Neutrino - Neutrino

Neutrino / Antineutrino
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El primer uso de una cámara de burbujas de hidrógeno para detectar neutrinos, el 13 de noviembre de 1970, en el Laboratorio Nacional de Argonne . Aquí un neutrino choca con un protón en un átomo de hidrógeno; la colisión ocurre en el punto donde emanan tres huellas a la derecha de la fotografía.
Composición Partícula elemental
Estadísticas Fermiónico
Familia Leptones y antileptones
Generacion Primero (
ν
mi
), segundo (
ν
μ
), y tercero (
ν
τ
)
Interacciones Débil interacción y gravitación.
Símbolo
ν
mi
,
ν
μ
,
ν
τ
,
ν
mi
,
ν
μ
,
ν
τ
Partícula girar: ±+1/2 , quiralidad : L eft, isospin débil : -1/2, lepton nr. : +1, "sabor" en { e, μ, τ }
Antipartícula girar: ±+1/2 , quiralidad : derecha , isospín débil : +1/2, lepton nr. : −1, "sabor" en { e , μ , τ }
Teorizado
Descubierto
Tipos 3 tipos: neutrino electrónico (
ν
mi
),
neutrino muón (
ν
μ
)
y tau neutrino (
ν
τ
)
Masa <0,120 eV ( <2,14 × 10 −37 kg ), nivel de confianza del 95%, suma de 3  "sabores"
Carga eléctrica e
Girar 1/2
Isospin débil LH : +1/2, RH : 0
Hipercarga débil LH : −1, RH : 0
B - L −1
X −3

Un neutrino ( / n U t r i n / o / nj U t r i n / ) (denotado por la letra griega ν ) es un fermión (una partícula elemental con espín de1/2) que interactúa solo a través de la interacción débil y la gravedad . El neutrino se llama así porque es eléctricamente neutro y porque su masa en reposo es tan pequeña ( -ino ) que durante mucho tiempo se pensó que era cero . La masa en reposo del neutrino es mucho más pequeña que la de las otras partículas elementales conocidas, excluidas las partículas sin masa . La fuerza débil tiene un rango muy corto, la interacción gravitacional es extremadamente débil y los neutrinos no participan en la interacción fuerte . Por lo tanto, los neutrinos suelen atravesar la materia normal sin obstáculos y sin ser detectados.

Las interacciones débiles crean neutrinos en uno de los tres sabores leptónicos : neutrinos electrónicos (
ν
mi
),
neutrinos muónicos (
ν
μ
), o neutrinos tau (
ν
τ
), en asociación con el leptón cargado correspondiente. Aunque durante mucho tiempo se creyó que los neutrinos no tenían masa, ahora se sabe que hay tres masas de neutrinos discretas con diferentes valores diminutos, pero no se corresponden únicamente con los tres sabores. Un neutrino creado con un sabor específico tiene una superposición cuántica específica asociada de los tres estados de masa. Como resultado, los neutrinos oscilan entre diferentes sabores en vuelo. Por ejemplo, un electrón neutrino producido en una reacción de desintegración beta puede interactuar en un detector distante como un muón o neutrino tau. Aunque a partir de 2019 solo se conocen las diferencias entre los cuadrados de los tres valores de masa, las observaciones cosmológicas implican que la suma de las tres masas (<2,14 × 10 −37  kg) debe ser menor que una millonésima parte de la masa del electrón (9,11 × 10 −31  kg).

Para cada neutrino, también existe una antipartícula correspondiente , llamada antineutrino , que también tiene un giro de1/2y sin carga eléctrica. Los antineutrinos se distinguen de los neutrinos por tener un número de leptones con signo opuesto y una quiralidad diestra en lugar de zurda . Para conservar el número total de leptones (en desintegración beta nuclear ), los neutrinos electrónicos solo aparecen junto con positrones (anti-electrones) o antineutrinos electrónicos, mientras que los antineutrinos electrónicos solo aparecen con electrones o neutrinos electrónicos.

Los neutrinos son creados por diversas desintegraciones radiactivas ; la siguiente lista no es exhaustiva, pero incluye algunos de esos procesos:

La mayoría de los neutrinos que se detectan en la Tierra provienen de reacciones nucleares dentro del Sol. En la superficie de la Tierra, el flujo es de aproximadamente 65 mil millones (6,5 × 10 10 ) neutrinos solares , por segundo por centímetro cuadrado. Los neutrinos se pueden utilizar para la tomografía del interior de la tierra.

La investigación es intensa en la búsqueda de dilucidar la naturaleza esencial de los neutrinos, con aspiraciones de encontrar:

Historia

La propuesta de Pauli

El neutrino fue postulado por primera vez por Wolfgang Pauli en 1930 para explicar cómo la desintegración beta podía conservar energía , momento y momento angular ( giro ). En contraste con Niels Bohr , quien propuso una versión estadística de las leyes de conservación para explicar los espectros de energía continua observados en la desintegración beta , Pauli planteó la hipótesis de una partícula no detectada que llamó "neutrón", utilizando la misma terminación -on empleada para nombrar tanto a los protón y el electrón . Consideró que la nueva partícula fue emitida desde el núcleo junto con el electrón o partícula beta en proceso de desintegración beta y tenía una masa similar a la del electrón.

James Chadwick descubrió una partícula nuclear neutra mucho más masiva en 1932 y también la llamó neutrón , dejando dos tipos de partículas con el mismo nombre. La palabra "neutrino" entró en el vocabulario científico a través de Enrico Fermi , quien la utilizó durante una conferencia en París en julio de 1932 y en la Conferencia Solvay en octubre de 1933, donde Pauli también la empleó. El nombre (el equivalente italiano de "pequeño neutral") fue acuñado en broma por Edoardo Amaldi durante una conversación con Fermi en el Instituto de Física de via Panisperna en Roma, para distinguir esta partícula neutra ligera del neutrón pesado de Chadwick.

En la teoría de la desintegración beta de Fermi , la gran partícula neutra de Chadwick podría desintegrarse en un protón, un electrón y la partícula neutra más pequeña (ahora llamada antineutrino electrónico ):


norte0

pag+
+
mi-
+
ν
mi

El artículo de Fermi, escrito en 1934, unificó neutrino de Pauli con Paul Dirac 's de positrones y Werner Heisenberg ' modelo neutrón-protón s y dio una base teórica sólida para el futuro trabajo experimental. La revista Nature rechazó el artículo de Fermi, diciendo que la teoría estaba "demasiado alejada de la realidad". Envió el artículo a una revista italiana, que lo aceptó, pero la falta general de interés en su teoría en esa fecha temprana lo llevó a cambiar a la física experimental.

En 1934, había evidencia experimental contra la idea de Bohr de que la conservación de energía no es válida para la desintegración beta: en la conferencia de Solvay de ese año, se informaron las mediciones de los espectros de energía de las partículas beta (electrones), lo que demuestra que existe un límite estricto en la energía de los electrones de cada tipo de desintegración beta. No se espera tal límite si la conservación de energía no es válida, en cuyo caso cualquier cantidad de energía estaría disponible estadísticamente en al menos unas pocas desintegraciones. La explicación natural del espectro de desintegración beta como se midió por primera vez en 1934 fue que solo se disponía de una cantidad limitada (y conservada) de energía, y una nueva partícula a veces tomaba una fracción variable de esta energía limitada, dejando el resto para la partícula beta. . Pauli aprovechó la ocasión para enfatizar públicamente que el "neutrino" aún no detectado debe ser una partícula real. La primera evidencia de la realidad de los neutrinos se produjo en 1938 mediante mediciones simultáneas del electrón y el retroceso del núcleo en la cámara de niebla.

Detección directa

Clyde Cowan realizando el experimento de neutrinos c. 1956

En 1942, Wang Ganchang propuso por primera vez el uso de captura beta para detectar neutrinos de forma experimental. En el número de Science del 20 de julio de 1956 , Clyde Cowan , Frederick Reines , Francis B. "Kiko" Harrison, Herald W. Kruse y Austin D. McGuire publicaron la confirmación de que habían detectado el neutrino, un resultado que fue recompensado durante casi cuarenta años. más tarde con el Premio Nobel de 1995 .

En este experimento, ahora conocido como el experimento de neutrinos de Cowan-Reines , los antineutrinos creados en un reactor nuclear por desintegración beta reaccionaron con protones para producir neutrones y positrones :


ν
mi
+
pag+

norte0
+
mi+

El positrón encuentra rápidamente un electrón y se aniquilan entre sí. Los dos rayos gamma resultantes (γ) son detectables. El neutrón puede detectarse mediante su captura en un núcleo apropiado, liberando un rayo gamma. La coincidencia de ambos eventos, aniquilación de positrones y captura de neutrones, da una firma única de una interacción antineutrino.

En febrero de 1965, el primer neutrino encontrado en la naturaleza fue identificado por un grupo que incluía a Jacques Pierre Friederich (Friedel) Sellschop . El experimento se realizó en una cámara especialmente preparada a una profundidad de 3 km en la mina de oro East Rand ("ERPM") cerca de Boksburg , Sudáfrica. Una placa en el edificio principal conmemora el descubrimiento. Los experimentos también implementaron una astronomía de neutrinos primitiva y analizaron cuestiones de física de neutrinos e interacciones débiles.

Sabor a neutrino

El antineutrino descubierto por Cowan y Reines es la antipartícula del neutrino electrónico .

En 1962, Lederman , Schwartz y Steinberger demostraron que existe más de un tipo de neutrino al detectar primero las interacciones del neutrino muón (ya hipotético con el nombre neutretto ), lo que les valió el Premio Nobel de Física de 1988 .

Cuando se descubrió el tercer tipo de leptón , el tau , en 1975 en el Centro Acelerador Lineal de Stanford , también se esperaba que tuviera un neutrino asociado (el neutrino tau). La primera evidencia de este tercer tipo de neutrino provino de la observación de la energía faltante y el momento en las desintegraciones tau análogas a la desintegración beta que condujo al descubrimiento del neutrino electrónico. La primera detección de interacciones de neutrinos tau fue anunciada en 2000 por la colaboración DONUT en Fermilab ; su existencia ya había sido inferida tanto por la consistencia teórica como por los datos experimentales del Gran Colisionador de Electrones y Positrones .

Problema de neutrinos solares

En la década de 1960, el ahora famoso experimento de Homestake realizó la primera medición del flujo de neutrinos electrónicos que llegaban del núcleo del Sol y encontró un valor que estaba entre un tercio y la mitad del número predicho por el Modelo Solar Estándar . Esta discrepancia, que se conoció como el problema de los neutrinos solares , permaneció sin resolver durante unos treinta años, mientras se investigaban posibles problemas tanto con el experimento como con el modelo solar, pero no se pudo encontrar ninguno. Finalmente, se descubrió que ambos eran realmente correctos y que la discrepancia entre ellos se debía a que los neutrinos eran más complejos de lo que se suponía anteriormente. Se postuló que los tres neutrinos tenían masas distintas de cero y ligeramente diferentes y, por lo tanto, podían oscilar en sabores indetectables en su vuelo a la Tierra. Esta hipótesis fue investigada por una nueva serie de experimentos, abriendo así un nuevo campo de investigación importante que aún continúa. La confirmación final del fenómeno de la oscilación de neutrinos dio lugar a dos premios Nobel, a R. Davis , que concibió y dirigió el experimento de Homestake, y a AB McDonald , que dirigió el experimento SNO , que pudo detectar todos los sabores de neutrinos y no encontró ningún déficit. .

Oscilación

Bruno Pontecorvo sugirió por primera vez en 1957 un método práctico para investigar las oscilaciones de neutrinos utilizando una analogía con las oscilaciones de kaones ; durante los siguientes 10 años, desarrolló el formalismo matemático y la formulación moderna de oscilaciones de vacío. En 1985, Stanislav Mikheyev y Alexei Smirnov (ampliando el trabajo de 1978 de Lincoln Wolfenstein ) observaron que las oscilaciones de sabor pueden modificarse cuando los neutrinos se propagan a través de la materia. Este llamado efecto Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein ( efecto RSU) es importante de entender porque muchos neutrinos emitidos por fusión en el Sol pasan a través de la materia densa en el núcleo solar (donde ocurre esencialmente toda la fusión solar) en su camino hacia los detectores. en la tierra.

A partir de 1998, los experimentos comenzaron a mostrar que los neutrinos solares y atmosféricos cambian de sabor (ver Super-Kamiokande y Sudbury Neutrino Observatory ). Esto resolvió el problema de los neutrinos solares: los neutrinos electrónicos producidos en el Sol se habían cambiado parcialmente a otros sabores que los experimentos no pudieron detectar.

Aunque los experimentos individuales, como el conjunto de experimentos de neutrinos solares, son consistentes con los mecanismos no oscilatorios de conversión de sabor de neutrinos, tomados en conjunto, los experimentos de neutrinos implican la existencia de oscilaciones de neutrinos. Especialmente relevantes en este contexto son el experimento del reactor KamLAND y los experimentos del acelerador como MINOS . De hecho, el experimento de KamLAND ha identificado las oscilaciones como el mecanismo de conversión del sabor de los neutrinos implicado en los neutrinos de electrones solares. De manera similar, MINOS confirma la oscilación de los neutrinos atmosféricos y proporciona una mejor determinación de la división de masa al cuadrado. Takaaki Kajita de Japón y Arthur B. McDonald de Canadá recibieron el Premio Nobel de Física 2015 por su descubrimiento histórico, teórico y experimental, de que los neutrinos pueden cambiar los sabores.

Neutrinos cósmicos

Además de las fuentes específicas, se espera que un nivel de fondo general de neutrinos invada el universo, según la teoría, se debe a dos fuentes principales.

Fondo de neutrinos cósmicos (se originó en el Big Bang)

Aproximadamente 1 segundo después del Big Bang , los neutrinos se desacoplaron, dando lugar a un nivel de fondo de neutrinos conocido como fondo de neutrinos cósmicos (CNB).

Fondo difuso de neutrinos de supernova (se originó la supernova)

R. Davis y M. Koshiba recibieron conjuntamente el Premio Nobel de Física 2002 . Ambos llevaron a cabo un trabajo pionero en la detección de neutrinos solares , y el trabajo de Koshiba también resultó en la primera observación en tiempo real de neutrinos de la supernova SN 1987A en la cercana Gran Nube de Magallanes . Estos esfuerzos marcaron el comienzo de la astronomía de neutrinos .

SN 1987A representa la única detección verificada de neutrinos de una supernova. Sin embargo, muchas estrellas se han convertido en supernovas en el universo, dejando un fondo teorizado de neutrinos de supernova difusa .

Propiedades y reacciones

Los neutrinos tienen espín medio entero (1/2ħ ); por tanto son fermiones . Los neutrinos son leptones . Solo se ha observado que interactúan a través de la fuerza débil , aunque se supone que también interactúan gravitacionalmente.

Sabor, masa y su mezcla.

Las interacciones débiles crean neutrinos en uno de los tres sabores leptónicos : neutrinos electrónicos (
ν
mi
), neutrinos muónicos (
ν
μ
), o neutrinos tau (
ν
τ
), asociado con los leptones cargados correspondientes, el electrón (
mi-
), muón (
μ-
) y tau (
τ-
), respectivamente.

Aunque durante mucho tiempo se creyó que los neutrinos no tenían masa, ahora se sabe que hay tres masas de neutrinos discretas; cada estado de sabor de neutrino es una combinación lineal de los tres estados propios de masa discretos. Aunque a partir de 2016 solo se conocen las diferencias de cuadrados de los tres valores de masa, los experimentos han demostrado que estas masas son de magnitud diminuta. A partir de mediciones cosmológicas , se ha calculado que la suma de las tres masas de neutrinos debe ser menos de una millonésima parte de la del electrón.

Más formalmente, los estados propios del sabor de neutrinos (combinaciones de creación y aniquilación) no son lo mismo que los estados propios de la masa de neutrinos (simplemente etiquetados como "1", "2" y "3"). A partir de 2016, no se sabe cuál de estos tres es el más pesado. En analogía con la jerarquía de masas de los leptones cargados, la configuración en la que la masa 2 es más ligera que la masa 3 se denomina convencionalmente "jerarquía normal", mientras que en la "jerarquía invertida" se aplicaría lo contrario. Se están realizando varios esfuerzos experimentales importantes para ayudar a establecer cuál es la correcta.

Un neutrino creado en un estado propio de sabor específico se encuentra en una superposición cuántica específica asociada de los tres estados propios de masa. Las tres masas difieren tan poco que no es posible distinguirlas experimentalmente dentro de ninguna trayectoria de vuelo práctica. Se ha descubierto que la proporción de cada estado de masa en los estados de sabor puro producidos depende profundamente del sabor. La relación entre el sabor y los estados propios de la masa está codificada en la matriz de PMNS . Los experimentos han establecido valores de precisión moderada a baja para los elementos de esta matriz, siendo la fase compleja única en la matriz poco conocida, a partir de 2016.

Una masa distinta de cero permite que los neutrinos tengan posiblemente un momento magnético minúsculo ; si es así, los neutrinos interactuarían electromagnéticamente, aunque nunca se ha observado tal interacción.

Oscilaciones de sabor

Los neutrinos oscilan entre diferentes sabores en vuelo. Por ejemplo, un neutrino electrónico producido en una reacción de desintegración beta puede interactuar en un detector distante como un neutrino muón o tau, según se define por el sabor del leptón cargado producido en el detector. Esta oscilación se produce porque los tres componentes del estado de masa del sabor producido viajan a velocidades ligeramente diferentes, de modo que sus paquetes de ondas de la mecánica cuántica desarrollan cambios de fase relativos que cambian la forma en que se combinan para producir una superposición variable de tres sabores. Por lo tanto, cada componente del sabor oscila a medida que viaja el neutrino, y los sabores varían en fuerza relativa. Las proporciones relativas de sabor cuando el neutrino interactúa representan las probabilidades relativas de que ese sabor de interacción produzca el sabor correspondiente de leptón cargado.

Hay otras posibilidades en las que los neutrinos podrían oscilar incluso si no tuvieran masa: si la simetría de Lorentz no fuera una simetría exacta, los neutrinos podrían experimentar oscilaciones que violen Lorentz .

Efecto Mikheyev – Smirnov – Wolfenstein

Los neutrinos que viajan a través de la materia, en general, se someten a un proceso análogo al de la luz que viaja a través de un material transparente . Este proceso no es directamente observable porque no produce radiación ionizante , pero da lugar al efecto RSU . Solo una pequeña fracción de la energía del neutrino se transfiere al material.

Antineutrinos

Para cada neutrino, también existe una antipartícula correspondiente , llamada antineutrino , que tampoco tiene carga eléctrica y un giro medio entero. Se distinguen de los neutrinos por tener signos opuestos de número de leptones y quiralidad opuesta (y, en consecuencia, isospín débil de signo opuesto ). A partir de 2016, no se ha encontrado evidencia de ninguna otra diferencia.

Hasta ahora, a pesar de la búsqueda extensa y continua de excepciones, en todos los procesos leptónicos observados nunca ha habido ningún cambio en el número total de leptones; por ejemplo, si el número total de leptones es cero en el estado inicial, entonces el estado final solo tiene pares leptones + antileptones coincidentes: los neutrinos electrónicos aparecen en el estado final junto con solo positrones (antielectrones) o antineutrinos electrónicos, y antineutrinos de electrones con electrones o neutrinos de electrones.

Los antineutrinos se producen en la desintegración beta nuclear junto con una partícula beta (en la desintegración beta, un neutrón se desintegra en un protón, un electrón y un antineutrino). Todos los antineutrinos observados hasta ahora tenían helicidad hacia la derecha (es decir, solo se ha visto uno de los dos posibles estados de giro), mientras que los neutrinos eran todos zurdos.

Los antineutrinos se detectaron por primera vez como resultado de su interacción con protones en un gran tanque de agua. Este se instaló junto a un reactor nuclear como fuente controlable de antineutrinos ( Ver : Experimento de neutrinos de Cowan-Reines ). Investigadores de todo el mundo han comenzado a investigar la posibilidad de utilizar antineutrinos para la monitorización de reactores en el contexto de la prevención de la proliferación de armas nucleares .

Misa de majorana

Debido a que los antineutrinos y los neutrinos son partículas neutras, es posible que sean la misma partícula. Las partículas que tienen esta propiedad se conocen como partículas de Majorana , que llevan el nombre del físico italiano Ettore Majorana, quien propuso el concepto por primera vez. Para el caso de los neutrinos, esta teoría ha ganado popularidad ya que puede usarse, en combinación con el mecanismo de balancín , para explicar por qué las masas de neutrinos son tan pequeñas en comparación con las de las otras partículas elementales, como electrones o quarks. Los neutrinos de Majorana tendrían la propiedad de que el neutrino y el antineutrino sólo podrían distinguirse por quiralidad ; lo que los experimentos observan como una diferencia entre el neutrino y el antineutrino podría deberse simplemente a una partícula con dos posibles quiralidades.

A partir de 2019, no se sabe si los neutrinos son partículas de Majorana o Dirac . Es posible probar esta propiedad experimentalmente. Por ejemplo, si los neutrinos son de hecho partículas de Majorana, entonces se permitirían los procesos que violan el número de leptones, como la desintegración beta doble sin neutrinos , mientras que no se permitirían si los neutrinos fueran partículas de Dirac . Se han realizado y se están realizando varios experimentos para buscar este proceso, por ejemplo , GERDA , EXO , SNO + y CUORE . El fondo de neutrinos cósmicos también es una prueba de si los neutrinos son partículas de Majorana , ya que debería haber un número diferente de neutrinos cósmicos detectados en el caso de Dirac o Majorana.

Reacciones nucleares

Los neutrinos pueden interactuar con un núcleo, cambiándolo a otro núcleo. Este proceso se utiliza en detectores de neutrinos radioquímicos . En este caso, los niveles de energía y los estados de espín dentro del núcleo objetivo deben tenerse en cuenta para estimar la probabilidad de una interacción. En general, la probabilidad de interacción aumenta con el número de neutrones y protones dentro de un núcleo.

Es muy difícil identificar de forma única las interacciones de neutrinos entre el fondo natural de la radiactividad. Por esta razón, en los primeros experimentos se eligió un canal de reacción especial para facilitar la identificación: la interacción de un antineutrino con uno de los núcleos de hidrógeno en las moléculas de agua. Un núcleo de hidrógeno es un solo protón, por lo que las interacciones nucleares simultáneas, que ocurrirían dentro de un núcleo más pesado, no necesitan ser consideradas para el experimento de detección. Dentro de un metro cúbico de agua colocado justo fuera de un reactor nuclear, solo se pueden registrar relativamente pocas interacciones de este tipo, pero la configuración ahora se usa para medir la tasa de producción de plutonio del reactor.

Fisión inducida

Al igual que los neutrones en los reactores nucleares , los neutrinos pueden inducir reacciones de fisión dentro de núcleos pesados . Hasta ahora, esta reacción no se ha medido en un laboratorio, pero se prevé que suceda dentro de las estrellas y supernovas. El proceso afecta la abundancia de isótopos que se ven en el universo . La fisión de neutrinos de núcleos de deuterio se ha observado en el Observatorio de Neutrinos de Sudbury , que utiliza un detector de agua pesada .

Tipos

Neutrinos en el modelo estándar de partículas elementales
Fermión Símbolo
Generacion 1
Neutrino de electrones
ν
mi
Antineutrino de electrones
ν
mi
Generacion 2
Neutrino muón
ν
μ
Antineutrino muón
ν
μ
Generacion 3
Neutrino tau
ν
τ
Antineutrino tau
ν
τ

Hay tres tipos ( sabores ) conocidos de neutrinos: neutrino electrónico
ν
mi
, neutrino muón
ν
μ
y tau neutrino
ν
τ
, nombrados en honor a sus compañeros leptones en el Modelo Estándar (ver tabla a la derecha). El actual mejor medida del número de neutrinos tipos proviene de la observación de la decadencia de la Z de Higgs . Esta partícula puede descomponerse en cualquier neutrino ligero y su antineutrino, y cuantos más tipos de neutrinos ligeros haya disponibles, menor será la vida útil del  bosón Z. Las mediciones de la Z curso de la vida han demostrado que tres neutrinos luz da sabor a la par Z . La correspondencia entre los seis quarks en el modelo estándar y los seis leptones, entre ellos los tres neutrinos, sugiere a la intuición de los físicos que debería haber exactamente tres tipos de neutrinos.

Investigar

Hay varias áreas de investigación activas que involucran al neutrino. Algunos se preocupan por probar las predicciones del comportamiento de los neutrinos. Otra investigación se centra en la medición de propiedades desconocidas de los neutrinos; Existe un interés especial en los experimentos que determinan sus masas y tasas de violación de CP , que no se pueden predecir a partir de la teoría actual.

Detectores cerca de fuentes de neutrinos artificiales

Las colaboraciones científicas internacionales instalan grandes detectores de neutrinos cerca de reactores nucleares o en haces de neutrinos de aceleradores de partículas para restringir mejor las masas de neutrinos y los valores de la magnitud y las tasas de oscilación entre los sabores de neutrinos. Por lo tanto, estos experimentos buscan la existencia de violación de CP en el sector de neutrinos; es decir, tanto si las leyes de la física tratan a los neutrinos como a los antineutrinos de manera diferente o no.

El experimento KATRIN en Alemania comenzó a adquirir datos en junio de 2018 para determinar el valor de la masa del neutrino electrónico, con otros enfoques a este problema en las etapas de planificación.

Efectos gravitacionales

A pesar de sus pequeñas masas, los neutrinos son tan numerosos que su fuerza gravitacional puede influir en otras materias del universo.

Los tres sabores de neutrinos conocidos son los únicos candidatos de partículas elementales establecidos para la materia oscura , específicamente la materia oscura caliente , aunque los neutrinos convencionales parecen esencialmente descartarse como una proporción sustancial de materia oscura según las observaciones del fondo cósmico de microondas . Todavía parece plausible que neutrinos estériles más pesados ​​puedan componer materia oscura cálida , si es que existe.

Búsquedas de neutrinos estériles

Otros esfuerzos buscan evidencia de un neutrino estéril , un cuarto sabor de neutrino que no interactúa con la materia como los tres sabores de neutrino conocidos. La posibilidad de neutrinos estériles no se ve afectada por las mediciones de desintegración del bosón Z descritas anteriormente: si su masa es mayor que la mitad de la masa del bosón Z, no podrían ser un producto de desintegración. Por lo tanto, los neutrinos estériles pesados ​​tendrían una masa de al menos 45,6 GeV.

De hecho, la existencia de tales partículas está insinuada por datos experimentales del experimento LSND . Por otro lado, el experimento MiniBooNE que se está ejecutando actualmente sugirió que no se requieren neutrinos estériles para explicar los datos experimentales, aunque la última investigación en esta área está en curso y las anomalías en los datos de MiniBooNE pueden permitir tipos de neutrinos exóticos, incluidos los neutrinos estériles. . Un nuevo análisis reciente de datos de espectros de electrones de referencia del Institut Laue-Langevin también ha insinuado un cuarto neutrino estéril.

Según un análisis publicado en 2010, los datos de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson de la radiación cósmica de fondo son compatibles con tres o cuatro tipos de neutrinos.

Búsquedas de desintegración beta doble sin neutrinos

Otra hipótesis se refiere a la "desintegración doble beta sin neutrinos", que, de existir, violaría la conservación del número de leptones. Se están realizando búsquedas de este mecanismo, pero aún no se han encontrado pruebas de ello. Si lo hicieran, entonces los que ahora se llaman antineutrinos no podrían ser verdaderas antipartículas.

Neutrinos de rayos cósmicos

Los experimentos de neutrinos de rayos cósmicos detectan neutrinos del espacio para estudiar tanto la naturaleza de los neutrinos como las fuentes cósmicas que los producen.

Velocidad

Antes de que se descubriera que los neutrinos oscilaban, generalmente se suponía que no tenían masa y que se propagaban a la velocidad de la luz ( c ). Según la teoría de la relatividad especial , la cuestión de la velocidad de los neutrinos está estrechamente relacionada con su masa : si los neutrinos no tienen masa, deben viajar a la velocidad de la luz, y si tienen masa, no pueden alcanzar la velocidad de la luz. Debido a su pequeña masa, la velocidad predicha es extremadamente cercana a la velocidad de la luz en todos los experimentos, y los detectores de corriente no son sensibles a la diferencia esperada.

Además, existen algunas variantes de gravedad cuántica que violan Lorentz y que podrían permitir neutrinos más rápidos que la luz. Un marco integral para las violaciones de Lorentz es la Extensión del modelo estándar (SME).

Las primeras mediciones de la velocidad de los neutrinos se realizaron a principios de la década de 1980 utilizando haces de piones pulsados (producidos por haces de protones pulsados ​​que golpean un objetivo). Los piones se descompusieron produciendo neutrinos, y las interacciones de neutrinos observadas dentro de una ventana de tiempo en un detector a distancia fueron consistentes con la velocidad de la luz. Esta medición se repitió en 2007 utilizando los detectores MINOS , que encontraron la velocidad deLos neutrinos de GeV deben estar, con un nivel de confianza del 99%, en el rango entre0,999 976  c y1.000 126  c . El valor central de1.000 051  c es mayor que la velocidad de la luz pero, teniendo en cuenta la incertidumbre, también es consistente con una velocidad de exactamente co un poco menos. Esta medición estableció un límite superior en la masa del neutrino muón en50 MeV con 99% de confianza . Después de que los detectores para el proyecto se actualizaron en 2012, MINOS refinó su resultado inicial y encontró concordancia con la velocidad de la luz, con una diferencia en el tiempo de llegada de los neutrinos y la luz de −0,0006% (± 0,0012%).

Se hizo una observación similar, a una escala mucho mayor, con la supernova 1987A (SN 1987A). Se detectaron antineutrinos con una energía de 10 MeV de la supernova dentro de una ventana de tiempo que era consistente con la velocidad de la luz para los neutrinos. Hasta ahora, todas las mediciones de la velocidad de los neutrinos han sido consistentes con la velocidad de la luz.

Fallo de neutrino superluminal

En septiembre de 2011, la colaboración OPERA publicó cálculos que mostraban velocidades de neutrinos de 17 GeV y 28 GeV que excedían la velocidad de la luz en sus experimentos. En noviembre de 2011, OPERA repitió su experimento con cambios para que la velocidad pudiera determinarse individualmente para cada neutrino detectado. Los resultados mostraron la misma velocidad más rápida que la luz. En febrero de 2012, se publicaron informes de que los resultados pueden haber sido causados ​​por un cable de fibra óptica suelto conectado a uno de los relojes atómicos que medían los tiempos de salida y llegada de los neutrinos. Una recreación independiente del experimento en el mismo laboratorio por ICARUS no encontró ninguna diferencia discernible entre la velocidad de un neutrino y la velocidad de la luz.

En junio de 2012, el CERN anunció que las nuevas mediciones realizadas por los cuatro experimentos del Gran Sasso (OPERA, ICARUS, Borexino y LVD ) encontraron un acuerdo entre la velocidad de la luz y la velocidad de los neutrinos, refutando finalmente la afirmación inicial de OPERA.

Masa

Problema sin resolver en física :

¿Podemos medir las masas de neutrinos? ¿Los neutrinos siguen las estadísticas de Dirac o Majorana ?

El modelo estándar de física de partículas asumió que los neutrinos no tienen masa. El fenómeno establecido experimentalmente de la oscilación de neutrinos, que mezcla estados de sabor de neutrinos con estados de masa de neutrinos (análogamente a la mezcla de CKM ), requiere que los neutrinos tengan masas distintas de cero. Los neutrinos masivos fueron concebidos originalmente por Bruno Pontecorvo en la década de 1950. Mejorar el marco básico para acomodar su masa es sencillo agregando un lagrangiano diestro.

Proporcionar la masa de neutrinos se puede hacer de dos maneras, y algunas propuestas usan ambas:

  • Si, como otras partículas fundamentales del Modelo Estándar, la masa es generada por el mecanismo de Dirac , entonces el marco requeriría un singlete SU (2) . Esta partícula tendría las interacciones de Yukawa con el componente neutro del doblete de Higgs , pero de lo contrario no tendría interacciones con las partículas del Modelo Estándar, por lo que se denomina neutrino "estéril".
  • O bien, la masa puede ser generada por el mecanismo de Majorana , que requeriría que el neutrino y el antineutrino sean la misma partícula.

El límite superior más fuerte de las masas de neutrinos proviene de la cosmología : el modelo del Big Bang predice que existe una relación fija entre el número de neutrinos y el número de fotones en el fondo cósmico de microondas . Si la energía total de los tres tipos de neutrinos excediera un promedio de50  eV por neutrino, habría tanta masa en el universo que colapsaría. Este límite se puede eludir asumiendo que el neutrino es inestable, pero existen límites dentro del Modelo Estándar que lo hacen difícil. Una restricción mucho más estricta proviene de un análisis cuidadoso de los datos cosmológicos, como la radiación cósmica de fondo de microondas, los estudios de galaxias y el bosque Lyman-alfa . Estos indican que las masas sumadas de los tres neutrinos deben ser menores que0,3 eV .

El premio Nobel de Física 2015 fue otorgado a Takaaki Kajita y Arthur B. McDonald por su descubrimiento experimental de las oscilaciones de neutrinos, que demuestra que los neutrinos tienen masa.

En 1998, los resultados de la investigación en el detector de neutrinos Super-Kamiokande determinaron que los neutrinos pueden oscilar de un sabor a otro, lo que requiere que tengan una masa distinta de cero. Si bien esto muestra que los neutrinos tienen masa, aún no se conoce la escala absoluta de masa de neutrinos. Esto se debe a que las oscilaciones de neutrinos son sensibles solo a la diferencia en los cuadrados de las masas. A partir de 2020, el valor de mejor ajuste de la diferencia de los cuadrados de las masas de los estados propios de masa 1 y 2 es | Δ m2
21
| =0,000 074  eV 2
, mientras que para los autoestados 2 y 3 es | Δ m2
32
| =0,002 51  eV 2
. Dado que | Δ m2
32
| es la diferencia de dos masas al cuadrado, al menos una de ellas debe tener un valor que sea al menos la raíz cuadrada de este valor. Por lo tanto, existe al menos un estado propio de masa de neutrinos con una masa de al menos0,05 eV .

En 2009, se analizaron los datos de lentes de un cúmulo de galaxias para predecir una masa de neutrinos de aproximadamente 1,5 eV . Este valor sorprendentemente alto requiere que las tres masas de neutrinos sean casi iguales, con oscilaciones de neutrinos del orden de milielectronvoltios. En 2016 esto se actualizó a una masa de1,85 eV . Predice 3 neutrinos estériles de la misma masa, derivados de la fracción de materia oscura de Planck y la no observación de la desintegración beta doble sin neutrinos. Las masas se encuentran por debajo del límite superior de Mainz-Troitsk2,2 eV para el electrón antineutrino. Este último se está probando desde junio de 2018 en el experimento KATRIN , que busca una masa entre0,2 eV y2 eV .

Se están realizando varios esfuerzos para determinar directamente la escala absoluta de masa de neutrinos en experimentos de laboratorio. Los métodos aplicados involucran la desintegración beta nuclear ( KATRIN y MARE ).

El 31 de mayo de 2010, los investigadores de OPERA observaron el primer evento candidato a neutrino tau en un haz de neutrinos muón , la primera vez que se observaba esta transformación en neutrinos, lo que proporciona más evidencia de que tienen masa.

En julio de 2010, el estudio de galaxias 3-D MegaZ DR7 informó que habían medido un límite de la masa combinada de las tres variedades de neutrinos por debajo de 0,28 eV . Un límite superior más estrecho aún para esta suma de masas,0.23 eV , fue informado en marzo de 2013 por la colaboración de Planck , mientras que un resultado de febrero de 2014 estima la suma como 0.320 ± 0.081 eV basado en discrepancias entre las consecuencias cosmológicas implícitas en las mediciones detalladas de Planck del fondo cósmico de microondas y las predicciones que surgen de la observación de otros fenómenos. , combinado con la suposición de que los neutrinos son responsables de la lente gravitacional observada más débil de lo que se esperaría de los neutrinos sin masa.

Si el neutrino es una partícula de Majorana , la masa puede calcularse encontrando la vida media de la desintegración doble beta sin neutrinos de ciertos núcleos. El límite superior más bajo actual de la masa Majorana del neutrino ha sido establecido por KamLAND -Zen: 0.060–0.161 eV.

Tamaño

Los neutrinos del modelo estándar son partículas puntuales fundamentales, sin ancho ni volumen. Dado que el neutrino es una partícula elemental, no tiene un tamaño en el mismo sentido que los objetos cotidianos. Las propiedades asociadas con el "tamaño" convencional están ausentes: no hay una distancia mínima entre ellos y los neutrinos no se pueden condensar en una sustancia uniforme separada que ocupa un volumen finito.

En cierto sentido, las partículas con masa tienen una longitud de onda (la longitud de onda de Compton ) que es útil para estimar sus secciones transversales en caso de colisiones. Cuanto menor es la masa de una partícula, mayor es su longitud de onda Compton. Basado en el límite superior de 0.161 eV ∕ c 2 dado anteriormente, la "onda de materia" de un neutrino sería del orden de al menos 0.2 μm o más, comparable a las longitudes de onda de la luz ultravioleta en la (s) longitud (s) de onda más corta. Esta longitud de onda extremadamente larga (para una partícula con masa) lleva a los físicos a sospechar que, aunque los neutrinos siguen las estadísticas de Fermi , su comportamiento puede ser muy parecido a una onda, haciéndolos parecer bosónicos y colocándolos así en el límite entre partículas ( fermiones ). y ondas ( bosones ).

Quiralidad

Los resultados experimentales muestran que dentro del margen de error, todos los neutrinos producidos y observados tienen helicidades zurdas (espines antiparalelos a los momentos ), y todos los antineutrinos tienen helicidades diestras. En el límite sin masa, eso significa que solo se observa una de las dos posibles quiralidades para cada partícula. Estas son las únicas quiralidades incluidas en el modelo estándar de interacciones de partículas.

Es posible que sus contrapartes (neutrinos diestros y antineutrinos zurdos) simplemente no existan. Si no existen, sus propiedades son sustancialmente diferentes de los neutrinos y antineutrinos observables. Se teoriza que son muy pesados ​​(del orden de la escala GUT, ver Mecanismo de balancín ), no participan en una interacción débil (los llamados neutrinos estériles ), o ambos.

La existencia de masas de neutrinos distintas de cero complica un poco la situación. Los neutrinos se producen en interacciones débiles como estados propios de quiralidad. La quiralidad de una partícula masiva no es una constante de movimiento; helicidad es, pero el operador de quiralidad no comparte autoestados con el operador de helicidad. Propagar libre de neutrinos como mezclas de los estados de helicidad zurdos como diestros, con mezcla amplitudes del orden de m ν / E . Esto no afecta significativamente a los experimentos, porque los neutrinos involucrados son casi siempre ultrarelativistas y, por lo tanto, las amplitudes de mezcla son extremadamente pequeñas. Efectivamente, viajan tan rápido y el tiempo pasa tan lentamente en sus marcos de descanso que no tienen tiempo suficiente para cambiar de ruta observable. Por ejemplo, la mayoría de los neutrinos solares tienen energías del orden de0,100 MeV -1 MeV , por lo que la fracción de neutrinos con helicidad "incorrecta" entre ellos no puede exceder10 −10 .

Anomalía GSI

Una serie inesperada de resultados experimentales para la tasa de desintegración de iones radiactivos pesados ​​y altamente cargados que circulan en un anillo de almacenamiento ha provocado una actividad teórica en un esfuerzo por encontrar una explicación convincente. El fenómeno observado se conoce como anomalía GSI , ya que el anillo de almacenamiento es una instalación en el Centro GSI Helmholtz para la Investigación de Iones Pesados en Darmstadt, Alemania .

Se encontró que las tasas de desintegración débil de dos especies radiactivas con vidas medias de aproximadamente 40 segundos y 200 segundos tenían una modulación oscilatoria significativa , con un período de aproximadamente 7 segundos. Como el proceso de desintegración produce un neutrino electrónico , algunas de las explicaciones sugeridas para la tasa de oscilación observada proponen propiedades de neutrinos nuevas o alteradas. Las ideas relacionadas con la oscilación del sabor se encontraron con escepticismo. Una propuesta posterior se basa en las diferencias entre los estados propios de la masa de neutrinos .

Fuentes

Artificial

Neutrinos del reactor

Los reactores nucleares son la principal fuente de neutrinos generados por humanos. La mayor parte de la energía de un reactor nuclear se genera por fisión (los cuatro principales isótopos fisionables de los reactores nucleares son235
U
, 238
U
, 239
Pu
y 241
Pu
), los nucleidos hijos ricos en neutrones resultantes experimentan rápidamente desintegraciones beta adicionales , cada una de las cuales convierte un neutrón en un protón y un electrón y libera un antineutrino electrónico (
norte

pag
+
mi-
+
ν
mi
).
Incluyendo estas desintegraciones posteriores, la fisión nuclear promedio libera aproximadamente200 MeV de energía, de los cuales aproximadamente el 95,5% permanece en el núcleo como calor, y aproximadamente el 4,5% (o aproximadamente9 MeV ) se irradia como antineutrinos. Para un reactor nuclear típico con una potencia térmica de4000  MW , la producción total de energía de los átomos de fisión es en realidad4185 MW , de los cuales185 MW se irradian como radiación antineutrino y nunca aparece en la ingeniería. Es decirEste reactor pierde 185 MW de energía de fisión y no aparece como calor disponible para hacer funcionar las turbinas, ya que los antineutrinos penetran en todos los materiales de construcción prácticamente sin interacción.

El espectro de energía de antineutrinos depende del grado en que se quema el combustible (los antineutrinos de fisión del plutonio-239 tienen en promedio un poco más de energía que los de la fisión del uranio-235), pero en general, los antineutrinos detectables de la fisión tienen un pico de energía entre aproximadamente 3,5 y4 MeV , con una energía máxima de aproximadamente10 MeV . No existe un método experimental establecido para medir el flujo de antineutrinos de baja energía. Solo los antineutrinos con una energía por encima del umbral de1.8 MeV pueden desencadenar una desintegración beta inversa y, por lo tanto, pueden identificarse de manera inequívoca (consulte el § Detección a continuación).

Se estima que el 3% de todos los antineutrinos de un reactor nuclear transportan una energía por encima de ese umbral. Por lo tanto, una central nuclear promedio puede generar más de10 20 antineutrinos por segundo por encima del umbral, pero también un número mucho mayor ( 97%3% ≈ 30 veces este número) por debajo del umbral de energía; estos antineutrinos de menor energía son invisibles para la tecnología de detección actual.

Neutrinos aceleradores

Se han utilizado algunos aceleradores de partículas para fabricar haces de neutrinos. La técnica consiste en colisionar protones con un objetivo fijo, produciendo piones o kaones cargados . Estas partículas inestables luego se enfocan magnéticamente en un túnel largo donde se descomponen mientras vuelan. Debido al impulso relativista de la partícula en descomposición, los neutrinos se producen como un rayo en lugar de isotrópicamente. Continúan los esfuerzos para diseñar una instalación de aceleración en la que se produzcan neutrinos a través de la desintegración de muones . Esta configuración se conoce generalmente como "fábrica de neutrinos" .

Armas nucleares

Las armas nucleares también producen grandes cantidades de neutrinos. Fred Reines y Clyde Cowan consideraron la detección de neutrinos de una bomba antes de su búsqueda de neutrinos del reactor; El líder de la división de física de Los Alamos, JMB Kellogg, recomendó un reactor de fisión como una mejor alternativa. Las armas de fisión producen antineutrinos (del proceso de fisión) y las armas de fusión producen tanto neutrinos (del proceso de fusión) como antineutrinos (a partir de la explosión de fisión inicial).

Geológico

Los neutrinos se producen junto con la radiación de fondo natural . En particular, las cadenas de desintegración de238
U
y 232
Th
isótopos, así como40
K
, incluyen desintegraciones beta que emiten antineutrinos. Estos llamados geoneutrinos pueden proporcionar información valiosa sobre el interior de la Tierra. Una primera indicación de geoneutrinos fue encontrada por el experimento de KamLAND en 2005, KamLAND y Borexino han presentado resultados actualizados . El principal trasfondo de las mediciones de geoneutrinos son los antineutrinos provenientes de los reactores.

Neutrinos solares ( cadena protón-protón ) en el modelo solar estándar

Atmosférico

Los neutrinos atmosféricos son el resultado de la interacción de los rayos cósmicos con los núcleos atómicos en la atmósfera de la Tierra , creando lluvias de partículas, muchas de las cuales son inestables y producen neutrinos cuando se desintegran. Una colaboración de físicos de partículas del Instituto Tata de Investigación Fundamental (India), la Universidad de la Ciudad de Osaka (Japón) y la Universidad de Durham (Reino Unido) registró la primera interacción de neutrinos de rayos cósmicos en un laboratorio subterráneo en Kolar Gold Fields en India en 1965.

Solar

Los neutrinos solares se originan a partir de la fusión nuclear que alimenta al Sol y a otras estrellas. Los detalles del funcionamiento del Sol se explican mediante el Modelo Solar Estándar . En resumen: cuando cuatro protones se fusionan para convertirse en un núcleo de helio , dos de ellos tienen que convertirse en neutrones, y cada conversión libera un neutrino electrónico.

El Sol envía una enorme cantidad de neutrinos en todas direcciones. Cada segundo, alrededor de 65 mil millones (6.5 × 10 10 ) los neutrinos solares atraviesan cada centímetro cuadrado en la parte de la Tierra ortogonal a la dirección del Sol. Dado que los neutrinos son absorbidos de manera insignificante por la masa de la Tierra, el área de la superficie en el lado de la Tierra opuesto al Sol recibe aproximadamente la misma cantidad de neutrinos que el lado que mira hacia el Sol.

Supernovas

Colgate & White (1966) calcularon que los neutrinos arrastrar a la mayoría de la energía gravitacional liberada durante el colapso de estrellas masivas, eventos ahora clasificados como Tipo Ib y Ic y Tipo II supernovas . Cuando tales estrellas colapsan, las densidades de materia en el núcleo se vuelven tan altas (10 17  kg / m 3 ) que la degeneración de los electrones no es suficiente para evitar que los protones y los electrones se combinen para formar un neutrón y un neutrino electrónico. Mann (1997) encontró que una segunda fuente de neutrinos más profusa es la energía térmica (100 mil millones de  kelvin ) del núcleo de neutrones recién formado, que se disipa mediante la formación de pares neutrino-antineutrino de todos los sabores.

La teoría de Colgate y White de la producción de neutrinos de supernova se confirmó en 1987, cuando se detectaron neutrinos de Supernova 1987A . Los detectores a base de agua Kamiokande II e IMB detectaron 11 y 8 antineutrinos ( número de leptones  = -1) de origen térmico, respectivamente, mientras que el detector Baksan basado en centelleo encontró 5 neutrinos ( número de leptones  = +1) de origen térmico o electrónico. captura el origen, en una ráfaga de menos de 13 segundos de duración. La señal de neutrinos de la supernova llegó a la Tierra varias horas antes de la llegada de la primera radiación electromagnética, como se esperaba por el hecho evidente de que esta última emerge junto con la onda de choque. La interacción excepcionalmente débil con la materia normal permitió que los neutrinos pasaran a través de la masa agitada de la estrella en explosión, mientras que los fotones electromagnéticos se ralentizaban.

Debido a que los neutrinos interactúan tan poco con la materia, se cree que las emisiones de neutrinos de una supernova transportan información sobre las regiones más internas de la explosión. Gran parte de la luz visible proviene de la desintegración de elementos radiactivos producida por la onda de choque de la supernova, e incluso la luz de la explosión misma se dispersa por gases densos y turbulentos y, por lo tanto, se retrasa. Se espera que la explosión de neutrinos llegue a la Tierra antes que cualquier onda electromagnética, incluida la luz visible, los rayos gamma u ondas de radio. El tiempo exacto de retraso de la llegada de las ondas electromagnéticas depende de la velocidad de la onda de choque y del grosor de la capa exterior de la estrella. Para una supernova de Tipo II, los astrónomos esperan que la inundación de neutrinos se libere segundos después del colapso del núcleo estelar, mientras que la primera señal electromagnética puede surgir horas más tarde, después de que la onda de choque de la explosión haya tenido tiempo de alcanzar la superficie de la estrella. El proyecto del Sistema de Alerta Temprana de Supernova utiliza una red de detectores de neutrinos para monitorear el cielo en busca de posibles eventos de supernova; la señal de neutrinos proporcionará una útil advertencia anticipada de la explosión de una estrella en la Vía Láctea .

Aunque los neutrinos atraviesan los gases exteriores de una supernova sin dispersarse, proporcionan información sobre el núcleo de la supernova más profundo con evidencia de que aquí, incluso los neutrinos se dispersan en gran medida. En un núcleo de supernova, las densidades son las de una estrella de neutrones (que se espera que se forme en este tipo de supernova), volviéndose lo suficientemente grande como para influir en la duración de la señal de neutrinos al retrasar algunos neutrinos. La señal de neutrinos de 13 segundos de duración de SN 1987A duró mucho más de lo que tardarían los neutrinos sin obstáculos en cruzar el núcleo generador de neutrinos de una supernova, que se espera que tenga solo 3200 kilómetros de diámetro para SN 1987A.

El número de neutrinos contados también fue consistente con una energía total de neutrinos de 2,2 × 10 46  julios , que se estimó que era casi toda la energía total de la supernova.

Para una supernova promedio, se liberan aproximadamente 10 57 (un octodecillón ) de neutrinos, pero el número real detectado en un detector terrestre será mucho menor, al nivel de

donde es la masa del detector (por ejemplo, Super Kamiokande tiene una masa de 50 kton) y es la distancia a la supernova. Por lo tanto, en la práctica, solo será posible detectar estallidos de neutrinos de supernovas dentro o cerca de la Vía Láctea (nuestra propia galaxia). Además de la detección de neutrinos de supernovas individuales, también debería ser posible detectar el fondo difuso de neutrinos de supernova , que se origina en todas las supernovas del Universo.

Restos de supernova

La energía de los neutrinos de las supernovas varía de unas pocas a varias decenas de MeV. Se espera que los sitios donde se aceleran los rayos cósmicos produzcan neutrinos que son al menos un millón de veces más energéticos, producidos a partir de entornos gaseosos turbulentos dejados por explosiones de supernovas: remanentes de supernovas . El origen de los rayos cósmicos fue atribuido a las supernovas por Baade y Zwicky ; Esta hipótesis fue refinada por Ginzburg y Syrovatsky, quienes atribuyeron el origen a los remanentes de supernova, y apoyaron su afirmación con el comentario crucial, que las pérdidas de rayos cósmicos de la Vía Láctea se compensan, si la eficiencia de la aceleración en los remanentes de supernova es de alrededor del 10 por ciento. La hipótesis de Ginzburg y Syrovatskii está respaldada por el mecanismo específico de "aceleración de ondas de choque" que ocurre en los remanentes de supernova, que es consistente con el cuadro teórico original dibujado por Enrico Fermi , y está recibiendo apoyo de datos de observación. Los neutrinos de muy alta energía aún están por verse, pero esta rama de la astronomía de neutrinos está en su infancia. Los principales experimentos existentes o futuros que tienen como objetivo observar neutrinos de muy alta energía de nuestra galaxia son Baikal , AMANDA , IceCube , ANTARES , NEMO y Nestor . La información relacionada la proporcionan los observatorios de rayos gamma de muy alta energía , como VERITAS , HESS y MAGIC . De hecho, se supone que las colisiones de rayos cósmicos producen piones cargados, cuya desintegración da a los neutrinos, piones neutros y rayos gamma el entorno de un remanente de supernova, que es transparente a ambos tipos de radiación.

Los neutrinos de energía aún más alta, resultantes de las interacciones de los rayos cósmicos extragalácticos, se pudieron observar con el Observatorio Pierre Auger o con el experimento dedicado llamado ANITA .

Big Bang

Se cree que, al igual que la radiación cósmica de fondo de microondas que quedó del Big Bang , hay un fondo de neutrinos de baja energía en nuestro Universo. En la década de 1980 se propuso que estos podrían ser la explicación de la materia oscura que se cree que existe en el universo. Los neutrinos tienen una ventaja importante sobre la mayoría de los otros candidatos a materia oscura: se sabe que existen. Esta idea también tiene serios problemas.

A partir de experimentos con partículas, se sabe que los neutrinos son muy ligeros. Esto significa que se mueven fácilmente a velocidades cercanas a la velocidad de la luz . Por esta razón, la materia oscura hecha de neutrinos se denomina " materia oscura caliente ". El problema es que al moverse rápidamente, los neutrinos tenderían a extenderse uniformemente en el universo antes de que la expansión cosmológica los hiciera lo suficientemente fríos como para congregarse en grupos. Esto haría que la parte de materia oscura hecha de neutrinos se manchara y no pudiera causar las grandes estructuras galácticas que vemos.

Estas mismas galaxias y grupos de galaxias parecen estar rodeadas de materia oscura que no es lo suficientemente rápida para escapar de esas galaxias. Es de suponer que esta materia proporcionó el núcleo gravitacional para la formación . Esto implica que los neutrinos no pueden constituir una parte significativa de la cantidad total de materia oscura.

A partir de argumentos cosmológicos, se estima que los neutrinos de fondo reliquia tienen una densidad de 56 de cada tipo por centímetro cúbico y temperatura. 1,9 K (1.7 × 10 −4  eV ) si no tienen masa, mucho más frías si su masa excede0,001 eV . Aunque su densidad es bastante alta, aún no se han observado en el laboratorio, ya que su energía está por debajo de los umbrales de la mayoría de los métodos de detección y debido a las secciones transversales de interacción de neutrinos extremadamente bajas a energías sub-eV. Por el contrario, los neutrinos solares boro-8 , que se emiten con una energía superior, se han detectado definitivamente a pesar de tener una densidad espacial inferior a la de los neutrinos reliquia en unos 6  órdenes de magnitud .

Detección

Los neutrinos no se pueden detectar directamente porque no llevan carga eléctrica, lo que significa que no ionizan los materiales por los que pasan. Otras formas en que los neutrinos podrían afectar su entorno, como el efecto RSU , no producen radiación rastreable. Una reacción única para identificar antineutrinos, a veces denominada desintegración beta inversa , aplicada por Reines y Cowan (ver más abajo), requiere un detector muy grande para detectar una cantidad significativa de neutrinos. Todos los métodos de detección requieren que los neutrinos lleven un umbral mínimo de energía. Hasta ahora, no existe un método de detección de neutrinos de baja energía, en el sentido de que las posibles interacciones de neutrinos (por ejemplo, por el efecto RSU) no se pueden distinguir de forma única de otras causas. Los detectores de neutrinos a menudo se construyen bajo tierra para aislar el detector de los rayos cósmicos y otras radiaciones de fondo.

Los antineutrinos se detectaron por primera vez en la década de 1950 cerca de un reactor nuclear. Reines y Cowan utilizaron dos dianas que contenían una solución de cloruro de cadmio en agua. Se colocaron dos detectores de centelleo junto a los objetivos de cadmio. Antineutrinos con una energía por encima del umbral de1.8 MeV causaron interacciones de corriente cargada con los protones en el agua, produciendo positrones y neutrones. Esto es muy parecido a
β+
decaimiento, donde la energía se utiliza para convertir un protón en un neutrón, un positrón (
mi+
) y un neutrino electrónico (
ν
mi
) se emite:

De conocido
β+
decaer:

Energía +
pag

norte
+
mi+
+
ν
mi

En el experimento de Cowan y Reines, en lugar de un neutrino saliente, tienes un antineutrino entrante (
ν
mi
) de un reactor nuclear:

Energía (>1,8 MeV ) +
pag
+
ν
mi

norte
+
mi+

La aniquilación de positrones resultante con electrones en el material del detector creó fotones con una energía de aproximadamente 0,5 MeV . Los dos detectores de centelleo por encima y por debajo del objetivo podrían detectar pares de fotones en coincidencia. Los neutrones fueron capturados por núcleos de cadmio dando como resultado rayos gamma de aproximadamente8 MeV que se detectaron unos microsegundos después de los fotones de un evento de aniquilación de positrones.

Desde entonces, se han utilizado varios métodos de detección. Super Kamiokande es un gran volumen de agua rodeado por tubos fotomultiplicadores que vigilan la radiación de Cherenkov emitida cuando un neutrino entrante crea un electrón o muón en el agua. El Observatorio de Neutrinos de Sudbury es similar, pero utilizó agua pesada como medio de detección, que utiliza los mismos efectos, pero también permite la reacción adicional de foto-disociación de neutrinos de cualquier sabor del deuterio, lo que da como resultado un neutrón libre que luego se detecta a partir de la radiación gamma. después de la captura de cloro. Otros detectores han consistido en grandes volúmenes de cloro o galio que se controlan periódicamente en busca de excesos de argón o germanio , respectivamente, que son creados por neutrinos electrónicos que interactúan con la sustancia original. MINOS utilizó un centelleador de plástico sólido acoplado a tubos fotomultiplicadores, mientras que Borexino utiliza un centelleador pseudocumeno líquido también observado por tubos fotomultiplicadores y el detector NOνA utiliza un centelleador líquido observado por fotodiodos de avalancha . El Observatorio IceCube Neutrino utiliza1 km 3 de la capa de hielo antártica cerca del polo sur con tubos fotomultiplicadores distribuidos por todo el volumen.

Interés científico

La baja masa y la carga neutra de los neutrinos significan que interactúan de manera extremadamente débil con otras partículas y campos. Esta característica de interacción débil interesa a los científicos porque significa que los neutrinos pueden usarse para sondear entornos en los que otras radiaciones (como la luz o las ondas de radio) no pueden penetrar.

El uso de neutrinos como sonda se propuso por primera vez a mediados del siglo XX como una forma de detectar condiciones en el núcleo del Sol. El núcleo solar no se puede obtener imágenes directamente porque la radiación electromagnética (como la luz) se difunde por la gran cantidad y densidad de materia que rodea al núcleo. Por otro lado, los neutrinos atraviesan el Sol con pocas interacciones. Mientras que los fotones emitidos desde el núcleo solar pueden requerir 40.000 años para difundirse a las capas externas del Sol, los neutrinos generados en reacciones de fusión estelar en el núcleo cruzan esta distancia prácticamente sin obstáculos a casi la velocidad de la luz.

Los neutrinos también son útiles para sondear fuentes astrofísicas más allá del Sistema Solar porque son las únicas partículas conocidas que no están significativamente atenuadas por su viaje a través del medio interestelar. Los fotones ópticos pueden oscurecerse o difundirse por el polvo, el gas y la radiación de fondo. Los rayos cósmicos de alta energía , en forma de protones veloces y núcleos atómicos, no pueden viajar más de unos 100  megaparsecs debido al límite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin (corte GZK). Los neutrinos, por el contrario, pueden viajar distancias aún mayores apenas atenuados.

El núcleo galáctico de la Vía Láctea está completamente oscurecido por gas denso y numerosos objetos brillantes. Los neutrinos producidos en el núcleo galáctico podrían medirse con telescopios de neutrinos basados ​​en la Tierra .

Otro uso importante del neutrino es la observación de supernovas , las explosiones que acaban con la vida de estrellas muy masivas. La fase de colapso del núcleo de una supernova es un evento extremadamente denso y energético. Es tan denso que ninguna partícula conocida puede escapar del frente del núcleo que avanza, excepto los neutrinos. En consecuencia, se sabe que las supernovas liberan aproximadamente el 99% de su energía radiante en una breve ráfaga de neutrinos (10 segundos). Estos neutrinos son una sonda muy útil para los estudios de colapso del núcleo.

El resto de la masa del neutrino es una prueba importante de las teorías cosmológicas y astrofísicas (ver Materia oscura ). La importancia del neutrino para sondear fenómenos cosmológicos es tan grande como cualquier otro método y, por lo tanto, es un foco de estudio importante en las comunidades astrofísicas.

El estudio de los neutrinos es importante en la física de partículas porque los neutrinos suelen tener la masa más baja y, por lo tanto, son ejemplos de las partículas de menor energía teorizadas en extensiones del Modelo estándar de física de partículas.

En noviembre de 2012, los científicos estadounidenses utilizaron un acelerador de partículas para enviar un mensaje de neutrinos coherente a través de 780 pies de roca. Esto marca el primer uso de neutrinos para la comunicación, y la investigación futura puede permitir que se envíen mensajes binarios de neutrinos a distancias inmensas incluso a través de los materiales más densos, como el núcleo de la Tierra.

En julio de 2018, el Observatorio de Neutrinos IceCube anunció que habían rastreado un neutrino de energía extremadamente alta que golpeó su estación de investigación con base en la Antártida en septiembre de 2017 hasta su punto de origen en el blazar TXS 0506 +056 ubicado a 3.700 millones de años luz. de distancia en la dirección de la constelación de Orión . Esta es la primera vez que se ha utilizado un detector de neutrinos para localizar un objeto en el espacio y que se ha identificado una fuente de rayos cósmicos .

Ver también

Notas

Referencias

Bibliografía

enlaces externos