Claro, é o Hidrogénio. Este é o primeiro elemento da tabela periódica e o átomo mais simples, com um protão e um electrão apenas, fáceis de separar quando acelerados! O hidrogénio tem isótopos, com um ou dois neutrões. O Deutério (com um neutrão) existe em 1% da água, o Trítio (com dois neutrões) decai rapidamente criando Hélio, um electrão e um neutrino. Para fazer protões os físicos injectam hidrogénio num cilindro de metal e usam um campo eléctrico para separar o protão e o electrão que constituem os átomos do hidrogénio. Estes protões são injectados num acelerador linear que constitui o primeiro elo da cadeia de aceleração do LHC. Depois da paragem em que o LHC agora se encontra, entrará em funcionamento o novo acelerador linear, Linac4.

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Claro, é o Hidrogénio. Este é o primeiro elemento da tabela periódica e o átomo mais simples, com um protão e um electrão apenas, fáceis de separar quando acelerados! O hidrogénio tem isótopos, com um ou dois neutrões. O Deutério (com um neutrão) existe em 1% da água, o Trítio (com dois neutrões) decai rapidamente criando Hélio, um electrão e um neutrino. Para fazer protões os físicos injectam hidrogénio num cilindro de metal e usam um campo eléctrico para separar o protão e o electrão que constituem os átomos do hidrogénio. Estes protões são injectados num acelerador linear que constitui o primeiro elo da cadeia de aceleração do LHC. Depois da paragem em que o LHC agora se encontra, entrará em funcionamento o novo acelerador linear, Linac4.

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O potássio (símbolo químico K) que existe na natureza contém uma pequena percentagem (0,012%) de um isótopo radioactivo deste elemento, o potássio-40. O potássio-40 é na verdade a maior fonte de radioactividade do corpo humano, acima do carbono-14. Um dos modos de decaimento do K-40, raro mas possível, é o decaimento beta+, em que é emitido um neutrino e um positrão.

O neutrino é uma partícula sem carga eléctrica e quase sem massa cuja existência foi postulada por Pauli em 1930 para resolver a questão da aparente não-conservação de energia no decaimento beta dos núcleos radioactivos: a energia aparentemente em falta seria levada por uma partícula não detectada, o neutrino, que foi descoberto 26 anos mais tarde.

O positrão é a antipartícula do electrão, e este modo de decaimento faz com que uma pessoa com 80 kg emita cerca de 180 positrões por hora. É a maior fonte de anti-partículas no corpo humano! Um carregamento de 80 kg de bananas emite 5 vezes mais positrões que uma pessoa com o mesmo peso. As bananas são uma boa fonte de potássio, um elemento importante para o bom funcionamento do organismo! Ainda assim, a fracção do isótopo radioactivo K-40 é muito pequena e a dose de radiação associada é mínima. Comer bananas não é perigoso!

O potássio (símbolo químico K) que existe na natureza contém uma pequena percentagem (0,012%) de um isótopo radioactivo deste elemento, o potássio-40. O potássio-40 é na verdade a maior fonte de radioactividade do corpo humano, acima do carbono-14. Um dos modos de decaimento do K-40, raro mas possível, é o decaimento beta+, em que é emitido um neutrino e um positrão.

O neutrino é uma partícula sem carga eléctrica e quase sem massa cuja existência foi postulada por Pauli em 1930 para resolver a questão da aparente não-conservação de energia no decaimento beta dos núcleos radioactivos: a energia aparentemente em falta seria levada por uma partícula não detectada, o neutrino, que foi descoberto 26 anos mais tarde.

O positrão é a antipartícula do electrão, e este modo de decaimento faz com que uma pessoa com 80 kg emita cerca de 180 positrões por hora. É a maior fonte de anti-partículas no corpo humano! Um carregamento de 80 kg de bananas emite 5 vezes mais positrões que uma pessoa com o mesmo peso. As bananas são uma boa fonte de potássio, um elemento importante para o bom funcionamento do organismo! Ainda assim, a fracção do isótopo radioactivo K-40 é muito pequena e a dose de radiação associada é mínima. Comer bananas não é perigoso!

O Radão, também conhecido como Radon ou Radónio (Brasil). O seu símbolo químico é o Rn, tem número atómico 86 (ou seja, tem 86 protões no seu núcleo) e é o mais pesado dos gases nobres que se encontram na natureza. É inodoro, incolor e insípido. Todos os seus isótopos são radioativos, sendo o 222Rn o que se encontra em maior quantidade, sendo a sua semi-vida de aproximadamente 4 dias. O Radão é um dos elementos aos quais a população está constantemente exposta como emissor de radiação ionizante natural. A sua presença é mais prevalecente nas regiões rochosas graníticas com elevado teor de urânio.

O LabExpoRad é uma unidade de investigação da Universidade da Beira Interior que conta com vários investigadores do LIP e tem como principal objetivo o estudo dos diferentes aspetos da exposição da população ao Radão e dos riscos daí decorrentes para a saúde.

O Radão, também conhecido como Radon ou Radónio (Brasil). O seu símbolo químico é o Rn, tem número atómico 86 (ou seja, tem 86 protões no seu núcleo) e é o mais pesado dos gases nobres que se encontram na natureza. É inodoro, incolor e insípido. Todos os seus isótopos são radioativos, sendo o 222Rn o que se encontra em maior quantidade, sendo a sua semi-vida de aproximadamente 4 dias. O Radão é um dos elementos aos quais a população está constantemente exposta como emissor de radiação ionizante natural. A sua presença é mais prevalecente nas regiões rochosas graníticas com elevado teor de urânio.

O LabExpoRad é uma unidade de investigação da Universidade da Beira Interior que conta com vários investigadores do LIP e tem como principal objetivo o estudo dos diferentes aspetos da exposição da população ao Radão e dos riscos daí decorrentes para a saúde.

O Chumbo, que tem como símbolo químico Pb ("Plumbum" em latim) e possui o número atómico mais elevado entre os elementos estáveis da Tabela Periódica - Z=82 protões. Dada a sua grande massa e esfericidade quase perfeita é usado no Programa de Iões Pesados do LHC com o objectivo de recriar o estado da matéria que terá ocorrido logo após o Big Bang. Este fenómeno é possível porque a temperatura e densidade de energia atingidas nas colisões entre iões de chumbo são similares às do universo primordial. Nestas condições extremas os quarks e os gluões - partículas elementares constituintes dos nucleões, que por sua vez formam o núcleo do átomo de chumbo - deixam de estar confinados pela força forte como acontece na matéria normal, comportando-se como partículas num fluido quase perfeito (líquido de muito baixa viscosidade específica). A este estado da matéria dá-se o nome de plasma de quarks e gluões, o "QGP".

Os feixes de iões de chumbo que circulam no LHC têm início num pequeno bloco de chumbo (Pb²⁰⁸) muito puro (99.57%). Este pequeno bloco é submetido a radiação de micro-ondas, sendo aquecido a 500 ºC por forma a transformar-se em vapor de chumbo. Os átomos deste vapor são ionizados até ficarem totalmente desprovidos dos seus 82 electrões e os iões resultantes passam por uma cadeia de aceleradores até entrarem no LHC e circularem com uma energia cinética de 2.51 TeV por nucleão (tera electrão-Volt, 10¹² eV). A velocidade correspondente destes iões de chumbo é 99.999993% da velocidade da luz. Uma última curiosidade - se observássemos o tic-tac de um relógio montado nestes iões super-rápidos verificaríamos que seria aproximadamente 2670 vezes mais lento que o tic-tac do nosso relógio de pulso.

O Chumbo, que tem como símbolo químico Pb ("Plumbum" em latim) e possui o número atómico mais elevado entre os elementos estáveis da Tabela Periódica - Z=82 protões. Dada a sua grande massa e esfericidade quase perfeita é usado no Programa de Iões Pesados do LHC com o objectivo de recriar o estado da matéria que terá ocorrido logo após o Big Bang. Este fenómeno é possível porque a temperatura e densidade de energia atingidas nas colisões entre iões de chumbo são similares às do universo primordial. Nestas condições extremas os quarks e os gluões - partículas elementares constituintes dos nucleões, que por sua vez formam o núcleo do átomo de chumbo - deixam de estar confinados pela força forte como acontece na matéria normal, comportando-se como partículas num fluido quase perfeito (líquido de muito baixa viscosidade específica). A este estado da matéria dá-se o nome de plasma de quarks e gluões, o "QGP".

Os feixes de iões de chumbo que circulam no LHC têm início num pequeno bloco de chumbo (Pb²⁰⁸) muito puro (99.57%). Este pequeno bloco é submetido a radiação de micro-ondas, sendo aquecido a 500 ºC por forma a transformar-se em vapor de chumbo. Os átomos deste vapor são ionizados até ficarem totalmente desprovidos dos seus 82 electrões e os iões resultantes passam por uma cadeia de aceleradores até entrarem no LHC e circularem com uma energia cinética de 2.51 TeV por nucleão (tera electrão-Volt, 10¹² eV). A velocidade correspondente destes iões de chumbo é 99.999993% da velocidade da luz. Uma última curiosidade - se observássemos o tic-tac de um relógio montado nestes iões super-rápidos verificaríamos que seria aproximadamente 2670 vezes mais lento que o tic-tac do nosso relógio de pulso.

O Telúrio (símbolo químico Te)! Este foi o primeiro elemento em que foi identificado o decaimento beta duplo: dois neutrões transformam-se simultaneamente em dois protões. No processo, são emitidos dois electrões e dois anti-neutrinos. O Telúrio que ocorre na natureza contém oito isótopos, sendo que os dois mais abundantes são instáveis e decaem por decaimento beta duplo. Usando este elemento, SNO+ vai procurar responder a uma pergunta fundamental sobre a natureza do neutrino: será que o neutrino é exactamente igual à sua anti-partícula, ou existem diferenças entre os dois? A ideia é a seguinte: no caso de o neutrino ser a sua própria anti-partícula (neutrino de Majorana), além do decaimento beta duplo “normal”, deve ocorrer também o chamado "decaimento beta duplo sem neutrinos”. Aqui, apenas são emitidos os dois electrões e o anti-neutrino emitido na transformação de um dos neutrões, é “absorvido" na transformação do outro (como se se aniquilassem). Se neutrino e anti-neutrino diferirem, tal não é possível. Para conseguir observar o fenómeno, ou excluir a sua existência, SNO+ vai tomar dados durante vários anos. Durante esse tempo, fará várias outras coisas interessantes, desde estudar os geo-neutrinos (produzidos no interior da Terra) a medir parâmetros das oscilações de neutrinos (detectando neutrinos produzidos em reactores nucleares distantes), estando alerta a possíveis neutrinos vindos de supernovas.

O Telúrio (símbolo químico Te)! Este foi o primeiro elemento em que foi identificado o decaimento beta duplo: dois neutrões transformam-se simultaneamente em dois protões. No processo, são emitidos dois electrões e dois anti-neutrinos. O Telúrio que ocorre na natureza contém oito isótopos, sendo que os dois mais abundantes são instáveis e decaem por decaimento beta duplo. Usando este elemento, SNO+ vai procurar responder a uma pergunta fundamental sobre a natureza do neutrino: será que o neutrino é exactamente igual à sua anti-partícula, ou existem diferenças entre os dois? A ideia é a seguinte: no caso de o neutrino ser a sua própria anti-partícula (neutrino de Majorana), além do decaimento beta duplo “normal”, deve ocorrer também o chamado "decaimento beta duplo sem neutrinos”. Aqui, apenas são emitidos os dois electrões e o anti-neutrino emitido na transformação de um dos neutrões, é “absorvido" na transformação do outro (como se se aniquilassem). Se neutrino e anti-neutrino diferirem, tal não é possível. Para conseguir observar o fenómeno, ou excluir a sua existência, SNO+ vai tomar dados durante vários anos. Durante esse tempo, fará várias outras coisas interessantes, desde estudar os geo-neutrinos (produzidos no interior da Terra) a medir parâmetros das oscilações de neutrinos (detectando neutrinos produzidos em reactores nucleares distantes), estando alerta a possíveis neutrinos vindos de supernovas.

É o azoto, ou nitrogénio (símbolo químico N), que é o gás mais abundante na atmosfera da Terra. Quando uma partícula cósmica energética atinge o topo da atmosfera terrestre, vai interagir com as partículas que a constituem, originando uma cascata com milhões de partículas. As partículas da cascata vão excitar as moléculas de azoto que, quando regressam ao estado fundamental, emitem luz essencialmente na gama do ultra-violeta. Esta luz, que os nossos olhos não consegue ver, é detectada pelos telescópios de fluorescência do Observatório Pierre Auger. Conseguimos assim reconstruir o perfil do desenvolvimento longitudinal da cascata — a quantidade de luz produzida é proporcional à deposição de energia na atmosfera, que dependo do número de partículas na cascata a cada profundidade na atmosfera. O número total de partículas na cascata está relacionado com a energia da partícula inicial, e o perfil do chuveiro dá-nos indicações indirectas mas preciosas sobre a sua natureza. Para os telescópios de fluorescência, a cascata originada pelo raio cósmico primário é uma espécie de lâmpada ultravioleta que cruza o ar à velocidade da luz, com uma intensidade que primeiro aumenta e depois vai esmorecendo. Estes telescópios, constituídos por um espelho que foca a luz num numa matriz de detectores de luz, só funcionam durante a noite, e em noites com pouco luar, para que os detectores de luz não sejam danificados e a luz de fluorescência possa ser vista. O efeito é semelhante ao que provoca as auroras boreais, que surgem quando partículas energéticas vindas do Sol ionizam ou excitam átomos e moléculas de vários elementos na atmosfera, que emitem luz de vários comprimentos de onda quando regressam ao estado fundamental. No entanto, neste caso o oxigénio é o elemento que mais contribui na gama do visível, e nos permite observar o efeito a olho nu.

É o azoto, ou nitrogénio (símbolo químico N), que é o gás mais abundante na atmosfera da Terra. Quando uma partícula cósmica energética atinge o topo da atmosfera terrestre, vai interagir com as partículas que a constituem, originando uma cascata com milhões de partículas. As partículas da cascata vão excitar as moléculas de azoto que, quando regressam ao estado fundamental, emitem luz essencialmente na gama do ultra-violeta. Esta luz, que os nossos olhos não consegue ver, é detectada pelos telescópios de fluorescência do Observatório Pierre Auger. Conseguimos assim reconstruir o perfil do desenvolvimento longitudinal da cascata — a quantidade de luz produzida é proporcional à deposição de energia na atmosfera, que dependo do número de partículas na cascata a cada profundidade na atmosfera. O número total de partículas na cascata está relacionado com a energia da partícula inicial, e o perfil do chuveiro dá-nos indicações indirectas mas preciosas sobre a sua natureza. Para os telescópios de fluorescência, a cascata originada pelo raio cósmico primário é uma espécie de lâmpada ultravioleta que cruza o ar à velocidade da luz, com uma intensidade que primeiro aumenta e depois vai esmorecendo. Estes telescópios, constituídos por um espelho que foca a luz num numa matriz de detectores de luz, só funcionam durante a noite, e em noites com pouco luar, para que os detectores de luz não sejam danificados e a luz de fluorescência possa ser vista. O efeito é semelhante ao que provoca as auroras boreais, que surgem quando partículas energéticas vindas do Sol ionizam ou excitam átomos e moléculas de vários elementos na atmosfera, que emitem luz de vários comprimentos de onda quando regressam ao estado fundamental. No entanto, neste caso o oxigénio é o elemento que mais contribui na gama do visível, e nos permite observar o efeito a olho nu.

É o Hélio! O Hélio (He) é o segundo elemento químico mais leve e mais abundante no Universo, a seguir ao Hidrogénio. É também o primeiro elemento do grupo dos gases inertes da tabela periódica. Tem o nome da divindade grega associada ao Sol, por ter sido identificado pela primeira vez como uma risca amarela desconhecida no espectro da luz solar. Na verdade, o Sol, como as outras estrelas, produz grandes quantidades de Hélio nas reações nucleares no seu interior, por fusão de hidrogénio.

Na Terra, o Hélio é relativamente raro, mas tem inúmeras aplicações. Mesmo na física de partículas, a sua utilização em detectores gasosos é apenas um exemplo. Outro exemplo importante é a sua utilização em criogenia, em particular no arrefecimento dos ímans supercondutores utilizados nos grandes aceleradores de partículas.

A câmara de faíscas é um exemplo de um detector gasoso: a passagem de partículas carregadas vai ionizar o gás (neste caso, o hélio) no interior do detector. Aplicando diferenças de potencial aos eléctrodos no interior da câmara, criamos um campo eléctrico que nos permite recolher as cargas eléctricas assim produzidas, e produzir avalanches de carga. No caso da câmara de faíscas, as diferenças de potencial entre as placas metálicas no interior da câmara fazem com que a passagem de partículas carregadas origine descargas eléctricas (visíveis como uma espécie de faíscas) no interior da câmara.

Hoje, detectores mais sofisticados baseados nos mesmos princípios estão em operação nas experiências do LHC e em muitas outras experiências de física de partículas. A câmara de faíscas do LIP foi construída com propósitos educativos para ilustrar a detecção de partículas, e também a omnipresença dos raios cósmicos que constantemente nos atravessam. Foi já vendida para museus e centros de ciência em várias partes do mundo.

É o Hélio! O Hélio (He) é o segundo elemento químico mais leve e mais abundante no Universo, a seguir ao Hidrogénio. É também o primeiro elemento do grupo dos gases inertes da tabela periódica. Tem o nome da divindade grega associada ao Sol, por ter sido identificado pela primeira vez como uma risca amarela desconhecida no espectro da luz solar. Na verdade, o Sol, como as outras estrelas, produz grandes quantidades de Hélio nas reações nucleares no seu interior, por fusão de hidrogénio.

Na Terra, o Hélio é relativamente raro, mas tem inúmeras aplicações. Mesmo na física de partículas, a sua utilização em detectores gasosos é apenas um exemplo. Outro exemplo importante é a sua utilização em criogenia, em particular no arrefecimento dos ímans supercondutores utilizados nos grandes aceleradores de partículas.

A câmara de faíscas é um exemplo de um detector gasoso: a passagem de partículas carregadas vai ionizar o gás (neste caso, o hélio) no interior do detector. Aplicando diferenças de potencial aos eléctrodos no interior da câmara, criamos um campo eléctrico que nos permite recolher as cargas eléctricas assim produzidas, e produzir avalanches de carga. No caso da câmara de faíscas, as diferenças de potencial entre as placas metálicas no interior da câmara fazem com que a passagem de partículas carregadas origine descargas eléctricas (visíveis como uma espécie de faíscas) no interior da câmara.

Hoje, detectores mais sofisticados baseados nos mesmos princípios estão em operação nas experiências do LHC e em muitas outras experiências de física de partículas. A câmara de faíscas do LIP foi construída com propósitos educativos para ilustrar a detecção de partículas, e também a omnipresença dos raios cósmicos que constantemente nos atravessam. Foi já vendida para museus e centros de ciência em várias partes do mundo.

Césio (Cs). O elemento químico césio é usado desde 1960 para definir a unidade de tempo padrão no Sistema de Unidades Internacional (SI). A definição oficial de 1967 (e adenddum em 1997) dita: "O segundo é a duração de 9192631770 períodos da radiação correspondente à transição entre os dois níveis de energia hiperfinos do estado fundamental do átomo de césio (133Cs). Esta definição refere-se a um átomo de césio em repouso e à temperatura de 0 K.". As duas grandezas envolvidas relacionam-se entre si através da constante de Planck h, a famosa constante que rege o mundo microfísico: E=hf=h/T, onde E é a energia do fotão, também conhecida por "quantum" de energia, e f é a frequência da radiação, que por sua vez é o inverso do período. À parte da enorme estabilidade deste oscilador atómico, a sua escolha deve-se porque à data aquele número pouco simpático de períodos correspondia ao limite da precisão dos frequencímetros (capacidade de medir com precisão 9192631770 oscilações em 1 segundo). A inevitabilidade desta precisão é fundamental nas nossas vidas: GPS, sincronização de telemóveis e de computadores, e até transacções em bolsa são reguladas por um relógio de césio que providencia o Tempo Universal Coordenado (UTC). O segundo-padrão foi a primeira unidade do Sistema Internacional definido a partir de uma propriedade universal, verificável em qualquer ponto do Universo. A partir desta definição e da constância e universalidade da velocidade da luz no vazio definiu-se o metro-padrão. A 20 de Maio de 2019 será adoptado o novo SI, em que as unidades básicas serão todas definidas a partir de constantes fundamentais.

Césio (Cs). O elemento químico césio é usado desde 1960 para definir a unidade de tempo padrão no Sistema de Unidades Internacional (SI). A definição oficial de 1967 (e adenddum em 1997) dita: "O segundo é a duração de 9192631770 períodos da radiação correspondente à transição entre os dois níveis de energia hiperfinos do estado fundamental do átomo de césio (133Cs). Esta definição refere-se a um átomo de césio em repouso e à temperatura de 0 K.". As duas grandezas envolvidas relacionam-se entre si através da constante de Planck h, a famosa constante que rege o mundo microfísico: E=hf=h/T, onde E é a energia do fotão, também conhecida por "quantum" de energia, e f é a frequência da radiação, que por sua vez é o inverso do período. À parte da enorme estabilidade deste oscilador atómico, a sua escolha deve-se porque à data aquele número pouco simpático de períodos correspondia ao limite da precisão dos frequencímetros (capacidade de medir com precisão 9192631770 oscilações em 1 segundo). A inevitabilidade desta precisão é fundamental nas nossas vidas: GPS, sincronização de telemóveis e de computadores, e até transacções em bolsa são reguladas por um relógio de césio que providencia o Tempo Universal Coordenado (UTC). O segundo-padrão foi a primeira unidade do Sistema Internacional definido a partir de uma propriedade universal, verificável em qualquer ponto do Universo. A partir desta definição e da constância e universalidade da velocidade da luz no vazio definiu-se o metro-padrão. A 20 de Maio de 2019 será adoptado o novo SI, em que as unidades básicas serão todas definidas a partir de constantes fundamentais.

É o tungsténio (W), também conhecido como volfrâmio, que tem como símbolo W e número atómico 74. É um dos elementos muito densos que constituem os cristais dos detetores de fotões de CMS. A sua massa atómica, 183,8 u, corresponde a 172.5 GeV/c^², ou seja praticamente a massa do quark top. É notável que uma partícula, que pensamos ser elementar, tenha uma massa igual à de um átomo, ainda para mais um de massa elevada.
O quark top é a partícula elementar mais pesada conhecida até ao momento e é produzida copiosamente no colisionador LHC do CERN. Várias das medidas de precisão das propriedades deste quark, bem como várias pesquisas por novos fenómenos de física em que poderá participar, têm uma participação ativa de diversos investigadores do LIP. A existência do quark top foi proposta em 1973 por Makoto Kobayashi e Toshihide Maskawa (Prémios Nobel da Física em 2008) e foi descoberto pelas experiências CDF e D0 do acelerador Tevatrão (Fermilab, Estados Unidos) em 1994. O estudo das propriedades deste quark faz parte do programa de física do LHC e envolve investigadores de todo o mundo. A principal conferência internacional dedicada ao estudo deste quark iniciou-se em 2006 em Coimbra, por iniciativa de investigadores do LIP, tendo a sua 10ª edição sido realizada em Braga em 2017.

É o tungsténio (W), também conhecido como volfrâmio, que tem como símbolo W e número atómico 74. É um dos elementos muito densos que constituem os cristais dos detetores de fotões de CMS. A sua massa atómica, 183,8 u, corresponde a 172.5 GeV/c^², ou seja praticamente a massa do quark top. É notável que uma partícula, que pensamos ser elementar, tenha uma massa igual à de um átomo, ainda para mais um de massa elevada.
O quark top é a partícula elementar mais pesada conhecida até ao momento e é produzida copiosamente no colisionador LHC do CERN. Várias das medidas de precisão das propriedades deste quark, bem como várias pesquisas por novos fenómenos de física em que poderá participar, têm uma participação ativa de diversos investigadores do LIP. A existência do quark top foi proposta em 1973 por Makoto Kobayashi e Toshihide Maskawa (Prémios Nobel da Física em 2008) e foi descoberto pelas experiências CDF e D0 do acelerador Tevatrão (Fermilab, Estados Unidos) em 1994. O estudo das propriedades deste quark faz parte do programa de física do LHC e envolve investigadores de todo o mundo. A principal conferência internacional dedicada ao estudo deste quark iniciou-se em 2006 em Coimbra, por iniciativa de investigadores do LIP, tendo a sua 10ª edição sido realizada em Braga em 2017.

É o Ferro (Fe), durante a sua vida, as estrelas produzem energia por reações de fusão nuclear, que transformam elementos leves (a começar pelo hidrogénio) em elementos cada vez mais pesados. O balanço energético é positivo até à sua última fase, em que a estrela queima silício para produzir ferro. A partir desse momento, já não é gerada energia a partir das reações nucleares, e a força gravítica comprime o núcleo de ferro na estrela. As estrelas muito massivas, com massas 8 vezes maiores que a massa do Sol, explodem no que se conhece como uma Supernova.

Os investigadores do grupo NUC-RIA do LIP tentam reproduzir em laboratório as condições de reação típicas de explosões Supernova. Para tal, realizam experiências com feixes estáveis (em Lisboa, mas também noutros locais, como o LNS da Catânia, em Itália) e com feixes radioativos (em laboratórios como o FAIR na Alemanha ou o ISOLDE no CERN). Estas experiências são fundamentais para aumentar o conhecimento sobre a formação dos elementos químicos existentes no nosso sistema solar, e em geral no Universo.

É o Ferro (Fe), durante a sua vida, as estrelas produzem energia por reações de fusão nuclear, que transformam elementos leves (a começar pelo hidrogénio) em elementos cada vez mais pesados. O balanço energético é positivo até à sua última fase, em que a estrela queima silício para produzir ferro. A partir desse momento, já não é gerada energia a partir das reações nucleares, e a força gravítica comprime o núcleo de ferro na estrela. As estrelas muito massivas, com massas 8 vezes maiores que a massa do Sol, explodem no que se conhece como uma Supernova.

Os investigadores do grupo NUC-RIA do LIP tentam reproduzir em laboratório as condições de reação típicas de explosões Supernova. Para tal, realizam experiências com feixes estáveis (em Lisboa, mas também noutros locais, como o LNS da Catânia, em Itália) e com feixes radioativos (em laboratórios como o FAIR na Alemanha ou o ISOLDE no CERN). Estas experiências são fundamentais para aumentar o conhecimento sobre a formação dos elementos químicos existentes no nosso sistema solar, e em geral no Universo.

É o Xenon (Xe), Este gás raro existe em pequenas quantidades na atmosfera, e conhecemo-lo principalmente pela sua utilização no fabrico de lâmpadas de elevada luminosidade para automóveis. Em medicina é usado como anestésico com poucos efeitos secundários, e espera-se que a sua utilização aumente gradualmente à medida que o seu preço diminui. É também usado como combustível para motores iónicos desde os anos 70 em satélites e sondas espaciais, como a Deep Space 1 da NASA.

Em Física de Partículas é usado na construção dos mais sensíveis detectores de Matéria Escura do mundo, como LUX (na imagem, c om 370 kg de xénon líquido, e cuja sigla significa exactamente Large Underground Xenon detector) e o seu sucessor LZ (LUX-ZEPLIN, com 10 toneladas de xénon), experiências em que o LIP participa com uma equipa de cerca de 10 cientistas e estudantes. Estes detectores funcionam a 1500 m de profundidade numa antiga mina de ouro, ficando assim protegidos dos raios cósmicos que chegam à superfície da Terra, enquanto que as partículas de Matéria Escura atravessam facilmente a rocha e podem chegar aos detectores. O xénon é mantido na forma líquida a uma temperatura de cerca de 100 graus negativos, e é rodeado de sensores de luz e materiais altamente reflectivos de forma a detectar os sinais extremamente ténues e raros esperados das interacções de partículas de Matéria Escura.

Saber mais: LZ: http://lz.lbl.gov, LUX: http://luxdarkmatter.org

É o Xenon (Xe), Este gás raro existe em pequenas quantidades na atmosfera, e conhecemo-lo principalmente pela sua utilização no fabrico de lâmpadas de elevada luminosidade para automóveis. Em medicina é usado como anestésico com poucos efeitos secundários, e espera-se que a sua utilização aumente gradualmente à medida que o seu preço diminui. É também usado como combustível para motores iónicos desde os anos 70 em satélites e sondas espaciais, como a Deep Space 1 da NASA.

Em Física de Partículas é usado na construção dos mais sensíveis detectores de Matéria Escura do mundo, como LUX (na imagem, c om 370 kg de xénon líquido, e cuja sigla significa exactamente Large Underground Xenon detector) e o seu sucessor LZ (LUX-ZEPLIN, com 10 toneladas de xénon), experiências em que o LIP participa com uma equipa de cerca de 10 cientistas e estudantes. Estes detectores funcionam a 1500 m de profundidade numa antiga mina de ouro, ficando assim protegidos dos raios cósmicos que chegam à superfície da Terra, enquanto que as partículas de Matéria Escura atravessam facilmente a rocha e podem chegar aos detectores. O xénon é mantido na forma líquida a uma temperatura de cerca de 100 graus negativos, e é rodeado de sensores de luz e materiais altamente reflectivos de forma a detectar os sinais extremamente ténues e raros esperados das interacções de partículas de Matéria Escura.

Saber mais: LZ: http://lz.lbl.gov, LUX: http://luxdarkmatter.org

É o Ouro (Au), O ouro é um metal amarelo brilhante, denso, extremamente durável, altamente maleável e geralmente encontrado na natureza em forma bastante pura. É um dos mais nobres (ou seja, quimicamente menos reativos) dos elementos de transição. Todas estas qualidades contribuíram para que fosse considerado um metal precioso de grande valor desde os temos mais remotos. Está por isso associado a uma história ímpar.

Na experiência de Rutherford, o alvo era de facto uma folha de ouro com cerca de 400 nm de espessura. Trata-se na verdade de uma série de experiências conduzidas por Geiger e Marsden, com início em 1908. Na experiência, um feixe de partículas alfa (núcleos de hélio) atingia uma folha de ouro. Os ângulos de dispersão das partículas eram medidos registando (com o auxílio de um microscópio) os pontos de incidência num material fluorescente que rodeava o dispositivo. Observou-que que 1 em cada 8000 partículas alfa era deflectida com um grande ângulo (superior a 90º). Estes resultados foram interpretados por Rutherford como mostrando que os átomos têm um núcleo extremamente pequeno e denso, onde estão concentradas todas as suas cargas positivas e quase toda a sua massa.

Na verdade, fazer colidir um feixe de partículas com um alvo (ou com outro feixe de partículas) para compreender as propriedades dos constituintes de matéria e/ou das forças entre eles continua a ser o que fazemos nas experiências de física de partículas, pelo que a experiência da folha de ouro de Rutherford é uma experiência fundadora!

É o Ouro (Au), O ouro é um metal amarelo brilhante, denso, extremamente durável, altamente maleável e geralmente encontrado na natureza em forma bastante pura. É um dos mais nobres (ou seja, quimicamente menos reativos) dos elementos de transição. Todas estas qualidades contribuíram para que fosse considerado um metal precioso de grande valor desde os temos mais remotos. Está por isso associado a uma história ímpar.

Na experiência de Rutherford, o alvo era de facto uma folha de ouro com cerca de 400 nm de espessura. Trata-se na verdade de uma série de experiências conduzidas por Geiger e Marsden, com início em 1908. Na experiência, um feixe de partículas alfa (núcleos de hélio) atingia uma folha de ouro. Os ângulos de dispersão das partículas eram medidos registando (com o auxílio de um microscópio) os pontos de incidência num material fluorescente que rodeava o dispositivo. Observou-que que 1 em cada 8000 partículas alfa era deflectida com um grande ângulo (superior a 90º). Estes resultados foram interpretados por Rutherford como mostrando que os átomos têm um núcleo extremamente pequeno e denso, onde estão concentradas todas as suas cargas positivas e quase toda a sua massa.

Na verdade, fazer colidir um feixe de partículas com um alvo (ou com outro feixe de partículas) para compreender as propriedades dos constituintes de matéria e/ou das forças entre eles continua a ser o que fazemos nas experiências de física de partículas, pelo que a experiência da folha de ouro de Rutherford é uma experiência fundadora!

É o Níquel (símbolo químico Ni, número atómico 28)! Na verdade, muitas experiências que estudam neutrinos ou procuram matéria escura encontram-se em laboratórios substerrâneos, muitas vezes construídos em minas de grande profundidade. O objectivo é estarem protegidos dos raios cósmicos, para serem sensíveis aos sinais raros ou ténues que procuram: só neutrinos (ou as suas anti-partículas, os anti-neutrinos) ou partículas de matéria escura conseguirão chegar a estas profundidades. Outro aspecto interessante é que conseguem criar, no interior de minas por vezes ainda em actividade, alguns dos ambientes mais limpos do mundo! Isto para se livrarem também de quaisquer contaminações de poeiras e outros materiais contendo alguma radioactividade natural. É o caso do detector SNO+, um detector de neutrinos instalado a 2 km de profundidade na mina de níquel de Creighton, no Canadá, ainda em actividade. Outro exemplo famoso é o da experiência de Homestake, na mina de ouro de Homestake, onde, na década de 1960, funcionou a primeira experiência a detectar neutrinos. A mina só deixou de funcionar em 2001, e nela está instalado o SURF - Sandford Underground Research Laboratory, onde funcioram ou vão funcionar várias experiências em que o LIP está implicado. A experiência de matéria escura LUX funcionou na mesma cavidade onde tinha sido realizada a experiência de Homestake. O SURF albergará também os detectores de LZ (para pesquisa directa de partículas de matéria escura) e DUNE (para medir feixes de neutrinos e anti-neutrinos produzidos a 1300 km de distância).

É o Níquel (símbolo químico Ni, número atómico 28)! Na verdade, muitas experiências que estudam neutrinos ou procuram matéria escura encontram-se em laboratórios substerrâneos, muitas vezes construídos em minas de grande profundidade. O objectivo é estarem protegidos dos raios cósmicos, para serem sensíveis aos sinais raros ou ténues que procuram: só neutrinos (ou as suas anti-partículas, os anti-neutrinos) ou partículas de matéria escura conseguirão chegar a estas profundidades. Outro aspecto interessante é que conseguem criar, no interior de minas por vezes ainda em actividade, alguns dos ambientes mais limpos do mundo! Isto para se livrarem também de quaisquer contaminações de poeiras e outros materiais contendo alguma radioactividade natural. É o caso do detector SNO+, um detector de neutrinos instalado a 2 km de profundidade na mina de níquel de Creighton, no Canadá, ainda em actividade. Outro exemplo famoso é o da experiência de Homestake, na mina de ouro de Homestake, onde, na década de 1960, funcionou a primeira experiência a detectar neutrinos. A mina só deixou de funcionar em 2001, e nela está instalado o SURF - Sandford Underground Research Laboratory, onde funcioram ou vão funcionar várias experiências em que o LIP está implicado. A experiência de matéria escura LUX funcionou na mesma cavidade onde tinha sido realizada a experiência de Homestake. O SURF albergará também os detectores de LZ (para pesquisa directa de partículas de matéria escura) e DUNE (para medir feixes de neutrinos e anti-neutrinos produzidos a 1300 km de distância).

É o elemento com o número atómico 22 - o Titânio (Ti) É o nono elemento mais comum da crosta terrestre, sobretudo sob a forma de dióxido de titânio, TiO2. É utilizado como pigmento branco em tintas e em muitas pastas de dentes que usamos no nosso dia-a-dia. Na sua forma metálica, é um material muito rígido, não magnético, e leve (duas vezes menos denso do que o aço) e por isso é utilizado na indústria aeroespacial, implantes ortopédicos, em veículos de competição, entre outros. Na experiência LUX-ZEPLIN, é usado no criostato interno e externo que permite não só acondicionar o xénon como também mantê-lo frio a uma temperatura de -100 graus centígrados..

É o elemento com o número atómico 22 - o Titânio (Ti) É o nono elemento mais comum da crosta terrestre, sobretudo sob a forma de dióxido de titânio, TiO2. É utilizado como pigmento branco em tintas e em muitas pastas de dentes que usamos no nosso dia-a-dia. Na sua forma metálica, é um material muito rígido, não magnético, e leve (duas vezes menos denso do que o aço) e por isso é utilizado na indústria aeroespacial, implantes ortopédicos, em veículos de competição, entre outros. Na experiência LUX-ZEPLIN, é usado no criostato interno e externo que permite não só acondicionar o xénon como também mantê-lo frio a uma temperatura de -100 graus centígrados..

Foi o Urânio (símbolo químico U)! A radioactividade foi descoberta em 1896 por Henri Becquerel, utilizando sais de urânio. A descoberta foi feita de forma acidental, quando Becquerel reparou que uma amostra de um sal de urânio deixada dentro de uma gaveta sobre uma chapa fotográfica não exposta tinha criado uma mancha na chapa (como a que se vê na imagem). Concluiu que alguma forma de radiação invisível tinha impressionado a chapa. Esta descoberta revolucionou a física nuclear e a física de partículas.

Actualmente, o urânio é um dos elementos usados para libertar energia por fissão nuclear, de forma descontrolada nas tristemente célebres bombas nucleares, ou de forma controlada nas centrais nucleares para produção de electricidade. A fissão nuclear cria também anti-neutrinos em grandes quantidades. A primeira deteção de um (anti-)neutrino foi feita perto de um reactor, e hoje há experiências dedicadas ao estudo das oscilações de neutrinos a muitos quilómetros do reactor. Também os geo-neutrinos, emitidos pela fissão natural do urânio e tório, são usados para estudar a distribuição destes elementos no interior da Terra, assim como os neutrinos da fusão nuclear são usados para estudar o interior do Sol. A experiência SNO+ vai medir os geo-neutrinos no Canadá, onde a contribuição da crosta continental é maior; combinada com medições no Japão (por KamLAND) e Itália (por Borexino) esta medida pode ajudar a perceber a distribuição no manto terrestre, que é mais difícil de analisar directamente.

Foi o Urânio (símbolo químico U)! A radioactividade foi descoberta em 1896 por Henri Becquerel, utilizando sais de urânio. A descoberta foi feita de forma acidental, quando Becquerel reparou que uma amostra de um sal de urânio deixada dentro de uma gaveta sobre uma chapa fotográfica não exposta tinha criado uma mancha na chapa (como a que se vê na imagem). Concluiu que alguma forma de radiação invisível tinha impressionado a chapa. Esta descoberta revolucionou a física nuclear e a física de partículas.

Actualmente, o urânio é um dos elementos usados para libertar energia por fissão nuclear, de forma descontrolada nas tristemente célebres bombas nucleares, ou de forma controlada nas centrais nucleares para produção de electricidade. A fissão nuclear cria também anti-neutrinos em grandes quantidades. A primeira deteção de um (anti-)neutrino foi feita perto de um reactor, e hoje há experiências dedicadas ao estudo das oscilações de neutrinos a muitos quilómetros do reactor. Também os geo-neutrinos, emitidos pela fissão natural do urânio e tório, são usados para estudar a distribuição destes elementos no interior da Terra, assim como os neutrinos da fusão nuclear são usados para estudar o interior do Sol. A experiência SNO+ vai medir os geo-neutrinos no Canadá, onde a contribuição da crosta continental é maior; combinada com medições no Japão (por KamLAND) e Itália (por Borexino) esta medida pode ajudar a perceber a distribuição no manto terrestre, que é mais difícil de analisar directamente.

É o Alumínio (símbolo químico Al)! O alumínio é um dos principais materiais utilizados no espaço devido a ser muito leve, maleável e de baixo custo quando comparado com outros metais. Não é um material muito resistente por si só, mas quando combinado com outro metais, criando ligas de alumínio, torna-se forte o suficiente para ser funcional em estruturas no espaço, como a Estação Espacial Internacional, e em satélites. No caso da Estação Espacial International (ISS), o alumínio tem o papel importante de travar electrões e protões de baixa energia, ajudando a diminuir os niveis de radiação cósmica a que os astronautas estão expostos.

E o que tem isto a ver com a física de partículas e o LIP? Na verdade, muito! Por um lado, o LIP é membro da colaboração que construiu e opera o Alpha Magnetic Spectrometer (AMS), um complexo detector e raios cósmicos em órbita na ISS. Por outro lado, existe no LIP um grupo de investigação que aplica conhecimentos e técnicas da física de partículas para estudar os efeitos nos astronautas e nos equipamentos (em particular nos componentes electrónicos) dos ambientes de radiação no espaço e à superfície de outros planetas — os tais electrões, protões e outras partículas, de que a atmosfera e o campo magnético da Terra nos protegem em grande parte, mas que em órbita podem constituir um grave problema. O grupo SpaceRad do LIP, que desenvolve modelos destes ambientes de radiação e dos seus efeitos, bem como instrumentos e técnicas para os medir ou para minorar os seus efeitos, está envolvido na preparação de missões da Agência Espacial Europeia (ESA) a Marte e a Júpiter.

É o Alumínio (símbolo químico Al)! O alumínio é um dos principais materiais utilizados no espaço devido a ser muito leve, maleável e de baixo custo quando comparado com outros metais. Não é um material muito resistente por si só, mas quando combinado com outro metais, criando ligas de alumínio, torna-se forte o suficiente para ser funcional em estruturas no espaço, como a Estação Espacial Internacional, e em satélites. No caso da Estação Espacial International (ISS), o alumínio tem o papel importante de travar electrões e protões de baixa energia, ajudando a diminuir os niveis de radiação cósmica a que os astronautas estão expostos.

E o que tem isto a ver com a física de partículas e o LIP? Na verdade, muito! Por um lado, o LIP é membro da colaboração que construiu e opera o Alpha Magnetic Spectrometer (AMS), um complexo detector e raios cósmicos em órbita na ISS. Por outro lado, existe no LIP um grupo de investigação que aplica conhecimentos e técnicas da física de partículas para estudar os efeitos nos astronautas e nos equipamentos (em particular nos componentes electrónicos) dos ambientes de radiação no espaço e à superfície de outros planetas — os tais electrões, protões e outras partículas, de que a atmosfera e o campo magnético da Terra nos protegem em grande parte, mas que em órbita podem constituir um grave problema. O grupo SpaceRad do LIP, que desenvolve modelos destes ambientes de radiação e dos seus efeitos, bem como instrumentos e técnicas para os medir ou para minorar os seus efeitos, está envolvido na preparação de missões da Agência Espacial Europeia (ESA) a Marte e a Júpiter.

É o Árgon (símbolo químico Ar)! O Árgon é um gás nobre, líquido a muito baixas temperaturas, e com características interessantes para a detecção de partículas. Quando atravessado por uma partícula carregada de alta energia, emite fotões de cintilação e electrões por ionização. Através de um campo eléctrico muito intenso, os electrões vão ser guiados a direito para uma câmara de fios. Como o árgon é muito puro, só uma pequena parte dos eletrões é absorvida nesse caminho, o que permite reconstruir a trajectória da partícula carregada em detetores muito grandes. A luz de cintilação dá um sinal rápido que permite identificar o momento inicial da interacção, e a vantagem do árgon é ser transparente à própria luz de cintilação. Para além disso, o árgon é barato, já que está presente na atmosfera com uma concentração de cerca de 1% (o dobro do vapor de água).

O objectivo de DUNE é comparar as oscilações de neutrinos e anti-neutrinos para perceber a sua possível contribuição para a assimetria entre matéria e anti-matéria no Universo. Os neutrinos são criados no Fermilab e viajam 1300 km até ao SURF. Aí, os neutrinos interagem com os átomos de 10 000 toneladas de árgon líquido dentro de tanques criogénicos com mais de 60 m x 15 m x 15 m (o ISISE em Coimbra tem realizado os testes mecânicos para estas estruturas). O grupo do LIP participa desde 2018 em DUNE, com responsabilidades nos sistemas de calibração. Este grande detector de DUNE entrará em funcionamento só em 2024. Para já, há um ""pequeno protótipo"" de 6m x 6m x 6m a tomar dados no CERN onde estes sistemas serão testados.

É o Árgon (símbolo químico Ar)! O Árgon é um gás nobre, líquido a muito baixas temperaturas, e com características interessantes para a detecção de partículas. Quando atravessado por uma partícula carregada de alta energia, emite fotões de cintilação e electrões por ionização. Através de um campo eléctrico muito intenso, os electrões vão ser guiados a direito para uma câmara de fios. Como o árgon é muito puro, só uma pequena parte dos eletrões é absorvida nesse caminho, o que permite reconstruir a trajectória da partícula carregada em detetores muito grandes. A luz de cintilação dá um sinal rápido que permite identificar o momento inicial da interacção, e a vantagem do árgon é ser transparente à própria luz de cintilação. Para além disso, o árgon é barato, já que está presente na atmosfera com uma concentração de cerca de 1% (o dobro do vapor de água).

O objectivo de DUNE é comparar as oscilações de neutrinos e anti-neutrinos para perceber a sua possível contribuição para a assimetria entre matéria e anti-matéria no Universo. Os neutrinos são criados no Fermilab e viajam 1300 km até ao SURF. Aí, os neutrinos interagem com os átomos de 10 000 toneladas de árgon líquido dentro de tanques criogénicos com mais de 60 m x 15 m x 15 m (o ISISE em Coimbra tem realizado os testes mecânicos para estas estruturas). O grupo do LIP participa desde 2018 em DUNE, com responsabilidades nos sistemas de calibração. Este grande detector de DUNE entrará em funcionamento só em 2024. Para já, há um ""pequeno protótipo"" de 6m x 6m x 6m a tomar dados no CERN onde estes sistemas serão testados.

É o Carbono (símbolo químico C)! Os raios cósmicos que chegam à alta atmosfera criam um relógio natural que permite a datação de fósseis. Tal fenómeno acontece porque as colisões entre os raios cósmicos e as partículas da atmosfera produzem um isótopo radioactivo do carbono, o 14C (isótopos são átomos com o mesmo elemento Z e com diferente número de neutrões). Assumindo um fluxo constante de raios cósmicos, existe um equilíbrio natural e constante entre o número de isótopos 14C e o número de isótopos 12C, sendo este último estável. Ora, todos os organismos vivos consomem CO2 e, em particular, as plantas absorvem 14C e 12C na fotossíntese. Quando a vida destas plantas cessa, o 14C acumulado vai diminuindo ao longo do tempo de acordo com a lei do declínio radioactivo. Assim, medindo a razão 14C/12C na planta fossilizada torna-se possível datar a sua existência. Desta forma foi possível, por exemplo, datar a máscara de Tutankhamon uma vez que continha plantas e tecidos no seu interior. Outro facto fundamental é que a semi-vida do isótopo 14C é 5730 anos, o que significa que ao fim de 5730 anos o número de 14C existente nas plantas do sarcófago terá diminuído para metade. É uma semi-vida suficientemente longa para poder datar a existência do faraó e fósseis que terão existido até há cerca de sessenta mil anos. Fósseis mais velhos já não contêm uma quantidade de 14C mensurável para que a sua idade possa ser conhecida.

É o Carbono (símbolo químico C)! Os raios cósmicos que chegam à alta atmosfera criam um relógio natural que permite a datação de fósseis. Tal fenómeno acontece porque as colisões entre os raios cósmicos e as partículas da atmosfera produzem um isótopo radioactivo do carbono, o 14C (isótopos são átomos com o mesmo elemento Z e com diferente número de neutrões). Assumindo um fluxo constante de raios cósmicos, existe um equilíbrio natural e constante entre o número de isótopos 14C e o número de isótopos 12C, sendo este último estável. Ora, todos os organismos vivos consomem CO2 e, em particular, as plantas absorvem 14C e 12C na fotossíntese. Quando a vida destas plantas cessa, o 14C acumulado vai diminuindo ao longo do tempo de acordo com a lei do declínio radioactivo. Assim, medindo a razão 14C/12C na planta fossilizada torna-se possível datar a sua existência. Desta forma foi possível, por exemplo, datar a máscara de Tutankhamon uma vez que continha plantas e tecidos no seu interior. Outro facto fundamental é que a semi-vida do isótopo 14C é 5730 anos, o que significa que ao fim de 5730 anos o número de 14C existente nas plantas do sarcófago terá diminuído para metade. É uma semi-vida suficientemente longa para poder datar a existência do faraó e fósseis que terão existido até há cerca de sessenta mil anos. Fósseis mais velhos já não contêm uma quantidade de 14C mensurável para que a sua idade possa ser conhecida.

É o Flúor (símbolo químico F)! O seu isótopo instável - Flúor-18 (18F) - é o elemento fundamental da técnica de diagnóstico de doenças, sobretudo da área da oncologia e da cardiologia, conhecida por tomografia por emissão de positrões - PET. O 18F é combinado numa molécula, rica em glicose, que é injectada no paciente antes da realização do exame. Onde houver concentração de células tumorais, haverá concentração do consumo de glicose, logo haverá concentração de 18F. Este nuclídeo decai para o 18O (Oxigénio-18) num processo em que um dos seus protões se transforma num neutrão via interacção nuclear fraca (conhecido por declínio beta+). Por forma a conservar a carga eléctrica, um positrão é emitido; a este junta-se um neutrino, também necessário para a verificação de outras leis de conservação. O positrão aniquila-se imediatamente com um electrão, produzindo um par de fotões que emergem em sentidos opostos. A instrumentação do exame PET consiste num detector de cobertura angular de 360º que regista a chegada dos fotões em coincidência, ou seja, detecta em pólos opostos a presença de fotões numa janela temporal muito reduzida, permitindo assim a localização e medida das dimensões do tumor com precisão. A semi-vida do 18F, sendo de 109.8 minutos, é favorável neste processo pois 13h após a injecção da molécula radioactiva a sua presença no corpo é residual.

É o Flúor (símbolo químico F)! O seu isótopo instável - Flúor-18 (18F) - é o elemento fundamental da técnica de diagnóstico de doenças, sobretudo da área da oncologia e da cardiologia, conhecida por tomografia por emissão de positrões - PET. O 18F é combinado numa molécula, rica em glicose, que é injectada no paciente antes da realização do exame. Onde houver concentração de células tumorais, haverá concentração do consumo de glicose, logo haverá concentração de 18F. Este nuclídeo decai para o 18O (Oxigénio-18) num processo em que um dos seus protões se transforma num neutrão via interacção nuclear fraca (conhecido por declínio beta+). Por forma a conservar a carga eléctrica, um positrão é emitido; a este junta-se um neutrino, também necessário para a verificação de outras leis de conservação. O positrão aniquila-se imediatamente com um electrão, produzindo um par de fotões que emergem em sentidos opostos. A instrumentação do exame PET consiste num detector de cobertura angular de 360º que regista a chegada dos fotões em coincidência, ou seja, detecta em pólos opostos a presença de fotões numa janela temporal muito reduzida, permitindo assim a localização e medida das dimensões do tumor com precisão. A semi-vida do 18F, sendo de 109.8 minutos, é favorável neste processo pois 13h após a injecção da molécula radioactiva a sua presença no corpo é residual.

Foi o Cloro (símbolo químico Cl, número atómico 17)! No anos 60, os astrofísicos Raymond Davis e John Bahcall criaram a experiência Homestake (na mina de Ouro Homestake, no estado da Dakota do Sul) para detectar e contar os neutrinos que chegavam à Terra vindos do Sol, produzidos nas reacções de fusão nuclear.

O detector, a 1.5 km de profundidade, consistia num tanque de 380 metros cúbicos cheio de um fluído típico de limpeza a seco, o Percloroetileno, que foi escolhido por ser rico em Cloro. Quando os neutrinos de electrão vindos do sol atravessavam o tanque, um deles era capturado por um átomo de Cloro-37 (37Cl), que iria emitir um electrão e transformar-se no isótopo radioactivo Árgon-37 (37Ar). Com intervalos de algumas semanas, fazia-se passar Hélio pelo tanque para apanhar as dezenas de átomos de 37Ar que se formavam, e estes eram contados para determinar o número de neutrinos que tinham sido capturados no tanque.

Os resultados desta experiência mostraram que apenas um terço dos neutrinos de electrão esperados chegavam até nós, o que deu origem ao Problema dos Neutrinos Solares. Cerca de 30 anos mais tarde, as experiências Super Kamiokande e SNO mostraram que os outros dois terços dos neutrinos de electrão oscilavam para neutrinos de muão e neutrinos de tau.

Foi o Cloro (símbolo químico Cl, número atómico 17)! No anos 60, os astrofísicos Raymond Davis e John Bahcall criaram a experiência Homestake (na mina de Ouro Homestake, no estado da Dakota do Sul) para detectar e contar os neutrinos que chegavam à Terra vindos do Sol, produzidos nas reacções de fusão nuclear.

O detector, a 1.5 km de profundidade, consistia num tanque de 380 metros cúbicos cheio de um fluído típico de limpeza a seco, o Percloroetileno, que foi escolhido por ser rico em Cloro. Quando os neutrinos de electrão vindos do sol atravessavam o tanque, um deles era capturado por um átomo de Cloro-37 (37Cl), que iria emitir um electrão e transformar-se no isótopo radioactivo Árgon-37 (37Ar). Com intervalos de algumas semanas, fazia-se passar Hélio pelo tanque para apanhar as dezenas de átomos de 37Ar que se formavam, e estes eram contados para determinar o número de neutrinos que tinham sido capturados no tanque.

Os resultados desta experiência mostraram que apenas um terço dos neutrinos de electrão esperados chegavam até nós, o que deu origem ao Problema dos Neutrinos Solares. Cerca de 30 anos mais tarde, as experiências Super Kamiokande e SNO mostraram que os outros dois terços dos neutrinos de electrão oscilavam para neutrinos de muão e neutrinos de tau.

Trata-se do Rádio (símbolo químico Ra, número atómico 88)! A maior parte dos núcleos têm a forma de uma bola de rugby. Os modelos mais recentes são capazes de explicar este comportamento, mas prevêem também que, para certas combinações particulares de protões e neutrões, os núcleos podem ter formas assimétricas, como a forma de pêra. Nestes casos, a massa está mais concentrada de um lado que do outro. Recentemente, uma técnica pioneira usada no ISOLDE do CERN permitiu observar experimentalmente que os núcleos de Rádio-224 assumem realmente a forma de pêra. As observações mostraram ainda que o Radão-220 não assume uma forma fixa de pêra mas vibra em torno dela. Estas observações são importantes para a compreensão da estrutura nuclear, contradizendo alguns modelos e contribuindo para melhorar outros. Mais info

O Rádio foi descoberto por Marie e Pierre Curie em 1898. É extremamente radioactivo, e muitas das suas propriedades e aplicações estão relacionadas com este facto. No início do século passado, chegou a ser usado como tinta luminescente em mostradores de relógios e instrumentos de medida, prática que foi interrompida na década de 1930 quando os efeitos adversos da radioatividade começaram a ser conhecidos e divulgados. O seu decaimento origina o radão, também radioactivo, que por ser um gás pode ser inalado e apresenta riscos específicos para a saúde. Tem ainda hoje aplicações médicas, mas foi em muitos casos substituído por radioisótopos mais eficazes e/ou de manuseamento mais fácil.

Trata-se do Rádio (símbolo químico Ra, número atómico 88)! A maior parte dos núcleos têm a forma de uma bola de rugby. Os modelos mais recentes são capazes de explicar este comportamento, mas prevêem também que, para certas combinações particulares de protões e neutrões, os núcleos podem ter formas assimétricas, como a forma de pêra. Nestes casos, a massa está mais concentrada de um lado que do outro. Recentemente, uma técnica pioneira usada no ISOLDE do CERN permitiu observar experimentalmente que os núcleos de Rádio-224 assumem realmente a forma de pêra. As observações mostraram ainda que o Radão-220 não assume uma forma fixa de pêra mas vibra em torno dela. Estas observações são importantes para a compreensão da estrutura nuclear, contradizendo alguns modelos e contribuindo para melhorar outros. Mais info

O Rádio foi descoberto por Marie e Pierre Curie em 1898. É extremamente radioactivo, e muitas das suas propriedades e aplicações estão relacionadas com este facto. No início do século passado, chegou a ser usado como tinta luminescente em mostradores de relógios e instrumentos de medida, prática que foi interrompida na década de 1930 quando os efeitos adversos da radioatividade começaram a ser conhecidos e divulgados. O seu decaimento origina o radão, também radioactivo, que por ser um gás pode ser inalado e apresenta riscos específicos para a saúde. Tem ainda hoje aplicações médicas, mas foi em muitos casos substituído por radioisótopos mais eficazes e/ou de manuseamento mais fácil.

Foi o Polónio (símbolo químico Po, número atómico 84)! Ao investigarem a radioactividade do uraninita, um mineral radioactivo rico em urânio, os Curie descobriram que, se removessem os elementos urânio e tório, o mineral ficava ainda mais radioactivo que estes dois elementos combinados. Esta observação levou a que Pierre e Marie procurassem novos elementos radioactivos, o que ao fim de alguns meses levou ao isolamento químico de um elemento 400 vezes mais radioactivo que o urânio. Marie Curie deu-lhe o nome de Polónio, em homenagem à sua terra natal, a Polónia.

O polónio é altamente tóxico e radioactivo, e nenhum dos seus 25 isótopos é estável. O isótopo Po-210, com uma meia-vida de cerca de 138 dias, decai por emissão de partículas alfa. Esta radiação é tão intensa que cerca de uma grama de Po-210 consegue aquecer espontaneamente acima de 500 ºC. Esta característica fez com que o polónio fosse usado como fonte de calor em veículos lunares das missões Russas Lunokhod e nos satélites Kosmos, para manter os seus componentes internos quentes durante as noites lunares.

Nas experiências de neutrinos e matéria escura é preciso criar um ambiente extremamente limpo, quer de raios cósmicos quer da radioactividade natural do meio circundante, para conseguir identificar os sinais de interesse. Quantificar e minimizar a radioactividade do Polónio é um dos grandes desafios para estas experiências.

Foi o Polónio (símbolo químico Po, número atómico 84)! Ao investigarem a radioactividade do uraninita, um mineral radioactivo rico em urânio, os Curie descobriram que, se removessem os elementos urânio e tório, o mineral ficava ainda mais radioactivo que estes dois elementos combinados. Esta observação levou a que Pierre e Marie procurassem novos elementos radioactivos, o que ao fim de alguns meses levou ao isolamento químico de um elemento 400 vezes mais radioactivo que o urânio. Marie Curie deu-lhe o nome de Polónio, em homenagem à sua terra natal, a Polónia.

O polónio é altamente tóxico e radioactivo, e nenhum dos seus 25 isótopos é estável. O isótopo Po-210, com uma meia-vida de cerca de 138 dias, decai por emissão de partículas alfa. Esta radiação é tão intensa que cerca de uma grama de Po-210 consegue aquecer espontaneamente acima de 500 ºC. Esta característica fez com que o polónio fosse usado como fonte de calor em veículos lunares das missões Russas Lunokhod e nos satélites Kosmos, para manter os seus componentes internos quentes durante as noites lunares.

Nas experiências de neutrinos e matéria escura é preciso criar um ambiente extremamente limpo, quer de raios cósmicos quer da radioactividade natural do meio circundante, para conseguir identificar os sinais de interesse. Quantificar e minimizar a radioactividade do Polónio é um dos grandes desafios para estas experiências.

Foi o Germânio (símbolo químico Ge, número atómico 32)!
O Germânio foi descoberto em 1886 por Clemens Winkler, que lhe deu o nome em homenagem ao seu país, a Alemanha (Germany em inglês).

Os detectores de Germânio são detectores semicondutores feitos com cristais de Germânio ultra-puro. Estes detectores são tipicamente pequenos, mas muito precisos, sendo usados para medições de fotões e electrões de baixa energia. Para conseguir ver as partículas a muito baixas energias, estes detectores são arrefecidos com azoto líquido, para reduzir ruído intrínseco do detector, e são blindados por blocos de chumbo, para reduzir sinais devido à radioactividade natural vinda do ar, paredes e chão.

Nos detectores de germânio ultra-puros, a energia cinética de um electrão é medida a partir da carga eléctrica produzida por ionização ao longo da trajectória do electrão. No caso dos raios gama de baixa energia, estes podem ser totalmente absorvidos através do efeito fotoeléctrico, produzindo um electrão com energia praticamente igual ao fotão inicial, que irá ionizar e criar uma carga eléctrica no detector.

Estes detectores são típicamente utilizados para medição de radioactividade ambiental (por exemplo, medir a quantidade de radão dentro da sala onde se encontra o detector); medição e caracterização da radioactividade natural em materiais que vão ser usados para construir detectores; e caracterizar o espectro de raios gamas emitidos em reacções nucleares. Este último exemplo é desenvolvido no LIP por membros do grupo NUC-RIA, que utiliza detectores de germânio do Campus Tecnológico e Nuclear da Universidade de Lisboa, perto de Sacavém.

Foi o Germânio (símbolo químico Ge, número atómico 32)!
O Germânio foi descoberto em 1886 por Clemens Winkler, que lhe deu o nome em homenagem ao seu país, a Alemanha (Germany em inglês).

Os detectores de Germânio são detectores semicondutores feitos com cristais de Germânio ultra-puro. Estes detectores são tipicamente pequenos, mas muito precisos, sendo usados para medições de fotões e electrões de baixa energia. Para conseguir ver as partículas a muito baixas energias, estes detectores são arrefecidos com azoto líquido, para reduzir ruído intrínseco do detector, e são blindados por blocos de chumbo, para reduzir sinais devido à radioactividade natural vinda do ar, paredes e chão.

Nos detectores de germânio ultra-puros, a energia cinética de um electrão é medida a partir da carga eléctrica produzida por ionização ao longo da trajectória do electrão. No caso dos raios gama de baixa energia, estes podem ser totalmente absorvidos através do efeito fotoeléctrico, produzindo um electrão com energia praticamente igual ao fotão inicial, que irá ionizar e criar uma carga eléctrica no detector.

Estes detectores são típicamente utilizados para medição de radioactividade ambiental (por exemplo, medir a quantidade de radão dentro da sala onde se encontra o detector); medição e caracterização da radioactividade natural em materiais que vão ser usados para construir detectores; e caracterizar o espectro de raios gamas emitidos em reacções nucleares. Este último exemplo é desenvolvido no LIP por membros do grupo NUC-RIA, que utiliza detectores de germânio do Campus Tecnológico e Nuclear da Universidade de Lisboa, perto de Sacavém.

É o Molibdénio (Mo, número atómico 42)!
O nome deste elemento é derivado da palavra grega para chumbo, uma vez que os seus minérios eram confundidos com os de chumbo. O Molibdénio não se encontra naturalmente como metal livre na Terra, mas em vários estados de oxidação em minerais. A capacidade de resistir a temperaturas extremas sem expandir significativamente ou amolecer, e a sua elevada resistência à corrosão, tornam-no útil em aplicações como a fabricação de blindagens, partes de aeronaves, contactos elétricos, motores industriais, etc.

A experiência SHiP está a ser desenhada para funcionar com um feixe intenso de protões de 400 GeV/c no acelerador SPS do CERN. Tem um vasto programa de física, desde procurar partículas previstas em vários modelos recentes (Hidden Sector) à física dos neutrinos e à origem da assimetria bariónica no Universo. Os objectivos de SHiP requerem um alvo que maximize a produção de hadrões que contenham um quark c ou b. Tem, pois, de ser constituído por um material de elevada massa e carga atómica. Por outro lado, é depois necessário parar toda a intensidade do feixe de protões e de absorver a maior parte dos chuveiros hadrónicos. Verificou-se que a performance desejada é atingida se usarmos um cilindro (25 cm de diametro e 160 cm de comprimento) em que a primeira parte, onde a maioria das interacções ocorrem, é constituída por TZM (99% de molibdénio dopado com titânio e zircónio). A segunda parte é de tungsténio (mais denso ainda que o molibdénio) e serve para parar os hadrões mais leves. Tendo em conta os requisitos de produção de hadrões pesados, níveis de radiação gerados e preço, o TZM é o melhor material disponível.

É o Molibdénio (Mo, número atómico 42)!
O nome deste elemento é derivado da palavra grega para chumbo, uma vez que os seus minérios eram confundidos com os de chumbo. O Molibdénio não se encontra naturalmente como metal livre na Terra, mas em vários estados de oxidação em minerais. A capacidade de resistir a temperaturas extremas sem expandir significativamente ou amolecer, e a sua elevada resistência à corrosão, tornam-no útil em aplicações como a fabricação de blindagens, partes de aeronaves, contactos elétricos, motores industriais, etc.

A experiência SHiP está a ser desenhada para funcionar com um feixe intenso de protões de 400 GeV/c no acelerador SPS do CERN. Tem um vasto programa de física, desde procurar partículas previstas em vários modelos recentes (Hidden Sector) à física dos neutrinos e à origem da assimetria bariónica no Universo. Os objectivos de SHiP requerem um alvo que maximize a produção de hadrões que contenham um quark c ou b. Tem, pois, de ser constituído por um material de elevada massa e carga atómica. Por outro lado, é depois necessário parar toda a intensidade do feixe de protões e de absorver a maior parte dos chuveiros hadrónicos. Verificou-se que a performance desejada é atingida se usarmos um cilindro (25 cm de diametro e 160 cm de comprimento) em que a primeira parte, onde a maioria das interacções ocorrem, é constituída por TZM (99% de molibdénio dopado com titânio e zircónio). A segunda parte é de tungsténio (mais denso ainda que o molibdénio) e serve para parar os hadrões mais leves. Tendo em conta os requisitos de produção de hadrões pesados, níveis de radiação gerados e preço, o TZM é o melhor material disponível.

É o Silício (símbolo químico Si, número atómico 14)!
O Sílicio é o segundo elemento químico mais abundante na crosta terrestre. Sendo um material semicondutor abundante, tem grande importância na electrónica e está presente na tecnologia que nos rodeia — telemóveis, computadores etc. — mas também nos sensores e circuitos electrónicos utilizados nos detectores de Física de Partículas.

Com uma superfície total de 205 metros quadrados (aproximadamente a área de um campo de ténis), o Tracking Detector de CMS é o maior detector semicondutor de Silício alguma vez construído. Um tracker é um tipo de detector que mede as posições tridimensionais de partículas carregadas, tal como electrões ou protões, enquanto elas atravessam o detector sob a influência de um campo magnético. O campo magnético vai curvar a trajectória das partículas carregadas, e a curvatura permite medir o momento (produto da massa pela velocidade) de cada uma, que é uma quantidade essencial para ajudar a construir uma imagem dos eventos no centro da colisão. Os sensores de Silício do tracker de CMS estão organizados ao longo de 10 milhões de faixas individuais que detectam a passagem de partículas carregadas. Os sinais criados são transportados por 40,000 fibras ópticas até ao sistema de aquisição de dados de CMS.

Em física de partículas e nas áreas de aplicação das suas tecnologias, nomeadamente na física médica, são cada vez mais utilizados sensores de luz baseados em Silício, os fotomultiplicadores de Silício (SiPM).

É o Silício (símbolo químico Si, número atómico 14)!
O Sílicio é o segundo elemento químico mais abundante na crosta terrestre. Sendo um material semicondutor abundante, tem grande importância na electrónica e está presente na tecnologia que nos rodeia — telemóveis, computadores etc. — mas também nos sensores e circuitos electrónicos utilizados nos detectores de Física de Partículas.

Com uma superfície total de 205 metros quadrados (aproximadamente a área de um campo de ténis), o Tracking Detector de CMS é o maior detector semicondutor de Silício alguma vez construído. Um tracker é um tipo de detector que mede as posições tridimensionais de partículas carregadas, tal como electrões ou protões, enquanto elas atravessam o detector sob a influência de um campo magnético. O campo magnético vai curvar a trajectória das partículas carregadas, e a curvatura permite medir o momento (produto da massa pela velocidade) de cada uma, que é uma quantidade essencial para ajudar a construir uma imagem dos eventos no centro da colisão. Os sensores de Silício do tracker de CMS estão organizados ao longo de 10 milhões de faixas individuais que detectam a passagem de partículas carregadas. Os sinais criados são transportados por 40,000 fibras ópticas até ao sistema de aquisição de dados de CMS.

Em física de partículas e nas áreas de aplicação das suas tecnologias, nomeadamente na física médica, são cada vez mais utilizados sensores de luz baseados em Silício, os fotomultiplicadores de Silício (SiPM).

É o Boro! O Boro (símbolo químico B, número atómico 5) é um elemento pouco abundante na crosta terrestre e no sistema solar. Não é produzido na nucleossíntese estelar, como muitos dos elementos mais leves, mas sim nas interacções que ocorrem durante a propagação dos núcleos que constituem os raios cósmicos, e também nas supernovas. O Boro elementar é um metaloide que não se encontra naturalmente na Terra, mas apenas em pequenas quantidades nos meteoritos. Existem naturalmente sob a forma de boratos, compostos que são explorados industrialmente.

Os neutrões, por não terem carga eléctrica, necessitam de uma reação nuclear num material conversor para serem detectados. Para esse efeito usam-se nuclídeos com uma probabilidade relativamente elevada na interacção com neutrões. O mais comum é o Hélio-3, mas a escassez deste isótopo levou a que fossem exploradas as poucas alternativas que existem. O Boro-10 é uma das mais promissoras. No LIP, tem-se explorado a utilização de detectores baseados em câmaras de placas resistivas (RPC), tecnologia em que o LIP é líder, usando um composto de Boro, o 10B4C enriquecido em Boro-10, como conversor de neutrões sólido. A estrutura em camadas das RPC permite atingir uma boa eficiência de detecção e uma excelente modularidade. Um protótipo de um detector de neutrões com 10 RPC revestidas com finas camadas do conversor de neutrões (no total, 20 camadas de 10B4C) foi já testado num feixe de neutrões na Alemanha, demonstrando os excelentes resultados a viabilidade do conceito.

É o Boro! O Boro (símbolo químico B, número atómico 5) é um elemento pouco abundante na crosta terrestre e no sistema solar. Não é produzido na nucleossíntese estelar, como muitos dos elementos mais leves, mas sim nas interacções que ocorrem durante a propagação dos núcleos que constituem os raios cósmicos, e também nas supernovas. O Boro elementar é um metaloide que não se encontra naturalmente na Terra, mas apenas em pequenas quantidades nos meteoritos. Existem naturalmente sob a forma de boratos, compostos que são explorados industrialmente.

Os neutrões, por não terem carga eléctrica, necessitam de uma reação nuclear num material conversor para serem detectados. Para esse efeito usam-se nuclídeos com uma probabilidade relativamente elevada na interacção com neutrões. O mais comum é o Hélio-3, mas a escassez deste isótopo levou a que fossem exploradas as poucas alternativas que existem. O Boro-10 é uma das mais promissoras. No LIP, tem-se explorado a utilização de detectores baseados em câmaras de placas resistivas (RPC), tecnologia em que o LIP é líder, usando um composto de Boro, o 10B4C enriquecido em Boro-10, como conversor de neutrões sólido. A estrutura em camadas das RPC permite atingir uma boa eficiência de detecção e uma excelente modularidade. Um protótipo de um detector de neutrões com 10 RPC revestidas com finas camadas do conversor de neutrões (no total, 20 camadas de 10B4C) foi já testado num feixe de neutrões na Alemanha, demonstrando os excelentes resultados a viabilidade do conceito.

Foi o Berílio (símbolo químico Be, número atómico 4)!
Depois da descoberta do núcleo atómico em 1911 e da observação do protão em 1919 por Rutherford, continuavam a haver muitas pesguntas sobre a constituição dos núcleos (na altura, pensava-se que estes eram compostos por combinações de electrões e protões).
Em 1930, Walter Bothe e o seu estudante Herbert Becker bombardearam Berílio com partículas alpha emitidas por uma fonte de polónio. Observaram que o Berílio emitia radiação altamente penetrante que não era influenciada por um campo magnético, pensando-se que esta seria devido a fotões de alta energia.

Em 1932, James Chadwick reproduziu esta experiência com o Berílio e ficou convencido de que a radiação emitida pelo Berílio se devia a uma partícula neutra com uma massa ligeiramente maior que a do protão. Depois de fazer experiências durante duas semanas, Chadwick publicou um artigo com o título "A Possível Existência do Neutrão", que propunha o neutrão como a correcta interpretação da radiação emitida pelo Berílio. Três meses mais tarde, Chadwick publicou outro artigo com um título mais definitivo "A Existência do Neutrão". Em 1935 ganhou o Prémio Nobel por esta descoberta.

Foi o Berílio (símbolo químico Be, número atómico 4)!
Depois da descoberta do núcleo atómico em 1911 e da observação do protão em 1919 por Rutherford, continuavam a haver muitas pesguntas sobre a constituição dos núcleos (na altura, pensava-se que estes eram compostos por combinações de electrões e protões).
Em 1930, Walter Bothe e o seu estudante Herbert Becker bombardearam Berílio com partículas alpha emitidas por uma fonte de polónio. Observaram que o Berílio emitia radiação altamente penetrante que não era influenciada por um campo magnético, pensando-se que esta seria devido a fotões de alta energia.

Em 1932, James Chadwick reproduziu esta experiência com o Berílio e ficou convencido de que a radiação emitida pelo Berílio se devia a uma partícula neutra com uma massa ligeiramente maior que a do protão. Depois de fazer experiências durante duas semanas, Chadwick publicou um artigo com o título "A Possível Existência do Neutrão", que propunha o neutrão como a correcta interpretação da radiação emitida pelo Berílio. Três meses mais tarde, Chadwick publicou outro artigo com um título mais definitivo "A Existência do Neutrão". Em 1935 ganhou o Prémio Nobel por esta descoberta.

A resposta é o Japão, e o elemento químico é o Nihónio (símbolo Nh).
Este elemento químico, com 113 protões, é um dos elementos que se denominam super pesados. Os elementos de número atómico superior a 100 (núcleos com mais de 100 protões ligados no seu interior) não podem ser produzidos em reações químicas ou em reatores nucleares, e só conseguem ser sintentizados através de reações de fusão de núcleos mais leves. No caso do Nihónio, a equipa japonesa no laboratório RIKEN, em Tókio, bombardeu núcleos de 209Bi com núcleos de 70Zn, e determinou a sua existência medindo as cadeias radioactivas dos núcleos descendentes. Não existem isótopos estáveis do Nihónio, sendo que o isótopo com maior vida média é o 286Nh, que demora 9 segundos em média para se desintegrar emitindo uma partícula alfa.

A resposta é o Japão, e o elemento químico é o Nihónio (símbolo Nh).
Este elemento químico, com 113 protões, é um dos elementos que se denominam super pesados. Os elementos de número atómico superior a 100 (núcleos com mais de 100 protões ligados no seu interior) não podem ser produzidos em reações químicas ou em reatores nucleares, e só conseguem ser sintentizados através de reações de fusão de núcleos mais leves. No caso do Nihónio, a equipa japonesa no laboratório RIKEN, em Tókio, bombardeu núcleos de 209Bi com núcleos de 70Zn, e determinou a sua existência medindo as cadeias radioactivas dos núcleos descendentes. Não existem isótopos estáveis do Nihónio, sendo que o isótopo com maior vida média é o 286Nh, que demora 9 segundos em média para se desintegrar emitindo uma partícula alfa.

Foi o Néon (símbolo químico Ne, número atómico 10)!
A experiência liderada por Lederman, Schwartz e Steinberger utilizou um feixe de protões do Alternating Gradient Synchrotron (AGS) do Laboratório Nacional de Brookhaven para produzir chuveiros de mesões Pi que eram encaminhados cerca de 21 metros até uma parede de aço, decaindo ao longo do caminho em muões e neutrinos. Apenas os neutrinos, devido à sua fraca interacção com a matéria, conseguiam atravessar a parede até uma Câmara de Faíscas cheia de Néon gasoso. O impacto dos neutrinos em placas de alúminio produzia muões que deixavam traços na câmara, provando assim a existência dos neutrinos de muão. Esta descoberta levou à atribuição do Prémio Nobel em 1988 aos três investigadores.

Foi o Néon (símbolo químico Ne, número atómico 10)!
A experiência liderada por Lederman, Schwartz e Steinberger utilizou um feixe de protões do Alternating Gradient Synchrotron (AGS) do Laboratório Nacional de Brookhaven para produzir chuveiros de mesões Pi que eram encaminhados cerca de 21 metros até uma parede de aço, decaindo ao longo do caminho em muões e neutrinos. Apenas os neutrinos, devido à sua fraca interacção com a matéria, conseguiam atravessar a parede até uma Câmara de Faíscas cheia de Néon gasoso. O impacto dos neutrinos em placas de alúminio produzia muões que deixavam traços na câmara, provando assim a existência dos neutrinos de muão. Esta descoberta levou à atribuição do Prémio Nobel em 1988 aos três investigadores.

Foi o Lítio (símbolo químico Li, número atómico 3), em particular o seu isótopo Li-7!
De acordo com os modelos do Big Bang, o universo primordial era constituído por um plasma de partículas elementares e radiação extremamente quente e denso. Durante a subsequente expansão, o universo começou a arrefecer e começaram-se a formar novas partículas a partir da agregação de outras (por exemplo, quarks começaram-se a agregar em protões e neutrões. Cerca de três minutos depois do Big Bang, começou a dar-se a produção dos elementos leves: protões e neutrões combinam-se para formar deutério, um dos isótopos estáveis do hidrogénio, com um neutrão e um protão no núcleo. Ao colidir com outros protões e neutrões, o deutério transformou-se em hélio ou trítio (isótopo instável do hidrogénio, com um protão e dois neutrões no núcleo. O isótopo do lítio, o Li-7, formou-se da combinação de um núcleo de trítio e dois núcleos de deutério.

Actualmente, existe uma discrepância entre a quantidade de Lítio primordial e a quantidade prevista teoricamente pelas teorias da Nucleosíntese no Big Bang – as quantidades previstas pelos modelos para o hidrogénio e hélio são consistentes com as observações, mas a quantidade prevista para o Lítio é 3-4 vezes maior do que é observado. Existem várias teorias de Matéria Escura para além do Modelo Standard da Física de Partículas que tentam encontrar explicações para este problema.

Foi o Lítio (símbolo químico Li, número atómico 3), em particular o seu isótopo Li-7!
De acordo com os modelos do Big Bang, o universo primordial era constituído por um plasma de partículas elementares e radiação extremamente quente e denso. Durante a subsequente expansão, o universo começou a arrefecer e começaram-se a formar novas partículas a partir da agregação de outras (por exemplo, quarks começaram-se a agregar em protões e neutrões. Cerca de três minutos depois do Big Bang, começou a dar-se a produção dos elementos leves: protões e neutrões combinam-se para formar deutério, um dos isótopos estáveis do hidrogénio, com um neutrão e um protão no núcleo. Ao colidir com outros protões e neutrões, o deutério transformou-se em hélio ou trítio (isótopo instável do hidrogénio, com um protão e dois neutrões no núcleo. O isótopo do lítio, o Li-7, formou-se da combinação de um núcleo de trítio e dois núcleos de deutério.

Actualmente, existe uma discrepância entre a quantidade de Lítio primordial e a quantidade prevista teoricamente pelas teorias da Nucleosíntese no Big Bang – as quantidades previstas pelos modelos para o hidrogénio e hélio são consistentes com as observações, mas a quantidade prevista para o Lítio é 3-4 vezes maior do que é observado. Existem várias teorias de Matéria Escura para além do Modelo Standard da Física de Partículas que tentam encontrar explicações para este problema.

É o Nióbio (Nb, número atómico 41)!
Nos magnetes dipolares do LHC, uma peça crucial para o acelerador conseguir curvar os protões a velocidades muito próximas da da luz no vazio, usam-se ligas de nióbio-titânio para fabricar cabos supercondutores muito finos, e bobines para conduzir uma corrente de até 13 000 A e criar campos magnéticos dentro dos tubos de feixe de até 8,4 T. Estes cabos são supercondutores, i.e, não oferecem qualquer resistência elétrica à passagem de corrente, apenas quando estão a uma temperatura inferior a 2,4 K (–269,9 ºC), pelo que estão imersos em hélio líquido à temperatura ""uniforme"" de 1,9 K, tornando também o LHC no maior frigorífico à face da Terra. Nos novos protótipos de ímans para um futuro acelerador já se está a testar uma liga de Nióbio com Estanho.

É o Nióbio (Nb, número atómico 41)!
Nos magnetes dipolares do LHC, uma peça crucial para o acelerador conseguir curvar os protões a velocidades muito próximas da da luz no vazio, usam-se ligas de nióbio-titânio para fabricar cabos supercondutores muito finos, e bobines para conduzir uma corrente de até 13 000 A e criar campos magnéticos dentro dos tubos de feixe de até 8,4 T. Estes cabos são supercondutores, i.e, não oferecem qualquer resistência elétrica à passagem de corrente, apenas quando estão a uma temperatura inferior a 2,4 K (–269,9 ºC), pelo que estão imersos em hélio líquido à temperatura ""uniforme"" de 1,9 K, tornando também o LHC no maior frigorífico à face da Terra. Nos novos protótipos de ímans para um futuro acelerador já se está a testar uma liga de Nióbio com Estanho.

É o Ástato (At, número atómico 85), também designado por Estantino.
Trata-se de um elemento químico semi-metálico radioactivo. O isótopo mais estável tem meia-vida de apenas 8,1 horas. O Ástato existe em minerais de Urânio e Tório, por pertencer à série radioactiva destes elementos, mas em quantidades ínfimas — na verdade apenas vestígios. Estima-se que haja actualmente cerca de 30 gramas de Ástato na Terra, sendo pois considerado o elemento mais raro dos que ocorrem naturalmente. O Ástato foi descoberto em 1940 na Universidade de Berkeley, Califórnia, por D. R. Corson, K R. Mackenzie e E. Segré, bombardeando um alvo de bismuto com partículas alfa. Em 1964, McLaughlin estudou uma amostra de 70 nanogramas de isótopos radioativos produzidos artificialmente e foi o primeiro a observar duas linhas espectrais na região UV.
O potencial de ionização (energia necessária para remover um electrão, ionizando o átomo) deste elemento foi medido pela primeira vez em 2013, na instalação de feixes radioactivos do ISOLDE no CERN. Nenhum outro dado sobre o espectro atómico do elemento era conhecido antes desta descoberta no ISOLDE. O resultado, na altura publicado na revista Nature Communications, pode ser útil no desenvolvimento de aplicações do elemento em radioterapia e é uma referência importante para teorias que prevêem a estrutura de elementos super-pesados.

É o Ástato (At, número atómico 85), também designado por Estantino.
Trata-se de um elemento químico semi-metálico radioactivo. O isótopo mais estável tem meia-vida de apenas 8,1 horas. O Ástato existe em minerais de Urânio e Tório, por pertencer à série radioactiva destes elementos, mas em quantidades ínfimas — na verdade apenas vestígios. Estima-se que haja actualmente cerca de 30 gramas de Ástato na Terra, sendo pois considerado o elemento mais raro dos que ocorrem naturalmente. O Ástato foi descoberto em 1940 na Universidade de Berkeley, Califórnia, por D. R. Corson, K R. Mackenzie e E. Segré, bombardeando um alvo de bismuto com partículas alfa. Em 1964, McLaughlin estudou uma amostra de 70 nanogramas de isótopos radioativos produzidos artificialmente e foi o primeiro a observar duas linhas espectrais na região UV.
O potencial de ionização (energia necessária para remover um electrão, ionizando o átomo) deste elemento foi medido pela primeira vez em 2013, na instalação de feixes radioactivos do ISOLDE no CERN. Nenhum outro dado sobre o espectro atómico do elemento era conhecido antes desta descoberta no ISOLDE. O resultado, na altura publicado na revista Nature Communications, pode ser útil no desenvolvimento de aplicações do elemento em radioterapia e é uma referência importante para teorias que prevêem a estrutura de elementos super-pesados.

O Sódio (Na, número atómico 11)!
Existem cerca de duas dezenas de isótopos do Sódio, mas o Sódio-23 é o único estável. O Sódio-22 e o Sódio-24 são os isótopos radioactivos de maior tempo de vida (2,6 anos e 15 horas, respectivamente). O Sódio-22 desintegra-se por decaimentos beta+ (em que há conversão de um protão num neutrão, com emissão de um positrão e de um neutrino). É uma fonte de positrões muito usada em laboratório.

Na experiência ALPHA fazem-se átomos de anti-Hidrogénio: um positrão resultantes do decaimento do Sódio-22 é posto a orbitar em torno de um antiprotão extraído do AD. Estes átomos são confinados por meio de campos magnéticos (uma armadilha magnética) para a que não entrem em contacto com matéria e se aniquilem. Já é possível conservar estes átomos por um pouco mais que 1/4 de hora! Podem assim estudar-se as propriedades do anti-Hidrogénio — será que se comporta exactamente como o Hidrogénio, ou existirão diferenças que dêem alguma indicação relacionada com assimetria entra matéria e antimatéria no Universo? Os resultados recentes de ALPHA dizem respeito às transições electrónica (ou devíamos dizer positrónicas?) nos átomos de anti-Hidrogénio. São usados lasers para excitar os átomos e medir a sua resposta espectral.

O Sódio (Na, número atómico 11)!
Existem cerca de duas dezenas de isótopos do Sódio, mas o Sódio-23 é o único estável. O Sódio-22 e o Sódio-24 são os isótopos radioactivos de maior tempo de vida (2,6 anos e 15 horas, respectivamente). O Sódio-22 desintegra-se por decaimentos beta+ (em que há conversão de um protão num neutrão, com emissão de um positrão e de um neutrino). É uma fonte de positrões muito usada em laboratório.

Na experiência ALPHA fazem-se átomos de anti-Hidrogénio: um positrão resultantes do decaimento do Sódio-22 é posto a orbitar em torno de um antiprotão extraído do AD. Estes átomos são confinados por meio de campos magnéticos (uma armadilha magnética) para a que não entrem em contacto com matéria e se aniquilem. Já é possível conservar estes átomos por um pouco mais que 1/4 de hora! Podem assim estudar-se as propriedades do anti-Hidrogénio — será que se comporta exactamente como o Hidrogénio, ou existirão diferenças que dêem alguma indicação relacionada com assimetria entra matéria e antimatéria no Universo? Os resultados recentes de ALPHA dizem respeito às transições electrónica (ou devíamos dizer positrónicas?) nos átomos de anti-Hidrogénio. São usados lasers para excitar os átomos e medir a sua resposta espectral.

É o Oganésson (Og, número atómico 118)!
O Oganésson é um elemento químico sintético, e o de número atómico mais elevado da tabela periódica. Foi sintetizado pela primeira vez em 2002 no Joint Institute for Nuclear Research (JINR), em Dubna, Rússia, por uma equipa conjunta de cientistas da Rússia e dos EUA. Os átomos deste elemento são extremamente instáveis, e apenas uma pequena quantidade pôde ser detectada e usada para caracterizar as suas propriedades. Apesar de pertencer ao grupo dos gases nobres, este elemento pode ser bastante reactivo, e não ser sequer um gás em condições normais de temperatura e pressão.

O seu nome foi escolhido em honra de Yuri Oganessian, nascido em 1933, pelas suas contribuições pioneiras que incluem a descoberta de elementos super pesados e avanços significativos na compreensão das suas propriedades nucleares. A validação da descoberta de novos elementos químicos é responsabilidade da comunidade internacional, nomeadamente da IUPAP (International Union for Pure and Applied Physics) e da IUPAC (International Union for Pure and Applied Chemistry), através de uma comissão conjunta, e é por vezes morosa. A decisão final sobre o nome dos novos elementos é responsabilidade do laboratório que realiza a descoberta e, após a sua proposta, deve ser aprovada pela comunidade científica internacional. Em 2015, a IUPAC e a IUPAP confirmaram a descoberta de quatro novos elementos, entre eles o elemento com número atómico 118. O nome foi formalmente atribuído pela IUPAC em 2016. É a segunda vez na história que a comunidade internacional dá o nome de um cientista vivo a um novo elemento químico.

O JINR é um centro científico internacional situado em Dubna, na Rússia, que conta com 18 estados membros 6 membros associados. Entre muitas outras linhas de investigação dedicadas à compreensão da constituição fundamental da matéria, o JINR tem uma longa história na criação de novos elementos pesados. Desde o número atómico 114, todos os elementos descobertos foram sintetizados pela primeira vez no complexo de aceleradores U400 em Dubna, e esta história é para continuar. Uma das prioridades do laboratório é hoje a fábrica de elementos DC-280, no coração do complexo de feixes radioactivos DRIBS-III. Os objectivos chave são produzir novos elementos e quantidades suficientes dos já conhecidos para estudar em detalhe as suas propriedades.

É o Oganésson (Og, número atómico 118)!
O Oganésson é um elemento químico sintético, e o de número atómico mais elevado da tabela periódica. Foi sintetizado pela primeira vez em 2002 no Joint Institute for Nuclear Research (JINR), em Dubna, Rússia, por uma equipa conjunta de cientistas da Rússia e dos EUA. Os átomos deste elemento são extremamente instáveis, e apenas uma pequena quantidade pôde ser detectada e usada para caracterizar as suas propriedades. Apesar de pertencer ao grupo dos gases nobres, este elemento pode ser bastante reactivo, e não ser sequer um gás em condições normais de temperatura e pressão.

O seu nome foi escolhido em honra de Yuri Oganessian, nascido em 1933, pelas suas contribuições pioneiras que incluem a descoberta de elementos super pesados e avanços significativos na compreensão das suas propriedades nucleares. A validação da descoberta de novos elementos químicos é responsabilidade da comunidade internacional, nomeadamente da IUPAP (International Union for Pure and Applied Physics) e da IUPAC (International Union for Pure and Applied Chemistry), através de uma comissão conjunta, e é por vezes morosa. A decisão final sobre o nome dos novos elementos é responsabilidade do laboratório que realiza a descoberta e, após a sua proposta, deve ser aprovada pela comunidade científica internacional. Em 2015, a IUPAC e a IUPAP confirmaram a descoberta de quatro novos elementos, entre eles o elemento com número atómico 118. O nome foi formalmente atribuído pela IUPAC em 2016. É a segunda vez na história que a comunidade internacional dá o nome de um cientista vivo a um novo elemento químico.

O JINR é um centro científico internacional situado em Dubna, na Rússia, que conta com 18 estados membros 6 membros associados. Entre muitas outras linhas de investigação dedicadas à compreensão da constituição fundamental da matéria, o JINR tem uma longa história na criação de novos elementos pesados. Desde o número atómico 114, todos os elementos descobertos foram sintetizados pela primeira vez no complexo de aceleradores U400 em Dubna, e esta história é para continuar. Uma das prioridades do laboratório é hoje a fábrica de elementos DC-280, no coração do complexo de feixes radioactivos DRIBS-III. Os objectivos chave são produzir novos elementos e quantidades suficientes dos já conhecidos para estudar em detalhe as suas propriedades.

Oxigénio (O, número atómico 8)!
A experiência NA38 entrou em funcionamento na Área Norte (NA) do acelerador SPS — Super Proton Synchrotron do CERN, onde começou a hoje já longa história da física dos iões pesados no CERN. Embora vários (actuais e antigos) membros do LIP tivessem participando em experiências anteriores no CERN, nomeadamente através de colaborações com laboratórios franceses durante as suas teses de doutoramento, NA38 foi a primeira experiência que Portugal entrou oficialmente, através do recém criado LIP.

Em NA38, logo com os dados iniciais da colisão de um feixe de núcleos de oxigénio com um alvo de urânio foi possível observar a famosa supressão da produção da partícula J/Psi, que era observada pelo seu decaimento num par de muões, conforme a energia transversa (relacionada com momento no plano perpendicular à direcção do feixe). A interpretação do fenómeno permaneceu, no entanto, discutível. Citando o abstract do artigo e 1989, “O estudo de reacções oxigénio-urânio a 200 GeV por nucleão mostra uma dependência significativa com a energia transversa da produção J/Psi (…). Esta observação, feita pela primeira vez, está de acordo com as previsões para a formação do plasma de quarks e gluões, embora explicações baseadas em efeitos hadrónicos não possam neste momento ser postas de lado”. Resultados mais claros foram posteriormente obtidos com feixes de enxofre, mas só a experiência sucessora NA50, com um feixe de chumbo e um espectrómetro melhorado, permitiu confirmar e estender os resultados.

Oxigénio (O, número atómico 8)!
A experiência NA38 entrou em funcionamento na Área Norte (NA) do acelerador SPS — Super Proton Synchrotron do CERN, onde começou a hoje já longa história da física dos iões pesados no CERN. Embora vários (actuais e antigos) membros do LIP tivessem participando em experiências anteriores no CERN, nomeadamente através de colaborações com laboratórios franceses durante as suas teses de doutoramento, NA38 foi a primeira experiência que Portugal entrou oficialmente, através do recém criado LIP.

Em NA38, logo com os dados iniciais da colisão de um feixe de núcleos de oxigénio com um alvo de urânio foi possível observar a famosa supressão da produção da partícula J/Psi, que era observada pelo seu decaimento num par de muões, conforme a energia transversa (relacionada com momento no plano perpendicular à direcção do feixe). A interpretação do fenómeno permaneceu, no entanto, discutível. Citando o abstract do artigo e 1989, “O estudo de reacções oxigénio-urânio a 200 GeV por nucleão mostra uma dependência significativa com a energia transversa da produção J/Psi (…). Esta observação, feita pela primeira vez, está de acordo com as previsões para a formação do plasma de quarks e gluões, embora explicações baseadas em efeitos hadrónicos não possam neste momento ser postas de lado”. Resultados mais claros foram posteriormente obtidos com feixes de enxofre, mas só a experiência sucessora NA50, com um feixe de chumbo e um espectrómetro melhorado, permitiu confirmar e estender os resultados.

É o Iodo (I, número atómico 53). Na verdade, o detector é constituído por iodeto de sódio (NaI), um material cintilador em que é produzido um sinal luminoso quando é depositada energia devido à passagem e interacção de partículas.
Cerca de 1/4 do Universo é feito de matéria escura. A razão porque não a vemos é que não emite luz, não interage com nada, ou quase nada. Apenas conhecemos os seus efeitos gravíticos (da rotação das galáxias e grupos de galáxias às lentes gravitacionais). Não sabemos nada sobre de que é feita, mas achamos que pode ser feita de um tipo de partícula que ainda não conhecemos. A ideia base das experiências ditas de matéria escura é a seguinte: na sua viagem pelo Espaço a Terra atravessa regiões ricas em matéria escura, e há experiências que esperam poder detectar algumas dessas partículas. Espera-se ainda uma modulação do sinal com as estações do ano, relacionada com a passagem regular da Terra por essas regiões.

É o caso de várias experiências espalhadas pelo mundo, como as experiências LUX e LZ, no laboratório SURF, nos EUA, em que o LIP participa, ou de Xenon e de DAMA, no Gran Sasso Itália. O sinal de DAMA nunca foi visto noutros detectores usando outras tecnologias. No entanto, para resolver definitivamente a questão, era importante que existissem outras experiências usando Iodeto de Sódio e que tivessem dimensão (e sensibilidade) comparáveis ou superiores. Neste momento, estes detectores já existem e estão a começar a ter resultados: ANAIS-112, COSINE-100 (que até ao momento não vêem qualquer sinal mas vão ainda funcionar mais alguns anos) e SABRE (com localizações nos dois hemisférios). A imagem é do detector COSINE-100.

É o Iodo (I, número atómico 53). Na verdade, o detector é constituído por iodeto de sódio (NaI), um material cintilador em que é produzido um sinal luminoso quando é depositada energia devido à passagem e interacção de partículas.
Cerca de 1/4 do Universo é feito de matéria escura. A razão porque não a vemos é que não emite luz, não interage com nada, ou quase nada. Apenas conhecemos os seus efeitos gravíticos (da rotação das galáxias e grupos de galáxias às lentes gravitacionais). Não sabemos nada sobre de que é feita, mas achamos que pode ser feita de um tipo de partícula que ainda não conhecemos. A ideia base das experiências ditas de matéria escura é a seguinte: na sua viagem pelo Espaço a Terra atravessa regiões ricas em matéria escura, e há experiências que esperam poder detectar algumas dessas partículas. Espera-se ainda uma modulação do sinal com as estações do ano, relacionada com a passagem regular da Terra por essas regiões.

É o caso de várias experiências espalhadas pelo mundo, como as experiências LUX e LZ, no laboratório SURF, nos EUA, em que o LIP participa, ou de Xenon e de DAMA, no Gran Sasso Itália. O sinal de DAMA nunca foi visto noutros detectores usando outras tecnologias. No entanto, para resolver definitivamente a questão, era importante que existissem outras experiências usando Iodeto de Sódio e que tivessem dimensão (e sensibilidade) comparáveis ou superiores. Neste momento, estes detectores já existem e estão a começar a ter resultados: ANAIS-112, COSINE-100 (que até ao momento não vêem qualquer sinal mas vão ainda funcionar mais alguns anos) e SABRE (com localizações nos dois hemisférios). A imagem é do detector COSINE-100.

É o Estanho (Sn, número atómico 50)!
O Estanho é um metal muitíssimo usado em electrónica como solda para realizar ligações entre componentes electrónicos, e que está presente em todos os laboratórios de física de partículas. O Estanho tem uma número de protões (50) “mágico", no sentido em que se trata de uma configuração muito estável. É de facto tão estável, que o estanho é o elemento natural com maior número de isótopos estáveis (10, do Sn-112 até ao Sn-124). O isótopo do estanho que é duplamente mágico é o Sn-132: é radioativo, mas por ter número mágico de protões (50) e de neutrões (82), tem uma forma esférica que o torna relativamente estável e permite a sua produção em grande quantidade em aceleradores de partículas. No futuro, pretende-se usar o Sn-132 como feixe de partículas para produzir núcleos ainda mais exóticos, longe da estabilidade, mas próximos dos elementos que se formam durante as explosões de estrelas de neutrões, no denominado processo r, responsável pela formação da metade dos elementos químicos pesados do universo.

É o Estanho (Sn, número atómico 50)!
O Estanho é um metal muitíssimo usado em electrónica como solda para realizar ligações entre componentes electrónicos, e que está presente em todos os laboratórios de física de partículas. O Estanho tem uma número de protões (50) “mágico", no sentido em que se trata de uma configuração muito estável. É de facto tão estável, que o estanho é o elemento natural com maior número de isótopos estáveis (10, do Sn-112 até ao Sn-124). O isótopo do estanho que é duplamente mágico é o Sn-132: é radioativo, mas por ter número mágico de protões (50) e de neutrões (82), tem uma forma esférica que o torna relativamente estável e permite a sua produção em grande quantidade em aceleradores de partículas. No futuro, pretende-se usar o Sn-132 como feixe de partículas para produzir núcleos ainda mais exóticos, longe da estabilidade, mas próximos dos elementos que se formam durante as explosões de estrelas de neutrões, no denominado processo r, responsável pela formação da metade dos elementos químicos pesados do universo.

É o Tecnécio (Tc, número atómico 43)!
O Tecnécio é quase sempre produzido de forma artificial. A maior parte do que ocorre espontaneamente na crosta terrestre resulta da fissão de minérios de urânio ou tório. Muitas das suas propriedades foram previstas por Mendeleev, que guardou para ele um espaço na sua tabela periódica, antes de o elemento ser descoberto. O Tecnécio-99m ("m" indica que este se encontra num estado metaestável) é usado em medicina nuclear. Por exemplo, este isótopo é um marcador radioactivo capaz de ser detectado dentro do corpo humano por equipamentos de imagiologia médica. Emite raios gamma de 140 keV, que são facilmente detectados, e o seu tempo de meia vida de 6.01 horas garante que ao fim de 24h, 94% dos isótopos decaíram para Tecnécio-99. A química deste elemento permite que se ligue a uma série de compostos bioquímicos, permitindo determinar como e onde este elemento é metabolizado e depositados no corpo. Mais de 50 dos mais comuns radiofármacos usam o Tecnécio-99m para imagiologia e estudo do funcionamento do cérebro, músculo cardíaco, tiróide, pulmões, fígado, vesícula biliar, rins, ossos, sangue e tumores.

É o Tecnécio (Tc, número atómico 43)!
O Tecnécio é quase sempre produzido de forma artificial. A maior parte do que ocorre espontaneamente na crosta terrestre resulta da fissão de minérios de urânio ou tório. Muitas das suas propriedades foram previstas por Mendeleev, que guardou para ele um espaço na sua tabela periódica, antes de o elemento ser descoberto. O Tecnécio-99m ("m" indica que este se encontra num estado metaestável) é usado em medicina nuclear. Por exemplo, este isótopo é um marcador radioactivo capaz de ser detectado dentro do corpo humano por equipamentos de imagiologia médica. Emite raios gamma de 140 keV, que são facilmente detectados, e o seu tempo de meia vida de 6.01 horas garante que ao fim de 24h, 94% dos isótopos decaíram para Tecnécio-99. A química deste elemento permite que se ligue a uma série de compostos bioquímicos, permitindo determinar como e onde este elemento é metabolizado e depositados no corpo. Mais de 50 dos mais comuns radiofármacos usam o Tecnécio-99m para imagiologia e estudo do funcionamento do cérebro, músculo cardíaco, tiróide, pulmões, fígado, vesícula biliar, rins, ossos, sangue e tumores.

A cientista homenageada é Lise Meitner, e o elemento químico é o Meitnério (Mt, número atómico 109)!

Lise Meitner (1878 – 1968) nasceu na Áustria e trabalhou durante grande parte da sua carreira em Berlim. Lise Meitner, Otto Hahn e Otto Robert Frisch lideraram o pequeno grupo de cientistas que descobriu que a fissão nuclear de urânio, por absorção de um neutrão extra, levava à fragmentação do núcleo de urânio em dois núcleos de menor massa e era acompanhada por uma enorme libertação de energia. Os resultados foram publicados em 1939. No final da década de 1930, Lise Meitner deixou a Alemanha nazi e partiu para a Suécia, onde viveu desde então, acabando por se tornar cidadã sueca. Meitner recebeu diversos prémios e honras no final de sua vida, mas nem ela nem Otto Frisch receberam o Nobel da Química pela fissão nuclear, atribuído apenas a Otto Hahn. A sua exclusão foi considerada claramente injusta. Uma das honras póstumas concedidas a Lise Meitner foi a escolha do seu nome para o elemento químico 109. O Meitnério é um elemento sintético (que não se encontra na natureza mas pode ser criado em laboratório) extremamente radioativo. Vários isótopos foram sintetizados em laboratório, quer através da fusão de dois átomos quer resultando da desintegração de elementos mais pesados. Os isótopos mais estáveis têm tempos de vida da ordem de segundos. Este elemento foi sintetizado pela primeira vez em 1982 no GSI, em Darmstadt. Este trabalho foi confirmado três anos depois no JINR, em Dubna.

A cientista homenageada é Lise Meitner, e o elemento químico é o Meitnério (Mt, número atómico 109)!

Lise Meitner (1878 – 1968) nasceu na Áustria e trabalhou durante grande parte da sua carreira em Berlim. Lise Meitner, Otto Hahn e Otto Robert Frisch lideraram o pequeno grupo de cientistas que descobriu que a fissão nuclear de urânio, por absorção de um neutrão extra, levava à fragmentação do núcleo de urânio em dois núcleos de menor massa e era acompanhada por uma enorme libertação de energia. Os resultados foram publicados em 1939. No final da década de 1930, Lise Meitner deixou a Alemanha nazi e partiu para a Suécia, onde viveu desde então, acabando por se tornar cidadã sueca. Meitner recebeu diversos prémios e honras no final de sua vida, mas nem ela nem Otto Frisch receberam o Nobel da Química pela fissão nuclear, atribuído apenas a Otto Hahn. A sua exclusão foi considerada claramente injusta. Uma das honras póstumas concedidas a Lise Meitner foi a escolha do seu nome para o elemento químico 109. O Meitnério é um elemento sintético (que não se encontra na natureza mas pode ser criado em laboratório) extremamente radioativo. Vários isótopos foram sintetizados em laboratório, quer através da fusão de dois átomos quer resultando da desintegração de elementos mais pesados. Os isótopos mais estáveis têm tempos de vida da ordem de segundos. Este elemento foi sintetizado pela primeira vez em 1982 no GSI, em Darmstadt. Este trabalho foi confirmado três anos depois no JINR, em Dubna.

É o Gadolínio (símbolo químico Gd, número atómico 64)! O isótopo Gadolinium-157 é o nuclídeo estável com a maior secção eficaz para a captura de neutrões térmicos (cerca de 259,000 barns). Este valor só é superado pelo Xénon-135, que é no entanto um isótopo instável. Esta característica do Gadolinium torna-o útil em em radioterapia com neutrões, assim como na blindagem de reactores nucleares. O Gadolínio é também um material paramagnético à temperatura ambiente, o que o torna útil em algumas aplicações de imagiologia médica, nomeadamente ressonâncias magnéticas.

A experiência de neutrinos Super-Kamiokande (SK), no Japão, planeia adicionar ao detector um sal de Gadolínio solúvel em água, com o objectivo de aumentar a eficiência na identificação de anti-neutrinos de baixa energia. SK é um detector gigante em que 11 mil detectores de luz observam cerca de 50,000 toneladas de água purificada, à procura de sinais de interações causadas por neutrinos ou pelas suas anti-partículas. O objectivo deste melhoramento do detector (SK-Gd) é estudar a região de baixas energias actualmente inacessíveis a SK, procurando em particular a primeira observação do fundo difuso de neutrinos de supernovas.

É o Gadolínio (símbolo químico Gd, número atómico 64)! O isótopo Gadolinium-157 é o nuclídeo estável com a maior secção eficaz para a captura de neutrões térmicos (cerca de 259,000 barns). Este valor só é superado pelo Xénon-135, que é no entanto um isótopo instável. Esta característica do Gadolinium torna-o útil em em radioterapia com neutrões, assim como na blindagem de reactores nucleares. O Gadolínio é também um material paramagnético à temperatura ambiente, o que o torna útil em algumas aplicações de imagiologia médica, nomeadamente ressonâncias magnéticas.

A experiência de neutrinos Super-Kamiokande (SK), no Japão, planeia adicionar ao detector um sal de Gadolínio solúvel em água, com o objectivo de aumentar a eficiência na identificação de anti-neutrinos de baixa energia. SK é um detector gigante em que 11 mil detectores de luz observam cerca de 50,000 toneladas de água purificada, à procura de sinais de interações causadas por neutrinos ou pelas suas anti-partículas. O objectivo deste melhoramento do detector (SK-Gd) é estudar a região de baixas energias actualmente inacessíveis a SK, procurando em particular a primeira observação do fundo difuso de neutrinos de supernovas.

Do Cobalto (símbolo químico Co, número atómico 27), mais concretamente o Cobalto-60. No que diz respeito às leis da física que regem os processos subatómicos, pensava-se até meados do século passado que o nosso mundo fosse idêntico à sua imagem no espelho. É uma forma de simetria conhecida como Paridade, e que era conservada pelo menos nas interacções eletromagnéticas e nas interacções fortes. Mas e as interações fracas, responsáveis, por exemplo, pelo decaimento radioactivo beta? Em 1956, dois teóricos americanos de origem chinesa, Tsung-Dao Lee e Chen-Ning Yang, enviaram um pequeno artigo para a revista Physical Review, questionando se a paridade seria conservada em interacções fracas.

As experiências fundamentais para verificar esta possibilidade foram realizadas entre o Natal e o Ano Novo de 1956. Chien-Shiung Wu e os seus colaboradores usaram átomos de Cobalto-60 mantidos em campos magnéticos a temperaturas muito baixas. Os núcleos de Cobalto-60 têm um spin intrínseco (o equivalente quântico do momento angular, que é uma propriedade das partículas). Por outro lado, são instáveis e decaem emitindo partículas beta (electrões). A ideia foi usar os campos magnéticos para orientar os núcleos, de modo que todos os spins estivessem na mesma direção e, em seguida, contar os electrões emitidos para um lado e para o outro. Para surpresa de todos, não houve um número igual de partículas beta emitidas nas duas direções, mostrando uma leve preferência pela esquerda, e a não conservação da Paridade. O resultado foi tão surpreendente que levantou dúvidas em muitos espíritos. A experiência foi replicada e os seus resultados confirmados. Lee e Yang receberam o Prémio Nobel de Física no ano seguinte. Madame Wu não foi incluída, o que é amplamente considerado como uma injustiça na comunidade científica, mas prosseguiu uma carreira brilhante.

Do Cobalto (símbolo químico Co, número atómico 27), mais concretamente o Cobalto-60. No que diz respeito às leis da física que regem os processos subatómicos, pensava-se até meados do século passado que o nosso mundo fosse idêntico à sua imagem no espelho. É uma forma de simetria conhecida como Paridade, e que era conservada pelo menos nas interacções eletromagnéticas e nas interacções fortes. Mas e as interações fracas, responsáveis, por exemplo, pelo decaimento radioactivo beta? Em 1956, dois teóricos americanos de origem chinesa, Tsung-Dao Lee e Chen-Ning Yang, enviaram um pequeno artigo para a revista Physical Review, questionando se a paridade seria conservada em interacções fracas.

As experiências fundamentais para verificar esta possibilidade foram realizadas entre o Natal e o Ano Novo de 1956. Chien-Shiung Wu e os seus colaboradores usaram átomos de Cobalto-60 mantidos em campos magnéticos a temperaturas muito baixas. Os núcleos de Cobalto-60 têm um spin intrínseco (o equivalente quântico do momento angular, que é uma propriedade das partículas). Por outro lado, são instáveis e decaem emitindo partículas beta (electrões). A ideia foi usar os campos magnéticos para orientar os núcleos, de modo que todos os spins estivessem na mesma direção e, em seguida, contar os electrões emitidos para um lado e para o outro. Para surpresa de todos, não houve um número igual de partículas beta emitidas nas duas direções, mostrando uma leve preferência pela esquerda, e a não conservação da Paridade. O resultado foi tão surpreendente que levantou dúvidas em muitos espíritos. A experiência foi replicada e os seus resultados confirmados. Lee e Yang receberam o Prémio Nobel de Física no ano seguinte. Madame Wu não foi incluída, o que é amplamente considerado como uma injustiça na comunidade científica, mas prosseguiu uma carreira brilhante.

É o Frâncio (símbolo químico Fr, número atómico 87)!
O Frâncio é um metal alcalino altamente radioactivo. O seu isótopo mais estável, o Frâncio-223, tem uma meia-vida de 22 minutos. Desde1870, pensava-se que deveria haver um metal alcalino para lá do Césio, com número atómico 87. Este foi referido pelo nome provisório eka-cesium, e houve vários anúncios da sua descoberta que acabaram por não se confirmar.

O Frâncio foi descoberto em 1939 por Marguerite Perey. Perey ingressou no instituto Marie Curie em Paris aos 19 anos como técnica de laboratório, sob a direção de Irène Joliot-Curie e André Debierne. A descoberta aconteceu quando ela procurava obter um valor preciso da meia-vida do isótopo actinio-227. Além das partículas de 220 keV esperadas no decaimento, notou a presença de partículas com energia inferior a 80 keV. Pensou inicialmente que teriam origem num produto de decaimento anteriormente não identificado, mas depois de purificada a amostra, estas partículas continuaram a surgir do actínio-227 puro. O novo produto exibia propriedades químicas de um metal alcalino, o que levou Perey a pensar que seria o elemento 87, produzido pelo decaimento alfa do actínio-227. Perey liderou o departamento de química nuclear da Universidade de Estrasburgo e, em 1962, tornou-se a primeira mulher a ser eleita para a Academia Francesa de Ciências - como membro correspondente.

A possibilidade de sintetizar, confinar e arrefecer átomos de Frâncio, aliada à sua estrutura atómica relativamente simples, fez com que fosse usado em experiências de espectroscopia em que foi possível obter informações mais específicas sobre os seus níveis de energia, estrutura hiperfina e tempos de vida. Estas experiências de precisão têm um papel na nossa compreensão das constantes de acoplamento fraco entre os constituintes dos átomos.

É o Frâncio (símbolo químico Fr, número atómico 87)!
O Frâncio é um metal alcalino altamente radioactivo. O seu isótopo mais estável, o Frâncio-223, tem uma meia-vida de 22 minutos. Desde1870, pensava-se que deveria haver um metal alcalino para lá do Césio, com número atómico 87. Este foi referido pelo nome provisório eka-cesium, e houve vários anúncios da sua descoberta que acabaram por não se confirmar.

O Frâncio foi descoberto em 1939 por Marguerite Perey. Perey ingressou no instituto Marie Curie em Paris aos 19 anos como técnica de laboratório, sob a direção de Irène Joliot-Curie e André Debierne. A descoberta aconteceu quando ela procurava obter um valor preciso da meia-vida do isótopo actinio-227. Além das partículas de 220 keV esperadas no decaimento, notou a presença de partículas com energia inferior a 80 keV. Pensou inicialmente que teriam origem num produto de decaimento anteriormente não identificado, mas depois de purificada a amostra, estas partículas continuaram a surgir do actínio-227 puro. O novo produto exibia propriedades químicas de um metal alcalino, o que levou Perey a pensar que seria o elemento 87, produzido pelo decaimento alfa do actínio-227. Perey liderou o departamento de química nuclear da Universidade de Estrasburgo e, em 1962, tornou-se a primeira mulher a ser eleita para a Academia Francesa de Ciências - como membro correspondente.

A possibilidade de sintetizar, confinar e arrefecer átomos de Frâncio, aliada à sua estrutura atómica relativamente simples, fez com que fosse usado em experiências de espectroscopia em que foi possível obter informações mais específicas sobre os seus níveis de energia, estrutura hiperfina e tempos de vida. Estas experiências de precisão têm um papel na nossa compreensão das constantes de acoplamento fraco entre os constituintes dos átomos.

É o Gálio (símbolo químico Ga, número atómico 31)!
A reação nuclear básica no núcleo do Sol é a fusão de dois protões, que produz um núcleo de deutério, um positrão e um neutrino do electrão. Segue um ciclo complexo de reacções nucleares que também produzem neutrinos, cada um com um espectro de energia específico. A primeira experiência a observar neutrinos solares foi Homestake, situada na mina de ouro com o mesmo nome, no Dakota do Sul, no final da década de 1960. No entanto, o Cloro, usando como alvo desta experiência, só permitia detectar neutrinos mais energéticos (e mais raros) que os da reacção p-p.

GALLEX, no laboratório de Gran Sasso, em Itália, utilizou o Gálio no interior do detector, e o foi a primeira experiência sensível a todo o espectro de neutrinos solares. A primeira observação de neutrinos solares pp foi anunciada pela GALLEX 1992. Estas e outras experiências pioneiras lançaram o chamado problema dos neutrinos solares (o fluxo observado de neutrinos vindos do Sol era cerca de 1/3 do previsto pelos modelos), resolvido com a descoberta da oscilação dos neutrinos, Nobel da Física em 2015.

É o Gálio (símbolo químico Ga, número atómico 31)!
A reação nuclear básica no núcleo do Sol é a fusão de dois protões, que produz um núcleo de deutério, um positrão e um neutrino do electrão. Segue um ciclo complexo de reacções nucleares que também produzem neutrinos, cada um com um espectro de energia específico. A primeira experiência a observar neutrinos solares foi Homestake, situada na mina de ouro com o mesmo nome, no Dakota do Sul, no final da década de 1960. No entanto, o Cloro, usando como alvo desta experiência, só permitia detectar neutrinos mais energéticos (e mais raros) que os da reacção p-p.

GALLEX, no laboratório de Gran Sasso, em Itália, utilizou o Gálio no interior do detector, e o foi a primeira experiência sensível a todo o espectro de neutrinos solares. A primeira observação de neutrinos solares pp foi anunciada pela GALLEX 1992. Estas e outras experiências pioneiras lançaram o chamado problema dos neutrinos solares (o fluxo observado de neutrinos vindos do Sol era cerca de 1/3 do previsto pelos modelos), resolvido com a descoberta da oscilação dos neutrinos, Nobel da Física em 2015.

O Estrôncio (símbolo químico Sr, número atómico 38)!
Os elementos mais abundantes e leves do Universo são produzidos nas estrelas, por fusão de Hidrogénio em Hélio que se funde em elementos pesados mais tarde na vida da estrela. No entanto, as estrelas não atingem temperaturas e densidades suficientes para produzirem elementos mais pesados que o Ferro. Na produção de elementos mais pesados, deverá ter um papel importante o chamado processo r, um mecanismo de captura rápida de neutrões livres por núcleos já existentes. Quanto aos objectos em que esse processo pode ocorrer, os principais suspeitos têm sido de um tipo particular (e raro) de supernovas e a fusão de restos estelares densos, como estrelas binárias de neutrões.

A identificação por ondas gravitacionais de que havia ocorrido uma fusão de estrelas de neutrões, permitiu observar pela primeira vez em detalhe o espectro de luz que aí é criado. E, entre outras coisas, foram encontrados sinais claros da produção de Estrôncio. Ficou assim demonstrado que a fusão de duas estrelas de neutrões cria as condições para a ocorrência do processo r e funciona como um reactor em que novos elementos podem ser criados.

O Estrôncio (símbolo químico Sr, número atómico 38)!
Os elementos mais abundantes e leves do Universo são produzidos nas estrelas, por fusão de Hidrogénio em Hélio que se funde em elementos pesados mais tarde na vida da estrela. No entanto, as estrelas não atingem temperaturas e densidades suficientes para produzirem elementos mais pesados que o Ferro. Na produção de elementos mais pesados, deverá ter um papel importante o chamado processo r, um mecanismo de captura rápida de neutrões livres por núcleos já existentes. Quanto aos objectos em que esse processo pode ocorrer, os principais suspeitos têm sido de um tipo particular (e raro) de supernovas e a fusão de restos estelares densos, como estrelas binárias de neutrões.

A identificação por ondas gravitacionais de que havia ocorrido uma fusão de estrelas de neutrões, permitiu observar pela primeira vez em detalhe o espectro de luz que aí é criado. E, entre outras coisas, foram encontrados sinais claros da produção de Estrôncio. Ficou assim demonstrado que a fusão de duas estrelas de neutrões cria as condições para a ocorrência do processo r e funciona como um reactor em que novos elementos podem ser criados.

O Crípton (símbolo químico Kr e número atómico 36)!
Trata-se de um gás nobre, e à temperatura ambiente encontra-se de facto no estado gasoso. O seu nome deriva do grego, krípton, que significa oculto. Foi descoberto em 1898 e é aplicado na fabricação de lâmpadas fluorescentes e incandescentes. Entre 1960 e 1983, a definição de metro era baseada na radiação emitida pelo átomo excitado de Crípton.

Na física de partículas, o Crípton líquido é usado para construir calorímetros (detectores que medem a energia das partículas) quase homogéneos. Apesar da excelente resolução espacial obtida, esta utilização é rara, pois o Árgon líquido é uma alternativa consideravelmente mais barata. O calorímetro de NA48, pertencente a uma série de experiências realizadas no acelerador SPS do CERN, continha cerca de 27 toneladas de Crípton líquido. Tomou dados entre 1997 e 2004, em várias fases, com vários objectivos, com destaque para a observação da violação directa de CP (uma assimetria entre o comportamento da matéria e da antimatéria, resultado anunciado em 1999 e publicado em 2001). Enquanto este resultado tinha sido apenas indiciado em 1993 pelas experiências NA31 no CERN e E731 no Fermilab, NA48 trouxe a precisão necessária para a sua confirmação. A experiência dedicou-se também ao estudo de decaimentos raros de kaões e outros hadrões. A experiência sucessora, NA62, que começou a tomar dados em 2015, reutilizou o detector de Crípton líquido, actualizando o sistema de leitura e recolha de dados.

Em inglês, o nome do elemento químico, Krypton, coincide com o do planeta natal do Super-Homem.

O Crípton (símbolo químico Kr e número atómico 36)!
Trata-se de um gás nobre, e à temperatura ambiente encontra-se de facto no estado gasoso. O seu nome deriva do grego, krípton, que significa oculto. Foi descoberto em 1898 e é aplicado na fabricação de lâmpadas fluorescentes e incandescentes. Entre 1960 e 1983, a definição de metro era baseada na radiação emitida pelo átomo excitado de Crípton.

Na física de partículas, o Crípton líquido é usado para construir calorímetros (detectores que medem a energia das partículas) quase homogéneos. Apesar da excelente resolução espacial obtida, esta utilização é rara, pois o Árgon líquido é uma alternativa consideravelmente mais barata. O calorímetro de NA48, pertencente a uma série de experiências realizadas no acelerador SPS do CERN, continha cerca de 27 toneladas de Crípton líquido. Tomou dados entre 1997 e 2004, em várias fases, com vários objectivos, com destaque para a observação da violação directa de CP (uma assimetria entre o comportamento da matéria e da antimatéria, resultado anunciado em 1999 e publicado em 2001). Enquanto este resultado tinha sido apenas indiciado em 1993 pelas experiências NA31 no CERN e E731 no Fermilab, NA48 trouxe a precisão necessária para a sua confirmação. A experiência dedicou-se também ao estudo de decaimentos raros de kaões e outros hadrões. A experiência sucessora, NA62, que começou a tomar dados em 2015, reutilizou o detector de Crípton líquido, actualizando o sistema de leitura e recolha de dados.

Em inglês, o nome do elemento químico, Krypton, coincide com o do planeta natal do Super-Homem.

Do Samário (símbolo químico Sm, número atómico 62).
A constante de estrutura fina, habitualmente designada pela letra grega alfa, é uma constante fundamental da física que caracteriza a intensidade da interacção electromagnética entre partículas elementares. É uma quantidade sem dimensões e com o valor aproximado de 1/137. Mas será que as constantes fundamentais da física são de facto constantes, ou podem ter variado com o tempo? Uma eventual variação de alfa foi proposta para resolver alguns problemas em cosmologia e astrofísica, e em modelos que vão para além do Modelo Padrão da Física de Partículas.

As primeiras experiências para testar esta possibilidade examinaram as linhas espectrais de emissão de objectos astronómicos distantes, e também produtos dos decaimentos radioactivos em Oklo, no Gabão. Na década de 1970, observou-se que as rochas de um minério de urânio extraído de Oklo se pareciam com os resíduos dos reactores nucleares modernos, contendo nomeadamente vários elementos raros. Surpreendentemente, há cerca de 2 mil milhões de anos atrás, Oklo deve ter sido um reactor nuclear natural, com o seu funcionamento dependente de um isótopo do Samário, que facilita a captura de neutrões. Medidas da concentração de Samário-149 indicam que se alfa mudou nos últimos 2 mil milhões de anos foi no máximo de 45 partes em mil milhões.

Outra forma de determinar a estabilidade de alfa é olhando para a luz que nos chega de quasars muito distantes e que cruza a periferia gasosa de galáxias jovens, sendo absorvida em frequências particulares. Este ""código de barras"" espectral indica-nos um valor para a variação muito pequeno, mas diferente de zero. Mas antes de concluir que alfa pode não ser de facto uma constante, falta verificar os resultados obtidos e se não existem erros experimentais que possam não ter sido adequadamente tidos em conta.

Do Samário (símbolo químico Sm, número atómico 62).
A constante de estrutura fina, habitualmente designada pela letra grega alfa, é uma constante fundamental da física que caracteriza a intensidade da interacção electromagnética entre partículas elementares. É uma quantidade sem dimensões e com o valor aproximado de 1/137. Mas será que as constantes fundamentais da física são de facto constantes, ou podem ter variado com o tempo? Uma eventual variação de alfa foi proposta para resolver alguns problemas em cosmologia e astrofísica, e em modelos que vão para além do Modelo Padrão da Física de Partículas.

As primeiras experiências para testar esta possibilidade examinaram as linhas espectrais de emissão de objectos astronómicos distantes, e também produtos dos decaimentos radioactivos em Oklo, no Gabão. Na década de 1970, observou-se que as rochas de um minério de urânio extraído de Oklo se pareciam com os resíduos dos reactores nucleares modernos, contendo nomeadamente vários elementos raros. Surpreendentemente, há cerca de 2 mil milhões de anos atrás, Oklo deve ter sido um reactor nuclear natural, com o seu funcionamento dependente de um isótopo do Samário, que facilita a captura de neutrões. Medidas da concentração de Samário-149 indicam que se alfa mudou nos últimos 2 mil milhões de anos foi no máximo de 45 partes em mil milhões.

Outra forma de determinar a estabilidade de alfa é olhando para a luz que nos chega de quasars muito distantes e que cruza a periferia gasosa de galáxias jovens, sendo absorvida em frequências particulares. Este ""código de barras"" espectral indica-nos um valor para a variação muito pequeno, mas diferente de zero. Mas antes de concluir que alfa pode não ser de facto uma constante, falta verificar os resultados obtidos e se não existem erros experimentais que possam não ter sido adequadamente tidos em conta.

Prata (símbolo químico Ag, número atómico 47)!
Na experiência de Stern e Gerlach foi usado um feixe de átomos de Prata (neutros) obtidos por evaporação do metal num forno, que passavam por colimadores, de forma a terem uma velocidade praticamente horizontal. O feixe de átomos atravessava depois uma região com um gradiente de campo magnético, antes de embater numa placa de vidro arrefecido. O momento angular de uma carga está relacionado com o seu momento magnético. Um átomo de prata electricamente neutro é na verdade um dipolo magnético, devido à rotação de um electrão não emparelhado. Ao passar pela região do campo, os átomos sofrem a acção de uma força, na direção vertical, proporcional à componente do momento do dipolo magnético nesta direcção. Esta força provoca um desvio na trajetória.

Stern e Gerlach observaram que os átomos de prata eram divididos em dois feixes: um desviado para cima, correspondendo a um determinado valor de momento magnético, e outro para baixo, que corresponde ao valor simétrico. Há assim dois valores possíveis para o momento magnético, e por isso para o momento angular. A experiência demonstrou de forma inequívoca a quantização do momento angular, mas a sua interpretação cabal só foi possível depois da descoberta do spin do electrão.

Prata (símbolo químico Ag, número atómico 47)!
Na experiência de Stern e Gerlach foi usado um feixe de átomos de Prata (neutros) obtidos por evaporação do metal num forno, que passavam por colimadores, de forma a terem uma velocidade praticamente horizontal. O feixe de átomos atravessava depois uma região com um gradiente de campo magnético, antes de embater numa placa de vidro arrefecido. O momento angular de uma carga está relacionado com o seu momento magnético. Um átomo de prata electricamente neutro é na verdade um dipolo magnético, devido à rotação de um electrão não emparelhado. Ao passar pela região do campo, os átomos sofrem a acção de uma força, na direção vertical, proporcional à componente do momento do dipolo magnético nesta direcção. Esta força provoca um desvio na trajetória.

Stern e Gerlach observaram que os átomos de prata eram divididos em dois feixes: um desviado para cima, correspondendo a um determinado valor de momento magnético, e outro para baixo, que corresponde ao valor simétrico. Há assim dois valores possíveis para o momento magnético, e por isso para o momento angular. A experiência demonstrou de forma inequívoca a quantização do momento angular, mas a sua interpretação cabal só foi possível depois da descoberta do spin do electrão.