Na década de 1930 surgiram dúvidas sobre o decaimento beta. A partícula que decaia era um quark D, que se encontrava no interior de um nêutron (desconhecido na época), produzindo um quark U. Assim o nêutron passava a ser um próton. Na liberação da partícula beta, havia a emissão de um espectro contínuo, como da luz solar, diferente do espectro dos elementos químicos, que é discreto, formado por linhas em pontos específicos, e que são únicos para cada elemento químico. Sendo assim a emissão da partícula beta parecia estar violando o princípio da conservação de energia. Ou seja, cada átomo de um tipo específico de elemento deveria emitir radiação com mesma energia, mas, isso não acontecia na emissão da partícula beta. O mais intrigante era que nenhum meio alterava a energia, ou seja, não havia perda de energia no caminho entre núcleo e detector. A questão era: Onde estava parte da energia?
Wolfgang Pauli, um físico austríaco trouxe uma explicação para isso, a energia que faltava era por conta de uma terceira partícula desconhecida emitida, e que deveria ser um lépton, como o elétron. O mais interessante é que o Nêutron somente foi descoberto em 1932, então, até 1930 essa partícula misteriosa era chamada de nêutron. Contudo, quando o hádron foi descoberto a massa era muito grande e sua carga nula, o que fez com que o termo fosse repassado para esse hádron. Sendo assim, Enrico Fermi propôs o nome neutrino, ou seja, "O pequeno Nêutron".
Basicamente a ideia do decaimento do nêutron em um próton, devido a mudança de sabor de um quark, havia a liberação de um elétron e de uma partícula neutra e sem massa, mas de spin fracionário. Anos depois descobriu-se que a partícula, na realidade, era um antineutrino. Entretanto, existia essa partícula diminuta, sem carga e com massa quase nula.
São 3 sabores de neutrinos, no caso o neutrino do elétron, do múon e do tau. E isso se dá pelo fato desses neutrinos somente interagirem com partículas as quais os léptons carregados interagem.
Uma característica muito especial dos Neutrinos é que, depois dos fótons, eles são as partículas mais comuns do universo. Sendo que, as estrelas produzem trilhões deles por segundo. Por cada cm2 da Terra, passam 65 bilhões de neutrinos por segundo. E mesmo assim muitos poucos deles interagem com a matéria. Especula-se que para um neutrino interagir com a matéria, seria necessário um bastão de chumbo de 1 ano luz de espessura.
Apesar da massa do neutrino ser muito pequena, eles não se propaguem na velocidade da luz, mas fiquem muito perto da mesma. Até hoje foi possível medir massas aproximadas dessas partículas, em especial a do neutrino do múon e do tau. Sendo respectivamente 8x10^-5 eV/c^2 e 3x10^-3 eV/c^2.
A primeira vez que foi possível observar a interação de um neutrino foi em uma câmara de bolhas, colidindo com um próton. Atualmente, usam-se equipamentos imensos e extremamente precisos para conseguir observar alguma interação. O principal equipamento hoje se encontra no Japão, e é o Super-Kamiokande, um observatório de neutrinos solares e de supernovas. Esse equipamento é um cilindro de 41 m de altura e 39 m de largura, localizada a 1 km abaixo da terra. Ele é cheio de água pura e mais de 11 mil tubos fotomultiplicadores. Quando um neutrino passa pela água ele gera uma radiação que é mais rápida que a luz na água. Sendo esse o efeito Cherenkov.
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