eV; 1 TeV = 10¹² eV; sendo 1 eV = 1,602176462 × 10^-19 J e que E = mc² = m, considerando-se c = 1).

                   A busca de H começou nas duas últimas décadas do Século 20 e prolongou-se até 2012, com várias evidências de sua existência encontradas pelas colaborações do LEP: ALEPH, DELPHI, L3, OPAL,TEVNPHWG:D0/CDF (sendo que dessas colaborações do LEP, nenhuma evidência foi confirmada e indicavam uma massa para o H de 115 GeV, menor do que o valor realmente detectado, como veremos a seguir), e pelo ATLAS e CMS, conforme se pode ver nos artigos de Gregorio Bernardi, Marcela Carena (física argentina nascida em 1962) e Thomas R. Junk, Higgs Bosons Theory and Searches [IN: PhysicalReview D86, article number (a.n.) 010001 (2012)] e de M. Della Negra, Peter Jenni e T. S. Virdee,Journey in the Search for the Higgs Boson: The ATLAS and CMS Experiments at the Large HadronCollider (Science 338, p. 1560, 21 de dezembro de 2012). Contudo, a sua existência só foi considerada dentro dos padrões internacionais (com nível de precisão de 5σ, ou seja, menos do que um em um milhão de chances de erro) em 2012, quando a colaboração TEVNPHWG:D0/CDF (arXiv:1207.0449v1 [hep-ex], 02 de julho) anunciou (depois de uma informação extra-oficial do LHC) a existência de H com m_H ≈ (114-130) GeV, com um nível de precisão de apenas 3σ, e as colaborações ATLAS (Physics Letters B716, p. 1) e CMS (Physics Letters  B716, p. 30) anunciaram, por sua vez, em 04 de julho,  terem realmente detectado (com 5σ ) o H com os respectivos valores de m_H ≈ 126,5 GeV e 125, 3 0,6 GeV, após observaram, basicamente, o decaimento de H nos canais: H → 2Z⁰ e H → 2γ. Note-se que os demais canais observados pelo LHC: H → (bbar) não apresentava nenhuma evidência de H, o que levou alguns físicos teóricos a especular que essa partícula era “fermiofóbica”, e o canal H → W⁺ + W^-também observado pelo LHC. Note-se que, o canal H →  era o candidato mais provável, e no final a descoberta aconteceu no canal H → 2γ (e 2Z⁰), não porque era mais abundante, mas sim por ser o mais limpo, e com maior capacidade de rejeição do background hadrônico (José Guilherme Rocha de Lima, por e-mail, em 22/11/2013; Gilvan Augusto Alves, por e-mail, em 30/11/2013).

                   É oportuno registrar que nessas duas colaborações trabalharam físicos brasileiros. Na ATLAS, dentre os quase três mil cientistas que participaram dessa colaboração, estiveram presente treze (13) cientistas brasileiros (físicos e engenheiros eletrônicos), assim distribuídos: José Guilherme Rocha de Lima (n.1967) do Fermi National Laboratory, Denis Oliveira Damazio (n.1975), do Physics Departmentdo Brookhaven National Laboratory (USA), e os das seguintes instituições brasileiras: 1) Instituto de Física da Universidade Federal do Rio de Janeiro e Instituto Alberto Luiz Coimbra de Pós-Graduação em Engenharia (IF/UFRJ/COPPE) – Luiz Pereira Calôba (n.1944), Carmen (Lucia Lodi) Maidantchik (n.1967), Fernando Marroquim (Leão de Almeida Junior) (n.1948), Andre Asevedo Nepomuceno (n.1979), Marcelo Perantoni (n.1973) e José Manoel de Seixas (n.1954); 2) Universidade Federal de Juiz de Fora(UFJF) - Augusto Santiago Cerqueira (n.1974) e Luciano Manhães de Andrade Filho (n.1978); 3)Departamento de Ciências Naturais da Universidade Federal de São João del Rei (DCN/UFSJ) – Maria Aline Barros do Vale (n.1961); 4) Instituto de Física da Universidade de São Paulo (IF/USP) - MarisilviaDonadelli (n.1968) e Marco Aurélio Lisboa Leite (n.1966). Na CMS, com também quase três mil cientistas, estiveram presente trinta e cinco (35) brasileiros de três instituições brasileiras e assim distribuídos: 1) Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas (CBPF) – Gilvan Augusto Alves (n.1960), Lucas (de Brito) Cavalcanti (n.1986), Marcos Correa Martins Junior (n.1984), Thiago (dos Reis) Martins (n.1984), Maria Elena Pol (n.1948) e Moacyr Henrique Gomes e Souza (n.1944); 2) Instituto de Física daUniversidade Estadual do Rio de Janeiro (IF/UERJ) – Walter Luiz Alda Júnior (n.1984), Wagner (de Paula) Carvalho (n.1968), Analu Custódio (n.1987), Eliza Melo da Costa (n.1981), Dilson de Jesus Damião (n.1979), Carley (Pedro) de Oliveira Martins (n.1951), Sandro Fonseca de Souza (n.1975), Helena (Brandão) Malbouisson (n.1978), Magdalena Malek (n.1981), Diego Matos Figueiredo (n.1984), Luiz (Martins) Mundim (Filho) (n.1966), Hélio Nogima (n.1963), Vitor Oguri (n.1951), Wanda Lúcia Prado da Silva (n.1953), Alberto (Franco de Sá) Santoro (n.1941), André Sznajder (n.1967) e Antônio Vilela Pereira (n.1982); 3) Instituto de Física Teórica da Universidade Estadual Paulista (IFT/UNESP) – Tiago Santos dos Anjos (n.1986), César Augusto Bernardes (n.1985), Flávia de Almeida Dias (n.1987), Thiago Rafael Fernandez Perez Tomei (n.1983), Eduardo de Moraes Gregores (n.1958), Rogério Luiz Iope(n.1965), Caio Lagana Fernandes (n.1987), Sérgio Morais Lietti (n.1970), Franciole da Cunha Marinho (n.1981), Pedro Galli Mercadante (n.1969), Sérgio Ferraz Novaes (n.1956) e Sandra dos Santos Padula(n.1956).

                   Vejamos o terceiro comentário sobre o H, agora relacionado com a sua massa (m_H), que apresenta algumas dificuldades. Por exemplo, embora o H e todas as partículas do SM entrem em correções radiativas (loops) para a massa bare (“nua”) do H, o problema que surge é o de evitar que essas correções cresçam indefinidamente fazendo com que m_H > 1 TeV (Alves, e-mail citado). É oportuno esclarecer que o astrofísico brasileiro Mario Novello (n.1942) em artigos publicados em 2010 (arXiv:1003.5126v2 [physics.gen-ph] 5 de abril de 2010), em 2011 (Classical and Quantum Gravity 28,a.n. 035003; International Journal of Modern Physics A26, p. 3781) e, em 2012 (Physical Review D86, p. a.n. 063510) [este, em parceria com o físico brasileiro Eduardo Henrique Silva Bittencourt (n.1985)],propõe o mecanismo gravitacional (a ação gravitacional do Universo sobre suas partes) como gerador da massa de todas as partículas elementares, inclusive à do bóson de Englert-Higgs (EH), como Novelloo denomina. [Edgard Elbaz, O que, afinal, confere massa ao bóson de Higgs?, Ciência Hoje 139, p. 70 (dezembro de 2013)].

                   Outro problema é que a m_H não explica as massas das partículas que decorrem da Teoria daSupersimetria. Vejamos como esta foi formulada. Em 1971 (Nuclear Physics B34, p. 632), os físicos, o francês Jean Loup Gervais (n.1936) e o japonês Bunji Sakita (n.1930), descobriram uma nova simetria – logo conhecida como supersimetria (SUSY – “supersymmetry”) [que envolve energias da ordem de 10²⁰ GeV (ou dimensões da ordem de 10^-34 cm)] - que converte bósons em férmions.

                   Em 1973, trabalhos independentes dos físicos russos D. V. Volkov e V. P. Akulov (PhysicsLetters B46, p. 109) e de Gervais e Sakita (Physical Review Letters 30, p. 716), desenvolveram a hoje conhecida Teoria da Supersimetria (TSS). Segundo essa teoria, cada partícula deverá possuir umasupercompanheira (partículas SUSY ou ino) com propriedades idênticas, exceto no valor de seu spin, que vale o spin da partícula correspondente, subtraído de ½. Assim, para as partículas mediadoras das interações (gravitacional: gráviton, de spin 2; forte: glúon, de spin 1; fraca: W e Z⁰ , de spin 1; eletromagnética: fóton, de spin 1) suas supercompanheiras (partículas ino) são, respectivamente:gravitino, de spin 3/2; gluino, de spin ½; wino, de spin ½; zino⁰, de spin ½; e fotino, de spin ½. Para as partículas constituintes da matéria (quarks e léptons, ambas de spin ½), suas supercompanheirassão: squarks e sléptons, de spin 0.

                   Com a previsão da H, em 1964, como responsável pela massa das partículas elementares, como registramos acima, surgiu a necessidade de encontrar uma versão do SM para incorporar a SUSY. Assim, em 1981 (Nuclear Physics B193, p. 150), os físicos norte-americanos Savas Dimoupolos(n.1952) (de origem grega) e Howard Mason Georgi (n.1947) apresentaram uma extensão da SUSY ao SM, o hoje conhecido Minimal Supersimetric Standard Model (MSSM), no qual se considera uma transformação com simetria global, isto é, que é aplicada uniformemente em todos os pontos do espaço, permitindo transformar bósons em férmions e vice-versa. Além do mais, ela prediz as partículas ino com massas entre 100 GeV e 1 TeV.                     Contudo as experiências realizadas (Bernardi, Carena and Junk, op. cit.), pelo Tevatron e pelo LEP e LHC do CERN, até 2013, envolvendo energias até a ordem de TeV e que indicaram a existência de H neutros, não encontraram nenhuma evidência das partículas SYSY/ino.

                   Para finalizar este verbete é oportuno registrar que o LHC continuou a realizar experiências, por intermédio de duas colaborações: 1) LHCb, em um experimento envolvendo a oscilação entre oméson B_s [composto de um antiquark bonito e um quark estranho () e cuja massa foi pela primeira vez medida, em 1993 (Physics Letters B311, p.425), por D. Buskulic e Alexander Finch] e suaantipartícula (_s); 2) CMS, em busca das inos, sem obter sucesso, conforme artigo publicado, em setembro de 2013 (Physical Review Letters 111, a.n. 131802), pelos físicos  Jonathan L. Feng, PhilippKant, Stefano Profume e David Sanford. Neste artigo, esses autores afirmam que, embora a violação da simetria CP (carga/paridade) observada no decaimento (B_s  → μ⁺ + μ^-) confirme o SM (com precisão > 4σ), porém não foi encontrado nenhum SUSY/ino como se esperava. Desse modo, alguns físicos afirmaram que essa experiência deixou ainda uma porta muita aberta para uma Nova Física. (wikipedia/Strange B meson). Apesar dessa descrença, a esperança de confirmar o MSSM foi proposta, em outubro de 2013 (European Journal Physics C73, p. 2552), no artigo escrito por Carena, S.Heinemeyer, Oscar Stal, C. E. M. Wagner e G. Weiglein e intitulado: Benchmark Scenarios after theDiscovery of a Higgs-like Particle.

Disponível em: http://www.seara.ufc.br/folclore/folclore441.htm