Olha só!!! pra você que achou que o Simetria de Gauge estava morto, sinto lhe dizer que …. você estava certo! Talvez eu traga ele de volta do mundo dos mortos… mas apenas talvez, pois a vida ficou corrida nos últimos anos.

Pois bem, cá estou de volta e dessa vez vou contar pra vocês como eu gastei 53 mil reais do seu dinheiro :) para criar um modelo cosmológico que faz barba, cabelo e bigode. Ou seja, esse texto é uma prestação de contas à você que pagou minha bolsa de doutorado e hoje paga meu salário de professor pesquisador.

Foto ilustrativa, achei isso quando pesquisei por dark matter no google...

A cosmologia é hoje uma das áreas de pesquisa em física com maior número de grandes problemas em aberto. Por exemplo, hoje acreditamos que o Universo começou com um Big Bang quente, após esse período houve uma rápida inflação cósmica, logo após veio uma fase em que o Universo passou a ser dominado por radiação, posteriormente por matéria escura e nos dias de hoje por energia escura. Essa visão de evolução cosmológica é o padrão que temos hoje, entretanto nós não entendemos bem o Big Bang, não sabemos o que foi que causou a inflação cósmica subsequente, não sabemos o que é matéria escura, nem energia escura e menos ainda sabemos se isso tudo tem relação ou se são eventos separados.

Antes de falarmos exatamente do que nós fizemos, é importante (até pela forma que me propus a levar esse blog) deixar tudo bem explicado dentro do contexto que queremos trabalhar, então vamos falar do modelo cosmológico $\Lambda$CDM.

Modelo cosmológico que queremos descrever:

De maneira generalista, o modelo cosmológico que descreve um Universo fisicamente equivalente ao nosso é o modelo $\Lambda$CDM¹, o qual considera um Universo cuja gênesis se dá no Big Bang, seguido por um período no qual o conteúdo material existente era apenas a radiação, perdurando por cerca de 380 mil anos de sua história. Após esse período o Universo passa a ser dominado por algum tipo de matéria escura fria (o termo "fria'' se refere a ser não relativística, ou seja, baixa velocidade) e em tempos tardios passa para a fase dominada por algum tipo de energia capaz de produzir certa pressão negativa, levando a uma expansão cósmica acelerada que começa a ser vista nos dias de hoje.

Mas o que queremos dizer por expansão cósmica? Quando olhamos para as galáxias em nossa volta percebemos que no geral todas elas estão se afastando de nós a uma taxa específica. Se estivéssemos em qualquer outro lugar do Universo, também veríamos tudo se afastando de nós da mesma forma, logo todo o Universo está se expandindo... A medida desse afastamento entre tudo que observamos é chamado de fator de escala, designado por um parâmetro adimensional $a(t)$. Basicamente o estudo da evolução cosmológica é na verdade o estudo da evolução do fator de escala, o qual se comporta de forma diferente a partir do conteúdo material do Universo. Por exemplo, quando este é dominado por radiação, o fator de escala deve evoluir proporcional a $a \propto t^{1/2}$, esse período dura 380 mil anos, tendo seu final quando o Universo se torna transparente e a radiação luminosa pode vagar por aí e chegar até nós hoje, ou seja, a fase dominada por radiação era escura e não podemos observá-la diretamente. Após o período de radiação, toma lugar o período de domínio da matéria escura fria, o qual evolui proporcional a $a \propto t^{2/3}$. Na imagem abaixo eu plotei a evolução do fator de escala dessas duas fases.

Figura 1 - Universo evoluindo com $a(t) \sim t^{1/2}$ (curva azul) e posteriormente evoluindo com $a(t) \sim t^{2/3}$ (curva amarela). O tempo $t^{*}$ marca a transição entre as fases.

Depois que a fase dominada pela matéria escura começa a perder lugar, tem início a era de domínio da energia escura, que por coincidência é a era em que vivemos agora... isso é uma coincidência tão grande que em cosmologia recebe o nome de "Problema da coincidência cósmica". Ou seja, estamos tendo a sorte de ver um momento de transição de fase do Universo.

Se você quiser uma outra visão da evolução das fases do Universo, podemos analisar pelo comportamento do conteúdo material a medida que o fator de escala aumenta, ou seja, a medida que o Universo aumenta de tamanho, a densidade da matéria/energia em seu interior deve cair, da mesma forma que uma quantidade de gás dentro de um pistão tem sua densidade diminuída quando você aumenta o volume. Dessa forma a energia da radiação deve decair com a quarta potencia do fator de escala, $a^{4}$, fazendo sua duração ser realmente pequena. Após o Universo se expandir e resfriar suficientemente, as partículas param de se movimentar em alta velocidade e se tornam matéria fria, devido a velocidade reduzida elas param de se chocar e a pressão do Universo vai para zero, nesse momento é dito que a matéria se comporta como poeira, a qual decai com o cubo do fato de escala, $a^{3}$, então essa fase é bem mais demorada que a fase de domínio da radiação.

Figura 5 - Evolução da dominação da matéria escura em relação ao fator de escala, $a = 10^{0}$ representa hoje.

 
Restam duas coisas agora a se falar, a primeira é "como sabemos que a era depois da radiação é dominada pela matéria escura ?" e "o que pode ser a energia escura?". A resposta para a primeira pergunta é puramente observacional; quando observamos a rotação de galáxias e movimento de galáxias em cluster, vemos que esses objetos precisam ter muito mais massa do que é medido a partir da matéria visível (estrelas, gás, poeira), então é necessário existir algum tipo de matéria que não interaja com a luz, mas interaja gravitacionalmente com a matéria ordinária, por esse motivo ela recebe o nome de matéria escura. A resposta para a segunda pergunta é "não sabemos", sim não sabemos o que é energia escura e nossos modelos para tentar descrevê-la são problemáticos.

Embora o modelo $\Lambda$CDM seja muito bom, faça ótimas predições e explique muita coisa, ele também sofre com alguns problemas, dentre os quais podemos citar: problema da planura, problema do horizonte e problema das relíquias, não discutirei sobre esses problemas, pois já discutimos isso e muito mais nesse texto aqui. 

Esses problemas encontram uma solução interessante em um modelo chamado chamado "Inflação cósmica", no qual, logo após o Big Bang, o fator de escala passa por uma expansão muito rápida, cerca de 1 octilhão de vezes (ou mais) em uma fração infinitesimal de segundo. Isso é possível???? Sim, tanto matematicamente quanto fisicamente. Mas o que pode ter feito o Universo expandir de forma tão violenta ainda é desconhecido. Entretanto, os modelos inicialmente propostos utilizavam um campo escalar para desengatilhar a inflação, e existem dois bons motivos para isso. O primeiro motivo é que campos escalares são matematicamente mais simples de trabalhar. O segundo motivo é que nossos modelos de física de partícula (mais precisamente o modelo de Glashow-Weinberg-Salam), descreve que no início do Universo as partículas do modelo padrão não possuíam massa, até que um campo escalar chamado de campo de Higgs surge e algumas partículas ganham massa, enquanto outras (como o fóton) permanecem não massivas. Então é natural pensar que o campo de Higgs é um bom candidato a fazer a inflação, mas a realidade nunca é fácil e os modelos tradicionais de inflação com este campo já foram abandonados por apresentarem dificuldades teóricas. Por conta disso, ainda hoje é procurado um campo escalar capaz de realizar essa ultra rápida expansão do Universo.

Figura 2 - Comportamento do Universo antes, durante e logo após a inflação. Como é possível ver, o Universo passa por um momento de expansão abrupta seguido de um crescimento proporcional a $a\propto t^{1/2}$, o qual representa uma era de domínio da radiação.

 

Qual comportamento esperamos para esse campo escalar ?

De forma geral, podemos fixar determinado comportamento para o campo escalar durante o processo de inflação cósmica. No caso, o comportamento de qualquer campo é descrito em física por sua energia cinética e potencial, o que é esperado é que o campo da inflação tenha uma energia potencial mais ou menos igual ao da Figura 4. Durante a inflação o campo escalar deve descer para a região mais baixa do potencial, chamada de vácuo, quando o campo está muito próximo dessa região a inflação acaba. Caso o campo tenha energia cinética suficiente para oscilar nesse vácuo (Figura 3), ele pode ser capaz de transferir energia para o Universo, reaquecendo-o e decaindo em demais partículas do modelo padrão, esse processo recebe o nome de "reaquecimento". Existem vários mecanismos interessantes que mostram como um campo escalar pode fazer esse reaquecimento, mas isso infelizmente não cabe nessa discussão.

Figura 3 - Comportamento do campo escalar pelo tempo. Como é possível ver, o campo desce para o vácuo do potencial depois realiza oscilações amortecidas.

 

Figura 4 - Um potencial polinomial genérico, como é possível ver, o campo escalar representados pela esfera vermelha desce para a região mais baixa do potencial, chamada de vácuo, onde realiza oscilações.

Um ponto interessante é que existem trabalhos mostrando que a matéria escura pode ser também um campo escalar (um condensado de campo escalar, na verdade) e outros trabalhos mostram que a energia escura pode ter duas fontes, ou ela seria também a ação de um campo escalar, ou ela seria algum tipo de energia de ponto zero. O primeiro modelo de energia escura é chamado de "quintessência" e é bastante estudado, pois veja que legal, se a inflação cósmica pode ser feita por um campo escalar, a matéria escura pode ser um campo escalar e a energia escura também pode ser a manifestação de um campo escalar, é possível construir um modelo unificado de cosmologia com um campo escalar guiando praticamente toda a dinâmica do Universo, ISSO É FANTÁSTICO! Mas e o modelo de "energia de ponto zero" ? Esses modelos são também muito interessantes e entenda "energia de ponto de zero" como "em algum momento sobra uma energia potencial de algum processo físico que é capaz de acelerar o Universo nos dias de hoje". Embora essas duas saídas explicar a energia escura sejam importantes para a cosmologia, ambas possuem diversos problemas teóricos que não cabem nessa discussão.

Legal, mas se o modelo com campo escalar funciona bem, porque precisamos construir outro?

Na verdade ele não funciona tão bem assim, primeiro que o único campo escalar fundamental conhecido é o Higgs, ou seja, se não for o Higgs quem está fazendo tudo isso qual campo escalar seria o responsável? Não fazemos ideia! Além disso, modelos inflacionários que conseguem dar um jeito (bem legal, a propósito) de usar o Higgs para fazer inflação não levam a cenários unificados, pois este campo não parece fazer matéria e energia escura de maneira tão consistente.

O modelo que propusemos

    

OKKKK, finalmente entendido o contexto vamos à pesquisa. Num belo dia eu resolvi que queria me aventurar na cosmologia, parecia legal e promissor, então conversei com meu ex orientador de doutorado e começamos a ver aplicações de física de partículas e campos em cosmologia. De início minha intenção era ver se um suposto campo escalar recém "descoberto" pelo LHC, o excesso do 750 GeV, era capaz de realizar inflação cósmica. Porém logo que comecei a organizar os estudos eu recebi a notícia de que a existência desse campo não seria confirmada, pois o que foi observado no LHC era na verdade um problema de medição apenas, não existia nada lá… tristezas a parte segue a vida…

Sem ter ideia do que fazer, resolvi só ver, sem muita empolgação, se um tipo novo de espinor, chamado de “espinor com dimensão de massa um” (Mass-dimension-one, MDO), seria capaz de realizar inflação cósmica. Esse espinor é algo muito interessante e cabe falar um pouco dele aqui. Primeiramente espinores são caras interessantes, pois como Cartan dizia, eles são os objetos mais fundamentais da natureza, uma vez que nascem da projeção de pontos do espaço-tempo². Outro ponto interessante é que eles surgem de um generalização simples, por exemplo: O Universo trabalha sobre um tipo de simetria chamada de CPT, que são “simetria de conjugação de carga” (C), simetria de paridade (P) e simetria temporal (T). A simetria P diz que se eu espelhar (trocar os sinais das coordenadas espaciais) uma partícula as leis da física para ela continuam sendo as mesmas, o mesmo vale para T, mas nesse é o tempo quem troca de sinal. Por último, a simetria C diz que se você mudar o sinal da carga de uma partícula, ou seja transformar a partícula em sua antipartícula, as leis da física também continuam a mesmas.

Um ponto fundamental é que espinores de Dirac (como o elétron e pósitron) surgem do operador Paridade³, então cabe a pergunta, "quem nasce do operador C ?". Quem nasce desse operador é um cara muito estranho, é um espinor que possui spin de férmion (1/2) e característica de massa de bóson, é um cara híbrido, um férmion com traços bosônicos. O melhor, é que como ele nasce de C, ele não pode carregar carga elétrica, ou seja, ele é naturalmente escuro (não interage com campos eletromagnéticos).  Uma última coisa muito legal do MDO é que seu comportamento cosmológico pode ser visto como um campo escalar efetivo, embora tenha spin de férmion... esse negócio é muito, muito, muito bizarro. 

Foi exatamente esse cara que nasce de C que resolvemos utilizar para criar um modelo de inflação cósmica (vou discutir melhor mais abaixo). Um outro ponto interessante, geralmente abandonado nos modelos usuais de “Cosmologia quântica”, é que em um momento que o Universo era dominado por uma alta concentração de energia, não apenas a curvatura do espaço-tempo deveria ser levada em consideração, mas também sua torção. Porém, os modelos tradicionais de inflação cósmica utilizam campos escalares e esses não interagem com torção do espaço-tempo. Então fazer um modelo espinorial nos permitira utilizar um campo escalar efetivo com a torção do espaço-tempo para inflacionar o Universo. 

Se você não é um físico que trabalha com TRG, uma coisa pode ter passado despercebida pra você: eu estou falando sobre criar uma teoria de gravitação que leve em consideração não apenas a massa como fonte de curvatura do espaço-tempo, mas também o spin da partícula. Isso é algo muito importante, pois a Teoria da Relatividade Geral é simétrica sobre transformações do grupo de Lorentz, que são translações espaciais e boosts, ou seja, não tem rotação nesse grupo e spin é rotação!!! Como faz pra resolver isso? Primeiro temos que considerar um grupo de simetria maior, chamado grupo de Poicanrè, o qual abarca translação, boosts e rotações⁴. É perfeitamente possível fazer isso e construir uma teoria mais ampla que a Relatividade Geral, chamada de Teoria de Gravitação de Einstein-Cartan-Sciama-Kibble. Essa teoria é uma generalização da TRG e existe uma motivação física muito grande para se construir essa generalização; em física de partículas nós mostramos que uma partícula é caracterizada por sua massa e spin ( que são dois valores do operador de Casimir), então é natural se pensar em uma teoria de gravitação que leve tanto a massa quanto spin como fonte de curvatura do espaço-tempo e é nesse framework que nosso modelo é construído.

Com nosso arcabouço teórico construído é hora dos resultados. First-things-first, começamos por entender o comportamento do campo MDO durante a inflação, que deveria descer para o fundo do vácuo do potencial enquanto o fator de escala do Universo cresce de forma quase exponencial (Figura 6), o que foi feito belamente. Além disso, para nossa felicidade, após o fim da inflação o campo MDO passa a oscilar, indicando que o campo está transferindo energia térmica para o Universo e reaquecendo-o, é nesse momento que as demais partículas do modelo padrão devem ser produzidas. Veja a Figura 7.

Figura 6 - Campo MDO fazendo o fator de escala crescer de forma quase exponencial.

Figura 7 - Campo MDO descendo até o vácuo do potência, note que ele oscila de maneira amortecida ao final da inflação.

Esses dados já são por si só interessantes, pois nosso modelo descreveu corretamente duas fases subsequentes do Universo. Resolvemos então verificar mais afundo e detalhadamente como era esse comportamento, o que nos fez descobrir algo importante: após a inflação cósmica e antes do reaquecimento nosso modelo levava a época de “Big Bang frio” (Figura 8) e depois decaia em radiação. Levar naturalmente a essas fases é algo bastante novo para um modelo cosmológico e isso é indicação forte de que o MDO é um excelente candidato para fazer inflação cósmica e talvez até descrever as fases seguintes de domínio da matéria e energia escura. Mas nem tudo são flores, fazer um mecanismo de reaquecimento consistente para este campo não é uma tarefa fácil e estamos tentando entender isso melhor no momento, mas já sabemos duas coisas, a primeira é que o reaquecimento pode ser feito através do acoplamento do MDO com o campo de Higgs, o qual receberia energia do nosso campo espinorial e depois transferiria para o Universo. A segunda é um possível acoplamento bem fraco do nosso campo com campos eletromagnéticos, dessa forma o MDO transferiria sua energia para fótons os quais decairiam nas demais partículas do modelo padrão. Esperamos que durante essa fase um desses dois mecanismos seja dominante, mas precisamos estudar isso mais afundo.

Figura 8 - A curva preta mostra o comportamento do fator de escala logo após a inflação, em vermelho traçamos uma curva $t^{2/3}$ para servir de comparação. Como é claro de ver, o comportamento do fator de escala é proporcional a $t^{2/3}$, caracterizando um Universo dominado por matéria logo antes de decair em uma fase de domínio da radiação.

Depois que nosso modelo fez muito bem as 3 eras iniciais do Universo, resolvemos acoplar o MDO com matéria bariônica (matéria conhecida), já que ele deve ficar livre por aí após o período de radiação. Para nosso espanto, o modelo mostrou que após a era da radiação, o MDO naturalmente apareceu acoplado gravitacionalmente com a matéria bariônica, isso significa que ele surgiu de forma espontânea como matéria escura. Outro aspecto fundamental é que um restinho de energia potencial do campo levou o Universo a possuir uma pressão negativa, a qual é interpretada como energia escura. Na imagem abaixo você pode ver a densidade de energia do Universo (Figura 9) e a pressão (Figura 10), na primeira equação existe a contribuição da matéria escura e uma densidade de energia associada ao valor de vácuo do potencial, ali chamada de $V_{2}(\varphi_{c})$, a qual representa uma constante cosmológica/energia escura.

Figura 9 - Densidade de energia do campo MDO, no primeiro termo $\phi_{c}$ representa o campo MDO e $\rho_{b}$ a densidade de energia da matéria bariônica, ou seja, o nosso espinor está gravitacionalmente acoplado a matéria ordinária, esse é um excelente comportamento para a matéria escura. O segundo termo é uma energia associado ao valor de mínimo da energia potencial do campo MDO, que atua como pressão negativa, ou seja, expandindo.

$p_{\varphi}=-\left(1 + \frac{\kappa^{2}\varphi_{c}^{2}}{8} \right)V(\varphi_{c}).$
Figura 10 - Pressão do campo MDO, como é fácil perceber, ela é negativa, exatamente como a energia escura deve ser.

O que eu estamos dizendo até aqui é: este é um modelo unificado que descreve inflação cósmica, Big Bang frio, reaquecimento, matéria escura e energia escura. Uma parte muito importante a se destacar é que quando trabalhamos com campos escalares para fazer a inflação cósmica, basicamente não temos uma motivação física para expandir o Universo tão rapidamente, o campo escalar faz inflação porque sim… quando inserimos um espinor é necessário levar em consideração o princípio da exclusão de Pauli, que diz que dois férmions idênticos não podem ocupar o mesmo estado de energia. Então veja só, eu tenho um Universo muito pequeno que surgiu logo depois do Big Bang, nessa ocasião os espinores MDO estão tentando descer para o vácuo do potencial, mas o princípio de exclusão não permite que todas as partículas do campo MDO atinjam o mesmo valor de energia, então aparece uma pressão quântica chamada de “pressão de degenerescência”, sim aquela mesma pressão que está por trás da formação de buracos negros e estrelas de nêutrons (como discutimos aqui). Essa pressão vai expandir o Universo abruptamente para assim ser possível acomodar os espinores em faixas de energia muito próximas do estado fundamental, com isso temos uma excelente motivação física para explicar porque o Universo se expande.

O papel aceita tudo…. Mas qual a consistência desse modelo? 

Claramente, para um modelo físico ser factível ele precisa estar de acordo com dados experimentais/observacionais, portanto é necessário conectar nossos dados com os dados obtidos por sondas como a Planck. No caso o modelo levou a uma densidade de matéria correta para o que é observado hoje (Figura 11), além disso o fator de escala cresce exatamente como deveria para as diferentes épocas do Universo e atinge valor em bom acordo com o que é medido na atualidade, como você pode ver na Figura 12. Além disso o comportamento de $a$ coincide com perfeição com os dados de Supernovas do tipo 1A (Figura 13) para a energia escura.

Figura 11 - Durante a inflação a densidade de energia é aquele patamar constante, como é esperado em modelo inflacionários, depois disso é ela decai até $10^{-28}g/cm^{3}$, o mensurado hoje é uma densidade da ordem de  $10^{-27}g/cm^{3}$, entretanto esse gráfico foi plotado somando com o espinor MDO, sem a contribuição da matéria bariônica.

Figura 12 - Aqui vemos o fator de escala chegando a um valor muito coerente com o observado hoje. Ok, se você trabalha com cosmologia, vai reclamar que este gráfico deveria chegar em $10^{0}$, mas plotamos o gráfico com a escala ao contrário e preguiça de arrumar foi grande.

 

Figura 13 - Em azul são dados de Supernova do tipo 1A, enquanto que a curva em vermelho  representa a evolução do fator de escala dominado pelo MDO atuando como energia escura.

Por último, um dos pontos centrais da concordância entre modelos teóricos e os dados observacionais é o que chamamos de “teoria de perturbação cosmológica”, quando construímos uma teoria de perturbação para nosso campo, ela deve descrever a espectro de potência da radiação cósmica de fundo. Nesse exato momento eu estou fazendo essa parte da pesquisa mais detalhadamente, porém já fiz uma versão simplificada da perturbação e obtive os resultados esperados, ou seja, o modelo concorda com os dados observados na radiação cósmica de fundo observada hoje, o que estou fazendo agora é tentando achar uma forma de ver se a torção do espaço-tempo pode ter deixado alguma marca na radiação cósmica de fundo.

Mas nem tudo são flores....

Como você sabe, não existe teoria/modelo científico perfeito, pois é assim que a ciência funciona. No nosso caso também temos uns problemas a serem entendidos. O primeiro problema é referente ao mecanismo de reaquecimento, como foi falado, é necessário desenvolver um mecanismo mais consistente e entender um pouco melhor o acoplamento do campo MDO com o campo eletromagnético no regime de energia logo após a inflação. Outro ponto diz respeito a massa do espinor, pois não conseguimos fixar um valor preciso para ela, mas sim um range bem grande de massa que vai de 0 até $2.4\times 10^{10}GeV$. Por último eu estou cada vez mais convencido que fazer uma teoria de perturbação sobre o campo espinorial como é feita da forma tradicional está longe da realidade física do que é o espinor, então talvez seja necessário pensar um pouco mais sobre isso.


Esse trabalho nos rendeu até o momento 2 artigos, o primeiro dele foi publicado no maior periódico de cosmologia e astrofísica do mundo, o Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, enquanto que o segundo artigo está em via de publicação no European Physical Journal, e nesse momento estou escrevendo um terceiro artigo sobre as perturbações no campo MDO que espero publicar em algum periódico de relevância até o final do ano.

Sem mais, é isso! Agradeço pela atenção.


1 – O  modelo recebe esse nome pois $\Lambda$ indica algum tipo de energia escura ou constante cosmológica, CDM indica a matéria escura fria (Cold Dark Matter, do inglês), ou seja, o modelo $\Lambda$CDM é um modelo cosmológico no qual a energia escura e matéria escura dominam o Universo.

2 – O mais preciso é que são as coordenadas projetivas da projeção estereográficas das coordenadas do cone de luz num espaço complexo, mas entenda como “projeções de pontos do espaço-tempo” que fica mais simples.

3 – Mais precisamente são autoespinores do operador paridade. Então o espinor MDO é autoespinor do operador conjugação de carga.

4 – Em teoria de grupos, o grupo de Lorentz é sub grupo do grupo de Poincaré.

O LUX, experimento dedicado à busca por matéria escura acabou de reportar que, mesmo sob precisão absurda, ainda não conseguimos encontrar Matéria Escura (do tipo WIMPS, que é um dos principais candidatos). Então cabe agora a pergunta: E se Matéria Escura não existir?

A resposta simples que você pode pensar é: "fodeu a física!".... Mas a realidade é sempre menos sensacionalista... então, vamos discutir um pouco sobre modelos de gravitação que funcionam muito bem sem Matéria Escura!

"A great barn-door … they could not decide whether it lay flat like a trap-door or slantwise like an outside cellar-door. … the geometry of the place was all wrong. One could not be sure that the sea and the ground were horizontal, hence the relative position of everything else seemed phantasmally variable".⁰

Imagem bonita nada a ver com texto, é só pra chamar sua atenção.

Nosso assunto precisa claramente começar com uma coisa aparentemente simples (mas que no fundo de simples não tem nada), a gravidade. Em 1687, Newton publicou seu famoso Philosophiae naturalis principia mathematica, que resultou em uma fórmula para a força gravitacional;

$F=G\frac{m_1 m_2}{r^2} .$

Apesar de todo mundo já saber desde o Ensino Médio: $F$ é a força entre dois corpos de massa $m_1$ e $m_2$ separados por uma distância $r$ e $G$ é a constante gravitacional determinada por Cavendish em 1798. Embora essa fórmula seja útil até nos dias de hoje, ela não nos conta grande parte do que a gravidade é capaz. Cerca de 250 anos depois Minkowski, Einstein e muitos outros, introduziram uma nova visão a física:  a Teoria da Relatividade Geral (TRG), que tratava a gravidade não como uma força, mas sim como uma deformação geométrica no espaço-tempo (no meu texto sobre buracos negros discuti o que é o espaço-tempo, dê uma olhada), desde então a TRG é o que temos de mais sofisticado em matéria de gravidade. Mas na ciência nada é perfeito (e essa é sua maior qualidade), embora a TRG acumule uma grande quantidade comprovações experimentais, ela acaba falhando ao tentar explicar fenômenos intrigantes que foram observados há algumas décadas.

Um dos principais problemas foi apontado por Zwicky (1933) e Rubin (1950), que consistia no fato de galáxias observadas aparentarem possuir muito mais massa do que o previsto pela TRG. Então para manter a teoria intacta foi pensado que poderia haver algum tipo de matéria, que interagisse apenas gravitacionalmente, aumentando a massa dessas galáxias. Graças à criatividade dos cientistas deram o nome dessa suposta matéria de "Matéria escura" e desde então a comunidade científica vem discutindo sobre ela e mais recentemente temos a buscado em aceleradores de partículas e outros experimentos.

O modelo padrão atual de cosmologia é o modelo $\Lambda$CDM,  baseado no princípio cosmológico, que afirma que o universo é isotrópico e homogêneo (em grandes escalas), e na TRG de Einstein. De acordo com o mesmo, o universo foi criado durante o Big Bang e possui grandes quantidades de Energia Escura ($\Lambda$) e Matéria Escura fria¹ (CDM - do inglês: Cold Dark Matter). Para explicar uma expansão acelerada do universo podemos incluir uma constante cosmológica (CC), cujo mecanismo físico mais simples que faz com que a CC exista é Energia Escura a qual atua como antigravidade, ou seja afastando os corpos. Essa antigravidade pode ser interpretada como uma densidade de energia do vácuo diferente de zero e se comporta como uma pressão negativa que, de acordo com a TRG, causa a expansão acelerada do universo. A quantidade de Energia e Matéria Escura necessária para o nosso modelo padrão cosmológico funcionar é tão grande que juntas elas deveriam compor 96% da densidade de energia e matéria do universo. Assim ambas, Energia e Matéria Escura possuem um papel fundamental na cosmologia atual, então cabe a pergunta:

Proporção de Matéria e Energia escura no universo.

E se matéria escura não existir? O que podemos fazer, descartar a TRG e chorar ali no cantinho?

A resposta é: Nem todo mundo vai chorar no cantinho, mas teremos que rever algumas coisas na TRG e trabalhar com modelos que chamamos de "Teorias de Gravidade Modificada". Essas teorias buscam explicar alguns problemas do modelo cosmológico padrão (veja aqui quais são esses problemas), a partir de modificações na gravidade. Embora esses modelos tenham surgidos apenas nos últimos 30 anos, eles são muito interessantes. Eu separei alguns para a gente dar uma discutida, mas antes temos que destacar alguns pontos importantes;

1 - A TRG é excelente para explicar a física do sistema solar, então uma teoria de gravidade modificada precisa ser consistente com a TRG nessa escala.

2 - Os modelos de gravidade modificada precisam garantir a conservação de energia, do momento linear e angular.

3 - A função que descreve a dinâmica desses modelos, chamada de ação, deve ser invariante sob transformações relativísticas

4 - A teoria deve respeitar o princípio de equivalência.

5 - Deve ser causal, nada pode viajar mais rápido que a luz!

6 - Os sistemas descritos devem ter energia positivo-definida, ou seja, não podem ter energia negativa.

Além disso existem alguns requisitos observacionais, são eles:

1 - A teoria deve ser capaz de descrever o comportamento de galáxias em clusters, e de clusters em super cluster, pois a TRG faz isso de forma excelente.

2 - O fenômeno de lente gravitacional deve ser exatamente o mesmo que o descrito pela TRG (lembrando que nesse caso é TRG + Matéria Escura).

3 - Deve prever corretamente os pulsos emitidos por pulsares binários.

4 - Precisa abarcar fenômenos cosmológicos como a expansão cósmica de Hubble, radiação cósmica de fundo, abundância de elementos no universo e etc.

Esses 4 itens são grandes triunfos da TRG, logo, uma teoria que a modifique deve manter intacta a explicação desses fenômenos. Agora estamos em condição de tratar desses modelos que a partir de modificações na gravidade podem desprezar a existência de matéria escura. Vamos aos modelos.

MOND (MOdifed Newtonian Dynamics)

Esse modelo é o mais simples e pode ser entendido até mesmo no âmbito da física do Ensino Médio. Ele consiste basicamente em mudar a equação da força gravitacional para incluir acelerações muito pequenas:


Na qual  $\mu \left(\frac{a}{a_0} \right)$ é um parâmetro arbitrário. Esse modelo foi proposto por Milgrom na década de 80 e não foi estabelecida nenhuma forma sobre o termo $\mu \left(\frac{a}{a_0} \right)$, embora a constante $a_0$ tenha sido estabelecida como aproximadamente $2 \times 10^{-8} \ cm/s^2$. Assim para acelerações muito maiores que $a_{0}$ a equação acima reduz a $F=ma$.

Vemos então que a MOND atua em escalas muito pequenas e basicamente o que apresentamos não chega a ser um modelo físico completo, mas sim uma fórmula efetiva. Apesar disso, modelos baseados nela tem sido extensivamente testados e parecem ser consistente com algumas coisas importantes, como lentes gravitacionais por exemplo. Durante as épocas iniciais do universo, a MOND poderia ter dominado quando a desaceleração da expansão de Hubble era menor do que $a_0$. Podemos dizer que o início de um "universo" descrito por esse modelo é o mesmo início de universo descrito pela cosmologia atual. Assim a MOND não parece ter um efeito muito significativo sobre a cosmologia do início do universo, levando até mesmo à nucleossíntese de elementos após o Big Bang da mesma forma que o $\Lambda$CDM. Porém as coisas complicam um pouco depois, já que a  MOND prevê a formação de estruturas bem mais rápido do que esperado e não só isso, no final das contas o modelo acaba precisando de Matéria Escura para explicar alguns dados experimentais importantes, como a massa  do cluster Bullet (1E0657-558), que mesmo na MOND metade de sua massa precisaria vir de Matéria Escura.... assim a presente teoria falha ao tentar eliminar a Matéria Escura.

TeVes (Tensor Vector Scalar)

Essa teoria é praticamente uma versão relativística da MOND. O que é feito aqui é introduzir um campo tensorial, um vetorial e um escalar no modelo, de forma que o campo escalar atue como se fosse Matéria Escura.

TeVeS descrevem lentes gravitacionais exatamente como a TRG com Matéria escura e ainda bate com precisão os resultados da mesma em relação a física do sistema solar. Porém a coisa começa a mudar de figura quando analisamos pulsares binários, pois para descrever com precisão os pulsos recebidos a TeVeS precisa de um ajuste fino e isso é visto com maus olhos (veremos o porquê no final do texto).

Ilustração de uma lente gravitacional.

Teorias $f(R)$

Pra começo de conversa existe uma dúzia, no mínimo, de teorias do tipo $f(R)$ diferentes, aqui vou me focar na mais básica.

Como vimos no texto sobre Buracos Negros, a equação de Einstein é:

Em física, muitas teorias sofrem com o "problema do ajuste fino", alguns exemplos de teorias que sofrem disso além das que citamos são: algumas teorias de cordas, entropia de Tsallis entre outras.

Nós julgamos nossas teorias físicas de três formas diferentes, mas que não são lá tão independentes entre si. As duas primeiras formas são suas propriedades teóricas e experimentais que já discutimos acima, a terceira é estética; teorias feias e não naturais caem na "navalha de Occan". Teorias que precisam ter seus parâmetros finamente ajustados são consideradas ad-hoc e são menos falseáveis que as demais, pois podemos ajustar esses parâmetros para que a teoria encaixe de forma não natural aos dados obtidos experimentalmente e, com isso, podemos estar escondendo sérios problemas teóricos que o modelo possui, por esse motivo, tais teorias não são bem vistas.
  
Pra variar, o texto ficou gigante, mas meu intuito foi simples, dar um overview muito básico de algumas das teorias propostas para descrever um universo sem matéria escura. Claramente existem inúmeros modelos não abordados aqui, alguns excelentes outros nem tanto, mas que de maneira geral formam um corpo teórico bem interessante dentro da linha de pesquisa sobre "gravidade modificada". Como esses modelos são recentes, esperamos que eles evoluam significativamente nas próximas décadas.

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0 - Trecho retirado do conto Call of Cthulhu, de H.P Lovecraft.
1 - Matéria escura fria é aquela matéria não bariônica que se move em baixa velocidade.
2 - O correto deveria ser fazer a substituição na ação, porém eu já discuti anteriormente sobre as equações de Einstein na forma que está no texto, preferi deixar assim por simplicidade.
3 - Na verdade a relação de $G$ é com $1/\phi$.

Referências

[1] Eifion Prinsen, Theories of Modi ed Gravity, Bachelor Thesis - Rijksuniversiteit Groningen (2015). Referência base do texto!

[2] M. Milgrom. A modi cation of the Newtonian dynamics as a possible alternative to the hidden mass hypothesis. ApJ, 270:365{370, July 1983. doi: 10.1086/161130.
 

[3] J. W. Mo at. Scalar tensor vector gravity theory. J. Cosmology Astropart. Phys. 3:004, March 2006. doi: 10.1088/1475-7516/2006/03/004.
 

[4] J. D. Bekenstein. Relativistic gravitation theory for the modi ed Newtonian dynamics paradigm. Phys. Rev. D, 70(8):083509, October 2004. doi: 10.1103/PhysRevD.
70.083509.
 

[5] Planck Collaboration, P. A. R. Ade, N. Aghanim, M. Arnaud, M. Ashdown, J. Aumont, C. Baccigalupi, A. J. Banday, R. B. Barreiro, J. G. Bartlett, and et al. Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters. ArXiv e-prints, February 2015.
 

[6] Steven Weinberg. The cosmological constant problem. Rev. Mod. Phys. , 61:1{23,
Jan 1989. doi: 10.1103/RevModPhys.61.1. URL  http://link.aps.org/doi/10. 1103/RevModPhys.61.1

[7] N. Suzuki, D. Rubin, C. Lidman, G. Aldering, R. Amanullah, K. Barbary, L. F. Barrientos, J. Botyanszki, M. Brodwin, N. Connolly, K. S. Dawson, A. Dey, M. Doi,M. Donahue, S. Deustua, P. Eisenhardt, E. Ellingson, L. Faccioli, V. Fadeyev, H. K. Fakhouri, A. S. Fruchter, D. G. Gilbank, M. D. Gladders, G. Goldhaber, A. H. Gonzalez, A. Goobar, A. Gude, T. Hattori, H. Hoekstra, E. Hsiao, X. Huang, Y. Ihara, M. J. Jee, D. Johnston, N. Kashikawa, B. Koester, K. Konishi, M. Kowalski, E. V. Linder, L. Lubin, J. Melbourne, J. Meyers, T. Morokuma, F. Munshi, C. Mullis, T. Oda, N. Panagia, S. Perlmutter, M. Postman, T. Pritchard, J. Rhodes, P. Ripoche, P. Rosati, D. J. Schlegel, A. Spadafora, S. A. Stanford, V. Stanishev, D. Stern, M. Strovink, N. Takanashi, K. Tokita, M. Wagner, L. Wang, N. Yasuda, H. K. C. Yee, and T. Supernova Cosmology Project. The Hubble Space Telescope Cluster Supernova Survey. V. Improving the Dark-energy Constraints above z gt 1and Building an Early-type-hosted Supernova Sample. ApJ, 746:85, February 2012. doi: 10.1088/0004-637X/746/1/85.

[8] E. Benedetto, I. Licata, and C. Corda. On MOND, extended gravity and nongeodesic motion. ArXiv e-prints, November 2014.

[9] R. Scarpa. Modi ed Newtonian Dynamics, an Introductory Review. In E. J. Lerner and J. B. Almeida, editors, First Crisis in Cosmology Conference, volume 822 of American Institute of Physics Conference Series, pages 253{265, March 2006. doi: 10.1063/1.2189141.

[10] R. H. Sanders. Cosmology with modi ed Newtonian dynamics (MOND). MNRAS, 296:1009{1018, June 1998. doi: 10.1046/j.1365-8711.1998.01459.x.

[11] M. Chaichian, J. Kluso n, M. Oksanen, and A. Tureanu. Can TeVeS be a viable theory of gravity? Physics Letters B, 735:322{326, July 2014. doi: 10.1016/j. physletb.2014.06.036.

[12] C. Skordis. TOPICAL REVIEW: The tensor-vector-scalar theory and its cosmology. Classical and Quantum Gravity, 26(14):143001, July 2009. doi: 10.1088/ 0264-9381/26/14/143001.

[13] T. P. Sotiriou and V. Faraoni. f(R) theories of gravity. Reviews of Modern Physics, 82:451{497, January 2010. doi: 10.1103/RevModPhys.82.451.

[14] A. de Felice and S. Tsujikawa. f(R) Theories. Living Reviews in Relativity, 13:3,June 2010. doi: 10.12942/lrr-2010-3.

[15] T. P. Sotiriou. f(R) gravity and scalar tensor theory. Classical and QuantumGravity, 23:5117{5128, September 2006. doi: 10.1088/0264-9381/23/17/003.

[16] C. H. Brans. Jordan-Brans-Dicke Theory. 9(4):31358, 2014. revision #143354.

[17] O. Hrycyna, M. Szyd lowski, and M. Kamionka. Dynamics and cosmological constraints on Brans-Dicke cosmology. Phys. Rev. D, 90(12):124040, December 2014.doi: 10.1103/PhysRevD.90.124040.

Escrevendo aqui um novo membro do blog. Muito prazer, Daniel. Escrevo também no LCEO. 

Falta pouco tempo para reativarmos a máquina que pode desvendar alguns mistérios da natureza. Depois de uma longa parada para upgrade, finalmente a espera está próxima do fim.

O LHC é aquela máquina bilionária projetada por colaboração de diferentes países para estudar as menores partes da matéria, as partículas elementares e suas características. Na verdade é mais do que uma máquina. É um complexo. Diversos níveis de aceleradores colocados em sequência para acelerar feixes de núcleos atômicos a velocidades absurdas, próximas à da luz (o limite físico, aparentemente impossível de ser alcançado). Esses feixes são mantidos alinhados por poderosos superímãs num túnel circular de quase 30 quilômetros de circunferência. Em alguns pontos desse túnel, feixes circulando por direções opostas são postos para colidir, e máquinas gigantescas com sensores carregando tecnologia de ponta são ativados para coletar o máximo de informação possível a respeito dos produtos gerados nessas colisões de núcleos atômicos.

No final de 2008 o LHC começou a funcionar, em fase de testes. Eu me lembro como se fosse ontem. Na época eu estava terminando meu mestrado, e física de partículas era o assunto do momento. A expectativa era grande. A sensação de todos com a cobertura dada pela mídia comum era de ligeira frustração, pois os jornais dificilmente retratavam a grandiosidade do projeto e as possíveis implicações para nossa compreensão da natureza. Se resumiam a "partícula de Deus", "laboratório do Big-Bang" ou na melhor das hipóteses a "busca do Higgs".

A primeira colisão aconteceu em Novembro de 2009. Uma semana depois, o LHC bate o recorde de energia em cada feixe. Isso depois que um vazamento de hélio líquido atrasou um pouco os trabalhos. Normal. Para um projeto tão grande e tão cheio de detalhes, o timing estava ainda muito bom. Aos poucos, as novidades foram aparecendo. A recriação das partículas pesadas já conhecidas dos outros aceleradores, a produção de novas partículas compostas, novos recordes de energia sendo batidos...

De tempos em tempos notícias novas surgiam nos corredores do instituto onde eu fazia meu doutorado. As vezes fatos, as vezes boatos. Uma possível partícula elementar nova, uma nova força da natureza, uma partícula composta inesperada. A empolgação era grande. Cursos, seminários e workshops apareciam o tempo todo, para se falar sobre o LHC. Muitas vezes já se falava inclusive sobre como seriam os próximos aceleradores, depois do LHC. O clima para a física de partículas era bom. Muito bom.

E finalmente, um dos objetivos principais do acelerador, o bóson de Higgs, é descoberto. Antes da divulgação, um anúncio de uma coletiva. Meus colegas que puderam estar lá tiveram que chegar cedo no auditório para conseguir entrar (se sentando nas escadarias). Os mais precavidos acamparam na frente do auditório durante a madrugada, para garantir um local para sentar. O anúncio é feito. Apresentam a descoberta, e os detalhes dela. Ao fim, aplausos. E mais aplausos. O próprio Peter Higgs, presente, não conseguiu segurar algumas lágrimas. Nós, num instituto a 700 quilômetros ao norte, assistíamos tudo por uma webconference, que, devido à enorme quantidade de acessos, estava apresentando muitos problemas de conexão.

O LHC se manteve em operação até o fim de 2012, coletando mais dados e mais detalhes sobre o Higgs e outras partículas. Entrou então numa paralisação que já era programada, para atualização dos equipamentos, para quase dobrar a energia dos feixes. Nesse meio tempo as colaborações internacionais continuaram trabalhando, analisando a montanha gigantesca de dados coletados durante os quatro anos de operação.

Parte da comunidade científica acreditava que já deveríamos ter encontrado outras partículas. Existem razões teóricas para esperar que algo a mais deveria ter aparecido, mesmo que não saibamos exatamente o que. O quebra-cabeças parece faltar algumas peças, e muitos tinham esperança de que elas fossem encontradas rapidamente. Mas isso não aconteceu.

Essa nova fase do LHC, Run II, produzirá colisões com mais energia, com potencial para, quem sabe, produzir mais partículas novas. A expectativa é mais uma vez grande. Entre as várias buscas no LHC podemos citar como pontos principais a busca por alguma partícula que possa corresponder à elusiva matéria escura e às partículas supersimétricas, uma relação hipotética entre partículas de matéria e partículas de força ainda não verificada, mas que poderia responder diversos problemas teóricos da física de partículas atual.

Um cenário deprimente seria nenhuma partícula nova ser descoberta no LHC. Qualquer partícula ou "sombra" de partícula nova descoberta dá um rumo a ser percorrido nas novas pesquisas. Novas descobertas apontam quais trilhas são seguras. Quando não se descobre nada novo, a busca continua, mas por trilhas escuras, que muitas vezes podem acabar num paredão ou num precipício.

A nova fase de operação está prevista para o início da primavera no hemisfério norte, e ao que tudo indica não teremos atrasos. Agora é só aguardar, e torcer para boas novidades surgirem.

Essa semana aconteceram coisas interessantes que eu gostaria muito de comentar, como um livro que eu ganhei, notícia bizarra que eu achei e um experimento com matéria escura. Ah e hoje, graças a habilidade de um amigo, conseguimos habilitar o $\LaTeX$ aqui no blog - Valeu Frank Zequim!!

Essa semana a professora Maria Cristina Abdalla, do IFT, me enviou de presente seu livro “O Discreto Charme das Partículas Elementares”, por esse motivo me senti no dever de falar um pouquinho sobre ele.

A autora é uma pesquisadora brasileira que atua na área de partículas e campos, embora esteja se aposentando, ainda trabalha na orientação de alunos de pós-graduação e faz um trabalho muito interessante voltado a ensinar física moderna a professores do Ensino Médio.

Uma visão rápida e geral do livro:

1 – Introdução

O capítulo de abertura do livro faz, em poucas páginas, uma abordagem histórica da evolução da idéia de átomo até os dias de hoje. O que eu achei bem legal foi que no meu TCC (na época da graduação) eu fiz uma introdução histórica bem parecida, então eu sei bem a dificuldade em se condensar milhares de anos de história em poucas páginas... até porque historiador da física, assim como todo físico, é chato pra cacete, qualquer deslize e já tem alguém para pedir sua cabeça.

2 – A Família das Partículas Elementares

Esse capítulo chamou minha atenção, devido a forma que a autora abordou sobre o tema. Basicamente foi traçada uma linha histórica da descoberta das partículas. Um ponto interessante é que eu estou acostumado à livros que separam a história da fenomenologia, aqui houve o cuidado de se agregar ambos os pontos. Então junto da parte histórica é também trabalhado as características e fenômenos relacionados às partículas, tudo isso de forma precisa, sem exemplos desconexos que mais atrapalham do que ajudam. Gostei também do cuidado em tratar o spin, de se falar em números quânticos e da ótima explicação de como enxergamos essas partículas em alguns experimentos. Acho que um dos pontos-chave desse capítulo é o exercício pedagógico de completar o modelo padrão, que autora realiza ao longo do texto.


3 – Janelas para o Invisível

Capítulo voltado a explicar um pouco da história e funcionamento dos acelerados bem como sua importância para a física de partículas. Gostei bastante das ilustrações desse capítulo, além da boa dissecada no LHC.

4 – A Linguagem Matemática da Natureza

Aqui o livro se mostra realmente impar. Houve o cuidado com nuances que sempre passam desapercebidas em livros de divulgação científica, como a relação entre o que é uma interação e o que é uma força. Além de que a autora teve muita segurança ao encarar o desafio de falar de grupo de simetria, diagramas de Feynman, etc. Ao final ainda se tem uma rápida abordagem sobre a unificação dessas interações.

5 – O Discreto Charme do Universo

Esse capítulo se retem a explicar a evolução do universo, matéria e energia escura. O que eu mais gostei aqui é que é um capítulo muito completo e cuidadoso, em que não são abordados apenas as evidências que corroboram para teoria do big bang, mas também seus problemas.

Um quark estranho

De forma geral os textos possuem um cuidado impar na precisão das palavras, dos conceitos e da estruturação do conteúdo, você consegue ver que não foi um trabalho feito as pressas, mas sim algo que demandou grande cuidado da autora. A arte do livro é ótima, e eu achei genial retratar as partículas como monstrinhos, pois assim se tira o foco da visão clássica de partículas como sendo pequenas esferas. Aliás, as ilustrações são do Sérgio Kon e não sei se foi a pedido da autora, mas elas se encaixam muito bem no título do livro, pois os monstrinhos têm de fato um charme discreto. A quantidade de ilustrações também ajuda bastante alguns leitores mais preguiçosos a não desanimarem do livro, embora por si só o o decorrer do texto já seja algo cativante.

Esse livro dá uma sólida base sobre física de partículas bem além do que um leigo necessita para apreciar a ciência, uma vez que é extremamente profundo, preciso e abrangente. É um material indispensável para interessados que detestam divulgação científica superficial, além de ser excelente para professores do Ensino Médio (ou mesmo Ensino Superior) que estão com dificuldades em encontrar uma abordagem didática para esses temas da física moderna. Alunos de iniciação científica em partículas têm o dever de usar esse livro, pois nunca achei uma abordagem realmente didática nos livros usuais de física de partículas e campos, o que prejudica um pouco o entendimento do aluno quanto ao seu próprio projeto e ainda sobrecarrega os orientadores mais dedicados.

Caso você tenha interesse no livro, clique aqui para ver a cotação de preços.

Tá, eu sei, é absurdo o título do tópico, mas acontece que eu achei essa pérola no site Jornal Ciência (que de primeira confundi com o Jornal da Ciência). Esse site pertence ao R7 e fez a proeza de publicar o seguinte texto: Você é canhoto? A culpa pode ser da 'gravidade quântica', afirma teoria

Nele você pode ver uma explicação bem legal (SIC), de o porquê a gravidade quântica faz a gente ser canhoto... isso tudo é um grande e verdadeiro “WTF?”.

Eu fiquei mais de 30 minutos tentando entender de onde o autor tirou essa relação entre grávitons e ser canhoto. Até que um colega deu um toque, muito aparentemente o autor estava lendo um texto em inglês sobre o assunto, e se deparou com left handed particles (ao pé da letra; partícula canhota), como muito provavelmente o texto deveria ser sobre o gráviton, então ele concluiu que cientistas estavam tentando saber se o gráviton era “canhoto” ou “destro”, o que não é errado. Mas eis que deve ter entrado a veia jornalística dele e ele concluiu que se o gráviton fosse “left handed” ele influenciaria você a ser canhoto.

Ser “canhota” ou “destra” é uma propriedade que chamamos de helicidade, e ela é a relação entre o spin e a direção do movimento de uma partícula. Veja abaixo a ilustração que furtei do Quantum Diaries:
 

Essa partícula possui helicidade direita (ou helicidade destra – sei lá como fica isso em português), pois você poderia colocá-la na palma da sua mão direita e ao fechar seus dedos, com exceção do indicador, eles ficarão sempre no sentido do spin, enquanto seu polegar ficará no sentido do movimento da partícula. Mesmo que invertamos o movimento da partícula essa regra contínua valendo.

seu polegar indica o sentido do movimento, enquanto os dedos indicam o "sentido" do spin (Mão Direita)

Para partículas com helicidade esquerda (ou helicidade canhota) você usa a mesma técnica de colocar a partícula na palma da sua mão e fechar os dedos, mas agora a sua mão tem que ser a esquerda, assim o seu polegar novamente dará o sentido e direção do movimento e seus outros dedos darão o sentido do spin.

partículas com mesma helicidade em sentidos opostos.

Mão esquerda

NOTE que quando eu digo “colocar ela na sua mão” estou apenas ilustrando a situação para que você enxergue de maneira didática, obviamente não dá para você fazer isso na prática.


Resumindo, a helicidade das partículas nada tem a ver com o fato de você ser destro ou canhoto (eu sou ambidestro e aí?). Muito provavelmente o autor desse texto leu alguma coisa que falava sobre determinar a helicidade do gráviton, confundiu tudo e fez questão de dividir isso com você!

partículas com helicidades diferentes, note que mesmo que você coloque o movimento delas no mesmo sentido e direção o spin de uma será o oposto da outra

É pessoal, a notícia impactante da semana foi sobre os dados obtidos pelo experimento de medição de matéria escura LUX. Eu, como adoro ver o circo pegar fogo, achei ótimo, minha namorada que tem pretensão de pesquisar na área, ficou triste.

Mas o que aconteceu foi o seguinte; quarta-feira, dia 30, a equipe do experimento em questão publicou esse artigo com dados obtidos em 3 meses de pesquisa: First results from the LUX dark matter experiment at the Sanford Underground Research Facility. Nesse artigo os dados mostram que na pesquisa anterior, usando um experimento menos sensível, obtivemos dados que não foram novamente observados nesse experimento mais preciso. Ou seja, não detectamos matéria escura na faixa de massa de 5-20 GeV / c ² que esperávamos. Tenha calma, isso não significa (ainda) que a matéria escura não existe, apenas estamos limitando as faixas de massa que ela pode ser encontrada.

Mas você deve estar se perguntando, porque um resultado negativo tem importância assim para todo mundo ter falado, é simples:

a) Não mostrar nada significa que naquela região, faixa de energia, aparentemente não tem nenhuma partícula de matéria escura

b) Mostra que nossas experiências antigas que deram resultados promissores nessa faixa de massa estavam erradas.

c) Limitamos ainda mais a possibilidade da existência de matéria escura, mas não acabamos com ela, pois ainda temos candidatos como as WIMPS.

d) Esses dados mostram que o experimento funciona bem, assim eles têm uma melhor chance de uma boa descoberta nas próximas medidas que serão realizadas.

Caso queira se informar um pouco mais sobre o assunto, veja esses textos:

- First LUX result negates previous possible dark-matter sighting.

- Breaking News: Two Great New Measurements