EXCITAC¸ ˜AO DE UMA ANTENA ESF ´ERICA DE ONDAS
GRAVITACIONAIS POR MONOP ´OLOS MAGN ´ETICOS
Diego S. Saito[1] (IC), Oswaldo D. Miranda[2] (PQ ) e Rubens M. Marinho Jr[3] (PQ) 1 - Instituto Tecnol´ogico de Aeron´autica - ITA - Bolsista CNPQ
2- Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais - INPE / Divis˜ao de Astrof´ısica - DAS 3 - Instituto Tecnol´ogico de Aeron´autica - ITA / Divis˜ao de Ensino Fundamental - IEF
RESUMO
Esse artigo se refere `a continua¸c˜ao do trabalho de Inicia¸c˜ao Cientif´ıca - Excita¸c˜ao de uma Antena Esf´erica de Ondas Gravitacionais por Monop´olos Magn´eticos. No artigo correspondente `a primeira parte desse trabalho apresentamos a solu¸c˜ao da equa¸c˜ao de auto-valores rege as deforma¸c˜oes numa antena esf´erica de ondas gravitacionais. No presente artigo, apresentaremos a solu¸c˜ao da parte temporal bem como a determina¸c˜ao do termo fonte
que cont´em toda a influˆencia do monop´olo magn´etico sobre a antena. Por fim, obtemos a solu¸c˜ao do problema como uma fun¸c˜ao do ˆangulo de entrada do monop´olo magn´etico.
ABSTRACT
This paper is about the second part of the undergraduate study - Excitation of a Spherical Gravitational Wave Antenna by Magnetic Monopoles. In the first part, we obtained the solution of the eigenvalue equation which controls the deformation of a spherical detector of gravitational waves. Now, we study the time dependent problem as well as the source term that
tell us how a magnetic monopole can excite the spherical antenna. Finally, we write the general solution of the problem as a function of the entrance angle of the magnetic monopole.
1 - INTRODUC¸ ˜AO
1.1 - Revis˜ao do Problema Abordado
Ondas gravitacionais s˜ao uma forma de propaga¸c˜ao de energia gravitacional que se propaga no tempo-espa¸co provocando, por exemplo, mudan¸ca na posi¸c˜ao relativa entre corpos. A busca por detectar essas ondas levou `a constru¸c˜ao de antenas de massa ressonante bastante sens´ıveis e que, trabalhando a temperaturas muito baixas, tem o seu material atuando como supercondutor. Com essas caracter´ısticas, esse tipo de antena tem potencial para ser, tamb´em, um detector de monop´olos magn´eticos - part´ıculas previstas pela teoria da Grande Unifica¸c˜ao. No Brasil, temos o detector esf´erico de ondas gravitacionais Mario Schenberg localizado na USP - Universidade de S˜ao Paulo, e visando uma poss´ıvel aplica¸c˜ao a esse detector faremos o desenvolvimento tendo-se em vista as propriedades desse : forma, temperatura de trabalho, tipo de material utilizado na confec¸c˜ao da antena, dentre outros
No artigo precedente, mostramos a solu¸c˜ao da Parte Espacial da equa¸c˜ao diferencial de deslocamentos da esfera (1) ρ∂ 2~u ∂t2 = µ∆~u + (µ + λ)∇(∇.~u) + X i ~ fi(~x, t) (1)
solu¸c˜ao essa que engloba dois modos de vibra¸c˜ao : Modos Toroidais de Vibra¸c˜ao
~uNT(r, θ, φ) = Tnl(r) i ~L Ylm(θ, φ) (2)
em que:
Modos Esferoidais ~uNE(r, θ, φ) = Anl(r) Ylm(θ, φ) ˆn + Bnl(r) ∇nYlm(θ, φ) (4) com Anl(r) = C(n, l) β3(knlR) jl0(qnlr) − l(l + 1) qnl knl β1(qnlR) jl(knlr) knlr (5) Bnl(r) = C(n, l) β3(knlR) jl(qnlr) qnlr − qnl knl β1(qnlR) knlr jl0(knlr) + jl(knlr) knlr (6) C(n, l) = C0 1 2β2(knlR) + l(l + 1) 2 − 1 β0(knlR) knl2 qnl (7) Nas express˜oes acima utilizamos a nota¸c˜ao :
β0(ir) = jl(ir) r2 (8) β1(ir) = d dr jl(ir) r (9) β2(ir) = d2jl0(ir) dr2 (10) com i = q, k β3(knlR) = 1 2β2(knlR) + l(l + 1) 2 − 1 β0(knlR) q2nl k2 nl (11) Nas express˜oes acima, temosjl a fun¸c˜ao esf´erica de Bessel, q o vetor de onda tranverso e k o
longitudinal [1].
Para encontrar a express˜ao do vetor deforma¸c˜ao para a excita¸c˜ao por monop´olos magn´eticos temos como passos seguintes determinar a solu¸c˜ao da Parte Temporal, que surge do desacoplamento de vari´aveis viabilizado pela solu¸c˜ao da Parte Espacial, e encontrar a express˜ao do termo fonte de influˆencia do monop´olo magn´etico com o material da antena.
1.2 - Supercondutividade [2] e [6]
Muitos fatores contribuem para a resistividade el´etrica do s´olido, fazendo com que os el´etrons sejam espalhados pelas imperfei¸c˜oes da rede devido a defeitos estruturais ou impurezas num cristal. Al´em disso, existem vibra¸c˜oes da rede de ´ıons em modos normais que constituem algo como ondas de som percorrendo o s´olido; denominamos tais ondas como fˆonons. Quanto mais alta for a temperatura, maior ser´a o n´umero de fˆonons presentes. A existˆencia de intera¸c˜oes el´etron-fˆonon espalha os el´etrons de condu¸c˜ao e acarreta uma outra fonte de resistˆencia. A resistˆencia el´etrica de um s´olido deve, portanto, decrescer com a temperatura, embora deva existir, mesmo no zero absoluto, uma resistˆencia residual devido `a imperfei¸c˜oes da rede cristalina. Parece, portanto, not´avel que a resistˆencia el´etrica de alguns s´olidos desapare¸ca completamente a temperaturas suficientemente baixas. Em 1933, Meissner e Oschenfeld descobriram que se uma substˆancia supercondutora for resfriada abaixo de sua temperatura cr´ıtica na presen¸ca de um campo magn´etico aplicado, ela expulsa todo e qualquer fluxo magn´etico de seu interior. Um supercondutor age, portanto, como um material diagmagn´etico perfeito. Observa-se que, se o campo externo aumentar al´em de um certo valor limite - denominado campo cr´ıtico Hc- o metal
deixa de ser supercondutor, passando ao estado normal. O valor desse campo cr´ıtico depende, para um dado material, da temperatura. Conseq¨uentemente, quando o campo magn´etico externo
aumenta, a temperatura cr´ıtica diminui at´e que para H > Hc n˜ao exista supercondutividade
para o material a nenhuma temperatura.
Existem dois tipo de Supercondutores - tipo 1 e tipo 2 - que se diferem pelos fenˆomenos que ocorrem com as supercorrentes induzidas, pelo tipo de transi¸c˜ao entre o regime normal e o supercondutor, al´em dos valores de temperatura cr´ıtica que, para os supercondutores do tipo 2, s˜ao maiores. Podemos distinguir um tipo do outro atrav´es do parˆametro de Ginzburg-Landau, κ = λξ, em que :
λ - espessura de penetra¸c˜ao do campo magn´etico. ξ - rigidez da fun¸c˜ao de onda do par de Cooper ψ.
k <q12 - Supercondutor do tipo 1 - e k >q12 - Supercondutor do tipo 2. 1.3 - Intera¸c˜ao do Monop´olo com a Mat´eria
Quando um monop´olo incide num material supercondutor temos a deposi¸c˜ao de energia atrav´es de dois fenˆomenos : a forma¸c˜ao de redemoinhos de corrente que gera calor por efeito Joule e o aparecimento de um campo magn´etico reverso para conter as linhas de campo magn´etico que entram junto com a part´ıcula, levando a um aumento local de press˜ao, que se traduz em aumento de energia interna.
De uma forma geral podemos dizer que ambos os efeitos geram aumento de press˜ao sejam pelo aumento da temperatura, seja pela forma¸c˜ao do campo magn´etico reverso, de forma que podemos estabelecer duas fontes de press˜ao distintas : uma fonte termo-ac´ustica e outra magneto- ac´ustica
Fonte Termo-Ac´ustica [6]
Σth = Z δp(x) d2x⊥= γ Z δE V d 2x ⊥= γ dE dx (12) com : dE dx ' β N 2/3 c ln[2 kF Λ] ~ c (13) em que : Nc = ncNA ρ A nc ´e o n´umero de el´etrons livres por ´atomo; kF =
3
√ 3 π2N
c ´e o n´umero de onda de Fermi ; Λ ´e
o caminho livre m´edio do el´etron ; NA´e o n´umero de Avogrado; ρ ´e a densidade do material de
que ´e constitu´ıdo o meio ; A ´e o n´umero atˆomico ; c ´e a velocidade da luz ; ~ ´e a constante de Planck dividida por 2π ; γ parˆametro de Gr¨uneisen
Fonte de Press˜ao Magneto-Ac´ustica [6] :
Apresentaremos somente os resultados finais fornecidos por esse m´etodo pois a dedu¸c˜ao foge ao objetivo do presente trabalho :
Supercondutor do Tipo I : κ <q12
Na express˜ao acima temos : n= φ0Hc 4 π νn(κ) √ 2 κ (15) em que:
1. Hc ´e o campo magn´etico cr´ıtico.
2. φ0 = h c2 e.
e´e a carga do el´etron
3. ν(κ) = ξ12
R∞
0 r dr (1 − f2)
r ´e a coordenada radial em coordenadas cilindr´ıcas e f ´e a parte dependente do raio na express˜ao da fun¸c˜ao de onda do par de Cooper.
4. κ = 2√φ2 π
0 Hcλ 2
λ ´e a distˆancia de penetra¸c˜ao do campo magn´etico no supercondutor. Al´em de : DIn= AInK ∂ ln Tc ∂p + B I nK ∂ ln H0 ∂p + C I n (16) 1. AIn= 23(1 − ρn) + 2t 2 1+t2 ρn+ 2t 2 1−t2 2. BnI = ρn 3. CnI = 49(1 − ρn) − γ 2 t 2 1+t2 ρn+ 2 t 2 1−t2
4. H0 ´e o campo magn´etico cr´ıtico no zero absoluto
Nas express˜oes de AI
n,BnI e CnI, acima, temos :
1. ρn(κ) = d ln νd ln kn = [R0∞r dr(1 − f2)2]/[R0∞ r dr(1 − f2)]
2. t = TTc - temperatura reduzida
Na express˜ao acima negligenciou-se a diferen¸ca entre o m´odulo de corpo adiab´atico1 e isot´ermico2, tratados indiferentemente como K. O valor de ρ
n(κ) , para n=1 e n=2, pode ser
extra´ıdo de um gr´afico de [6], pag. 121 Supercondutor do Tipo II : k > q 1 2 Σmag = nDIIn (17) em que : DIIn = AIIn K ∂ ln Tc ∂p + B II n K ∂ ln H0 ∂p + C II n (18) 1 KS= ∂p/∂ ln V |S 2 KT = ∂p/∂ ln V |T
1. AII n = ρn 2 t 2 1+t2 + 4 t 4 1−t4 2. BnII = ρn 3. CII n = 1 − ρn− γ AIIn
A simbologia utilizada foi a mesma daquela utilizada para o Supercondutor do tipo I ( vide descri¸c˜ao dos s´ımbolos abaixo da equa¸c˜ao (16)), e tamb´em negligenciamos a diferen¸ca entre KSe
KT denominando-se indiferentemente de K.
Para o supercondutor do tipo II podemos fazer uma aproxima¸c˜ao considerando somente fluxo quˆantico unit´ario pois observa-se a ocorrˆencia natural desse fenˆomeno no estado misto (de transi¸c˜ao) caracter´ıstico do supercondutor do tipo II. Essa aproxima¸c˜ao nos leva a obten¸c˜ao de uma express˜ao que depende de grandezas experimentalmente mensur´aveis.
Σmag(tipoII) ' φ0 2 π Ks ∂Hc1 ∂p T + γ T ∂Hc1 ∂T p (19) 2 - DESENVOLVIMENTO 2.1 - Solu¸c˜ao Temporal
Resolvida a parte espacial, passamos, ent˜ao `a solu¸c˜ao da parte temporal (33) da equa¸c˜ao de deforma¸c˜ao de pontos do detector , sem, no entanto, especificar o termo de for¸ca. Para solucionar essa etapa baseamo-nos em [3] onde considerou-se o problema da excita¸c˜ao de detector esf´erico de ondas gravitacionais por raios c´osmicos ( m´uons de alta energia ).
Come¸camos pela determina¸c˜ao da temperatura em um ponto da esfera localizado em ~x e num tempo t e para tanto utilizamos a equa¸c˜ao de difus˜ao do calor dada por (20):
ρ cv
∂2T
∂t2 (~x, t) − κ∇T (~x, t) = s(~x, t) (20)
Como o detector est´a imerso num banho frio de temperatura T0, temos como condi¸c˜oes auxiliares:
T (~x, τ ) = T0 (21)
T ( ~R, t) = T0 (22)
em que:
τ - instante em que a part´ıcula ( agente externo ) incide na esfera. ~
R - ponto na superf´ıcie da esfera
O agente externo atua no detector num dado instante τ e numa dada posi¸c˜ao ~ξ de modo que se torna conveniente utilizarmos as fun¸c˜oes de Green G(~x, ~ξ, t, τ ) para solucionar (20). Dessa forma, fazemos G(~x, ~ξ, t, τ ) satisfazer:
ρcv
∂G
∂t(~x, ~ξ, t, τ ) − κ ∇
2G(~x, ~
ξ, t, τ ) = δ(~x − ~ξ) δ(t − τ) (23) em que δ ´e o delta de Dirac.
e, assim, estabelecemos a rela¸c˜ao: T (~x, t) = T0+ Z V d3ξ Z t 0 dτ G(~x, ~ξ, t, τ ) s(~ξ, τ ) (24)
Escrevendo a fun¸c˜ao de Green como uma s´erie com fun¸c˜oes somente dependentes de coordenadas espaciais e outras s´o do tempo G(~x, ~ξ, t, τ ) = P
N νN(~x) ΥN(~ξ, t, τ ), podemos
desacoplar a equa¸c˜ao. A solu¸c˜ao da Parte Espacial ´e :
νN(~x) = Anljl(λnlr) Ylm(θ, φ) (25)
Os autovalores λnl s˜ao obtidos a partir de :
jl(λnlR) = 0 (26) e a express˜ao de Anl ´e : Anl = √ 2 R3/2|j l+1(λnlR)| (27) A solu¸c˜ao da parte temporal ´e :
ΥN(~ξ, t, τ ) = ν∗ N(~ξ) ρ cv exp −κ λ 2 nl ρ cv (t − τ) (28) Aplicando esse resultado em (24) temos:
T (~x, t) = T0+ 1 ρ cv X N νN(~x) exp −κ λ 2 nl ρ cv t ΘN (29) em que: ΘN = Z V d3ξ Z t 0 dτ ν∗ N(~ξ) exp κ λ2nl ρ cv τ s(~ξ, τ ) (30)
A influˆencia da part´ıcula incidente est´a contida inteiramente no termo ΘN. Para o nosso
problema ( excita¸c˜ao por monop´olos magn´eticos ) basta determinar o termo de fonte de calor s(~ξ, τ ) devido a incidˆencia dessa part´ıcula num ponto ~ξ e num instante τ .
Determinada a temperatura no detector ao longo do espa¸co e do tempo T (~x, t), podemos voltar a equa¸c˜ao de deforma¸c˜ao do detector esf´erico e resolver a parte temporal desse equa¸c˜ao. Partimos, ent˜ao, de (1):
ρ∂
2~u
∂t2 = µ∆~u + (µ + λ)∇(∇.~u) + ~f (~x, t)
Para solucionar (1) utilizamos a expans˜ao por s´eries: ~u(~x, t) =X
N
~uN(~x) utN(t) (31)
onde ~uN(~x) satisfaz a condi¸c˜ao de normaliza¸c˜ao :
Z
V
ρ ~uN∗(~x) ~uM(~x) d3x = M δN M (32)
substituindo a express˜ao da solu¸c˜ao espacial, ap´os simplifca¸c˜oes, temos: d2u tN dt2 (t) + w 2 NutN(t) = 1 M fN(t) (33)
que ´e a equa¸c˜ao diferencial da parte temporal do problema de excita¸c˜ao do detector esf´erico livre.
O nosso pr´oximo passo ´e determinar a express˜ao de fN(t) a partir de T (~x, t). Para tanto,
utilizamos a equa¸c˜ao que fornece a for¸ca por volume devido a difus˜ao de calor : ~
f (~x, t) = − α E
3(1 − 2σ)∇T (~x, t) (34) em que reconhecemos o parˆametro de Gr¨uneisen.
γ = α E 3(1 − 2σ) 1 ρ cv (35) Utilizando a express˜ao de T (~x, t) - (29): ~ f (~x, t) = −γ X νσµ exp −κ λ 2 νσµ ρ cv t ! Θνσµ∇ννσµ(~x) (36)
Alteramos a nota¸c˜ao do triplo ´ındice {νσµ} para n˜ao gerar futuras confus˜oes.
Agora que obtemos a express˜ao de ~f (~x, t), podemos obter fN(t) para ent˜ao aplic´a-la em (33).
fN(t) = −γ X νσµ exp −κ λ 2 νσµ ρ cv t ! ΘνσµWνσµ N com : Wnlν = C(n, l) β3(knlR) qnlAνl Z R r=0 jl(λnlr) jl(qnlr) r2dr (37)
Obtido o termo de for¸ca podemos voltar a equa¸c˜ao da parte temporal do problema (33): d2utN dt2 (t) + w 2 NutN(t) = 1 M fN(t) obtendo, assim : utN(t) = − γ M ( ∞ X ν=0 ΘνlmWnlνΩνnlm(t) ) (38) com : Ωνnlm(t) = 1 κ λ2 νl ρ cv 2 + w2 N exp −κ λ 2 νl ρ cv t − cos(wNt) + κ λ2 νl ρ cvwN sin(wNt) (39)
2.2 - Determina¸c˜ao do Termo Fonte
Para determinar o termo fonte da intera¸c˜ao do monop´olo com a mat´eria, primeiramente vamos resolver a equa¸c˜ao diferencial da vibra¸c˜ao de um meio el´astico infinito, em que se sup˜oe
• O meio ´e Isotr´opico
• Parˆametros e coeficientes de expans˜ao t´ermica que descrevem as suas propriedades de supercondutividade s˜ao escalares
• As Tens˜oes do tipo press˜ao:
σij = −p δij
Desacoplando a equa¸c˜ao diferencial de deforma¸c˜oes com termo de for¸ca devido a um gradiente de press˜ao encontramos o seguinte termo fonte (sn) :
¨bn(t) + ωn2bn(t) = sn= − 1 ρ V Z V ~ ∇ δp.~um(~x) dV
Relacionando o termo fonte com a energia depositada : sn= − 1 ρ V Z V ~ ∇ δp.~um(~x) dV = Σ ρ V Z L div⊥~undl~ (40)
o vetor ~un´e a fun¸c˜ao cuja vari´avel s˜ao as coordenadas espaciais da s´erie que define a solu¸c˜ao para
o campo de deforma¸c˜oes do detector e a integral de linha acima ´e feita ao longo da trajet´oria na antena. Definimos um fator de forma, que encerra a geometria do corpo excitado pelo monop´olo.
Gn= cs ωn 1 L Z L div⊥~undl (41)
Podemos, ent˜ao reescrever o termo fonte: sn=
L ωn
ρ V cs
Σ Gn (42)
O termo Gn depende da dire¸c˜ao de entrada do monop´olo na antena dado que a curva da
integral de linha ´e definida pela trajet´oria do monopolo no detector. Como se trata de uma reta utilizaremos coordenadas ortogonais :
(x − R) ˆx + y ˆy + z ˆz
||(x − R) ˆx + y ˆy + z ˆz|| = ~λ (43) onde ~λ ´e o vetor dire¸c˜ao de entrada . Sem perda de generalidade podemos estabelecer a entrada ocorre em ~x = R ˆx
Podemos parametrizar essa curva denominando:
t = ||(x − R) ˆx + y ˆy + z ˆz|| (44) O comportamento do termo fonte com o tempo ainda n˜ao foi bem esclarecido de modo que podemos simplificar essa dependˆencia considerando comportamento suave de sn(t) no regime
transiente. Dessa forma obtemos [6] :
utn = sn(∞) (1 − cos(ωnt)) ωn−2 (45)
em que ωn s˜ao as auto-freq¨uˆencias do problema Espacial. sn(∞) se refere ao valor estacion´ario
do termo fonte, o qual pode se obtido atrav´es de : sn(∞) =
L ωN
ρ V cs
Gn (Σmag+ Σth) (46)
Considerando que a liga de Cu (94%) - Al(6%) do detector M´ario Schenberg se comporte como um supercondutor do tipo 2 - fazemos essa suposi¸c˜ao a partir do fato de que os supercondutores do tipo 1 s˜ao, em geral, metais puros - temos (19) e (13) :
Σmag+ Σth = φ0 2 π Ks ∂Hc1 ∂p T + γ T ∂Hc1 ∂T p + γ β Nc2/3 ln[2 kF Λ] ~ c (47)
2.3 - Solu¸c˜ao do Problema de Excita¸c˜ao de um Detector Esf´erico por Ondas Gravitacionais
A solu¸c˜ao para o problema de excita¸c˜ao da antena esf´erica ´e escrita em forma de um somat´orio triplo dos ´ındices {nlm} :
~u(~x, t) =X n X l X m ~un(~x) utn(t) (48) ~u(~x, t) =X n X l X m [Anl(r) Ylm(θ, φ) ˆn + Bnl(r) ∇nYlm(θ, φ)] L ωN ρ V cs Gn ( φ0 2 π Ks ∂Hc1 ∂p T + γ T ∂Hc1 ∂T p + γ β Nc2/3 ln[2 kFΛ] ~ c ) (1 − cos(ωnt)) ω2n (49)
a soma deve ser realizada de acordo com os modos de vibra¸c˜ao da esfera de interesse `a detec¸c˜ao do sinal inserido pelo monop´olo magn´etico.
4 - CONCLUS ˜AO
Nesse trabalho obtemos a solu¸c˜ao na forma literal do problema de determina¸c˜ao do campo de deforma¸c˜ao de uma esfera pela atua¸c˜ao de um monopolo magn´etico incidente. Devido a falta de dados acerca das propriedades supercondutoras da liga utilizada no detector M´ario Schenberg e por dificuldades na solu¸c˜ao num´erica do problema apresentado nos restringimos a express˜ao alg´ebrica dessa assinatura do Monopolo na antena esf´erica para esse artigo. Na apresenta¸c˜ao do relat´orio final, por´em, mostraremos a solu¸c˜ao num´erica para o caso de entrada radial do monop´olo com os dados sobre propriedades supercondutoras da liga que se mostrarem dispon´ıveis na literatura.
AGRADECIMENTOS
Diego Sadao Saito agradece ao CNPQ pelo apoio financeiro (Bolsa PIBIC) e dedica o trabalho a sua namorada Fernanda Borques da Silva
Referˆ
encias
[1] Sadao, D.S; Miranda, O. D.; Marinho Jr., R. M. Monop´olo Magn´etico como Ru´ıdo na Detec¸c˜ao de Ondas Gravitacionais - ENCITA 2004
[2] Eisberg; Resnick, F´ısica Quˆantica, Elsevier
[3] Marinho Jr., R. M.; Magalh˜aes, N. S.; Aguiar, O. D.; Frajuca, C.; Excitation of the modes of a spherical antenna for gravitational waves by high energy particles; Physical Review D, vol.64; 2001
[4] Landau, L.; Lifshitz E.; Theory of Elasticity; Pergamon Press; ( Trad. do Russo por J. B. Sykes; W. H. Reid)1959
[5] http://superconductors.org
[6] A. de R´ujula e B. Lautrup; Sonic Search for Monopoles, Gravitational Waves and Newtorites; North-Holand Publishing Company.