Un detector de neutrinos es un aparato de física diseñado para estudiar los neutrinos . Debido a que los neutrinos interactúan débilmente con otras partículas de materia, los detectores de neutrinos deben ser muy grandes para detectar una cantidad significativa de neutrinos. Los detectores de neutrinos a menudo se construyen bajo tierra, para aislar el detector de los rayos cósmicos y otra radiación de fondo. [1] El campo de la astronomía de neutrinos todavía está en sus inicios: las únicas fuentes extraterrestres confirmadas a partir de 2018 [update]son el Sol y la supernova 1987A en la cercana Gran Nube de Magallanes . Otra fuente probable (tres desviaciones estándar ) [2] es el blazar TXS 0506+056 a unos 3.700 millones de años luz de distancia. Los observatorios de neutrinos "darán a los astrónomos una nueva perspectiva con la que estudiar el universo". [3]
Se han utilizado varios métodos de detección. El Super Kamiokande es un gran volumen de agua rodeado de fototubos que vigilan la radiación Cherenkov emitida cuando un neutrino entrante crea un electrón o un muón en el agua. El Observatorio de Neutrinos de Sudbury era similar, pero utilizaba agua pesada como medio de detección. Otros detectores han consistido en grandes volúmenes de cloro o galio que se controlan periódicamente para detectar excesos de argón o germanio , respectivamente, que se crean por la interacción de los neutrinos con la sustancia original. MINOS utilizó un centelleador de plástico sólido observado por fototubos; Borexino utiliza un centelleador de pseudocumeno líquido también observado por fototubos; y el detector NOνA utiliza un centelleador líquido observado por fotodiodos de avalancha .
La detección acústica propuesta de neutrinos a través del efecto termoacústico es objeto de estudios específicos realizados por las colaboraciones ANTARES , IceCube y KM3NeT .
Los neutrinos son omnipresentes en la naturaleza: cada segundo, decenas de miles de millones de ellos "pasan por cada centímetro cuadrado de nuestro cuerpo sin que nos demos cuenta". [4] [a] Muchos se crearon durante el Big Bang , y otros se generan por reacciones nucleares dentro de las estrellas, planetas y otros procesos interestelares. [5] Según las especulaciones de los científicos, algunos también pueden originarse a partir de eventos en el universo como "agujeros negros en colisión, explosiones de rayos gamma de estrellas en explosión y/o eventos violentos en los núcleos de galaxias distantes". [6] [b]
A pesar de lo comunes que son, los neutrinos son extremadamente difíciles de detectar, debido a su baja masa y falta de carga eléctrica. A diferencia de otras partículas, los neutrinos solo interactúan a través de la gravedad y la interacción débil . Los dos tipos de interacciones débiles en los que participan (raramente) son la corriente neutra (que implica el intercambio de un bosón Z y solo da como resultado una desviación) y la corriente cargada (que implica el intercambio de un bosón W y hace que el neutrino se convierta en un leptón cargado : un electrón , un muón o un tauón , o una de sus antipartículas, si es un antineutrino). Según las leyes de la física, los neutrinos deben tener masa, pero solo una "pizca de masa en reposo" -quizás menos de una "millonésima parte de la masa de un electrón" [1] -, por lo que la fuerza gravitacional causada por los neutrinos hasta ahora ha demostrado ser demasiado débil para detectarse, dejando la interacción débil como el principal método de detección:
Los antineutrinos fueron detectados por primera vez cerca del reactor nuclear del río Savannah por el experimento de neutrinos de Cowan-Reines en 1956. Frederick Reines y Clyde Cowan utilizaron dos objetivos que contenían una solución de cloruro de cadmio en agua. Se colocaron dos detectores de centelleo junto a los objetivos de agua. Los antineutrinos con una energía por encima del umbral de 1,8 MeV provocaron interacciones de corriente cargada " decaimiento beta inverso " con los protones en el agua, produciendo positrones y neutrones. Los positrones resultantes se aniquilan con electrones, creando pares de fotones coincidentes con una energía de aproximadamente 0,5 MeV cada uno, que pudieron ser detectados por los dos detectores de centelleo por encima y por debajo del objetivo. Los neutrones fueron capturados por núcleos de cadmio, lo que resultó en rayos gamma retardados de aproximadamente 8 MeV que se detectaron unos pocos microsegundos después de los fotones de un evento de aniquilación de positrones.
Este experimento fue diseñado por Cowan y Reines para proporcionar una firma única para los antineutrinos, con el fin de demostrar la existencia de estas partículas. El objetivo experimental no era medir el flujo total de antineutrinos . Por lo tanto, todos los antineutrinos detectados tenían una energía superior a 1,8 MeV, que es el umbral para el canal de reacción utilizado (1,8 MeV es la energía necesaria para crear un positrón y un neutrón a partir de un protón). Solo alrededor del 3% de los antineutrinos de un reactor nuclear tienen suficiente energía para que se produzca la reacción.
Un detector KamLAND , construido más recientemente y de mucho mayor tamaño, utilizó técnicas similares para estudiar las oscilaciones de los antineutrinos de 53 centrales nucleares japonesas. Un detector Borexino , más pequeño pero más radiopuro, fue capaz de medir los componentes más importantes del espectro de neutrinos del Sol, así como los antineutrinos de la Tierra y de los reactores nucleares.
El experimento SNO+ utiliza alquilbenceno lineal como centelleador líquido, [8] a diferencia de su predecesor , el Observatorio de Neutrinos de Sudbury , que utilizaba agua pesada y detectaba luz Cherenkov (ver más abajo).
Los detectores de cloro, basados en el método sugerido por Bruno Pontecorvo , consisten en un tanque lleno de un fluido que contiene cloro, como el tetracloroetileno . Un neutrino ocasionalmente convierte un átomo de cloro -37 en uno de argón -37 a través de la interacción de corriente cargada. La energía umbral del neutrino para esta reacción es de 0,814 MeV. El fluido se purga periódicamente con gas helio que eliminaría el argón. Luego, el helio se enfría para separar el argón y los átomos de argón se cuentan en función de sus desintegraciones radiactivas por captura de electrones . Un detector de cloro en la antigua mina Homestake cerca de Lead, Dakota del Sur , que contiene 520 toneladas cortas (470 toneladas métricas ) de fluido, fue el primero en detectar los neutrinos solares y realizó la primera medición del déficit de neutrinos electrónicos del sol (ver Problema de neutrinos solares ).
Un diseño de detector similar, con un umbral de detección mucho más bajo de 0,233 MeV, utiliza una transformación de galio (Ga) → germanio (Ge) que es sensible a los neutrinos de menor energía. Un neutrino es capaz de reaccionar con un átomo de galio-71, convirtiéndolo en un átomo del isótopo inestable germanio-71. A continuación, el germanio se extrajo y concentró químicamente. De este modo, los neutrinos se detectaron midiendo la desintegración radiactiva del germanio.
Este último método recibe el sobrenombre de técnica " Alsacia-Lorena " en una referencia jocosa a la secuencia de reacción Ga → Ge → Ga . [c]
El experimento SAGE en Rusia utilizó alrededor de 50 toneladas de galio , y los experimentos GALLEX / GNO en Italia, alrededor de 30 toneladas de galio como masa de reacción. El precio del galio es prohibitivo, por lo que este experimento es difícil de afrontar a gran escala. Por lo tanto, los experimentos de mayor tamaño han recurrido a una masa de reacción menos costosa.
Los métodos de detección radioquímica sólo son útiles para contar neutrinos; casi no proporcionan información sobre la energía de los neutrinos ni sobre su dirección de viaje.
Los detectores Cherenkov de "imágenes en anillo" aprovechan un fenómeno llamado luz Cherenkov . La radiación Cherenkov se produce siempre que partículas cargadas, como electrones o muones, se mueven a través de un medio detector dado algo más rápido que la velocidad de la luz en ese medio . En un detector Cherenkov, un gran volumen de material transparente, como agua o hielo, está rodeado por tubos fotomultiplicadores sensibles a la luz . Un leptón cargado producido con suficiente energía y que se mueve a través de un detector de este tipo viaja algo más rápido que la velocidad de la luz en el medio detector (aunque algo más lento que la velocidad de la luz en el vacío ). El leptón cargado genera una "onda de choque óptica" visible de radiación Cherenkov . Esta radiación es detectada por los tubos fotomultiplicadores y aparece como un patrón característico de actividad en forma de anillo en el conjunto de tubos fotomultiplicadores. Como los neutrinos pueden interactuar con los núcleos atómicos para producir leptones cargados que emiten radiación Cherenkov, este patrón se puede utilizar para inferir información sobre la dirección, la energía y (a veces) el sabor de los neutrinos incidentes.
Dos detectores llenos de agua de este tipo ( Kamiokande e IMB ) registraron una explosión de neutrinos de la supernova SN 1987A . [9] [d] Los científicos detectaron 19 neutrinos de una explosión de una estrella dentro de la Gran Nube de Magallanes, solo 19 de los octodecillones (10 57 ) de neutrinos emitidos por la supernova. [1] [e] El detector Kamiokande pudo detectar la explosión de neutrinos asociada con esta supernova, y en 1988 se utilizó para confirmar directamente la producción de neutrinos solares. El detector más grande de este tipo es el Super-Kamiokande lleno de agua . Este detector utiliza 50.000 toneladas de agua pura rodeadas de 11.000 tubos fotomultiplicadores enterrados a 1 km bajo tierra.
El Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO) utilizó 1.000 toneladas de agua pesada ultrapura contenidas en un recipiente de 12 metros de diámetro hecho de plástico acrílico rodeado por un cilindro de agua ordinaria ultrapura de 22 metros de diámetro y 34 metros de alto. [7] [f] Además de las interacciones de neutrinos visibles en un detector de agua regular, un neutrino puede romper el deuterio en agua pesada. El neutrón libre resultante es posteriormente capturado, liberando una ráfaga de rayos gamma que puede detectarse. Los tres sabores de neutrinos participan por igual en esta reacción de disociación.
El detector MiniBooNE utiliza aceite mineral puro como medio de detección. El aceite mineral es un centelleador natural , por lo que las partículas cargadas sin suficiente energía para producir luz Cherenkov aún producen luz centelleante. Se pueden detectar muones y protones de baja energía, invisibles en el agua. De ahí el uso del entorno natural como medio de medición.
Como el flujo de neutrinos que llega a la Tierra disminuye con el aumento de la energía, el tamaño de los detectores de neutrinos también debe aumentar. [10] Aunque construir un detector cúbico de un kilómetro bajo tierra cubierto por miles de fotomultiplicadores sería prohibitivamente caro, se pueden lograr volúmenes de detección de esta magnitud instalando conjuntos de detectores Cherenkov en las profundidades de formaciones naturales de agua o hielo ya existentes, con varias otras ventajas. En primer lugar, cientos de metros de agua o hielo protegen parcialmente al detector de los muones atmosféricos. En segundo lugar, estos entornos son transparentes y oscuros, criterios vitales para detectar la débil luz Cherenkov . En la práctica, debido a la desintegración del potasio 40 , incluso el abismo no es completamente oscuro, por lo que esta desintegración debe usarse como línea de base. [11]
El telescopio ANTARES (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental Research) se encuentra a una profundidad de unos 2,5 km en el mar Mediterráneo y está en pleno funcionamiento desde el 30 de mayo de 2008. Está formado por un conjunto de doce cadenas de detectores verticales independientes de 350 metros de longitud y 70 metros de distancia entre sí, cada una con 75 módulos ópticos fotomultiplicadores . Este detector utiliza el agua del mar circundante como medio de detección. El telescopio de neutrinos de aguas profundas de próxima generación KM3NeT tendrá un volumen total instrumentado de unos 5 km3 . El detector se distribuirá en tres lugares de instalación en el Mediterráneo. La implementación de la primera fase del telescopio comenzó en 2013.
El conjunto de detectores de neutrinos y muones de la Antártida (AMANDA) estuvo en funcionamiento entre 1996 y 2004. Este detector utiliza tubos fotomultiplicadores montados en cuerdas enterradas a gran profundidad (1,5–2 km) dentro del hielo glacial antártico cerca del Polo Sur . El hielo en sí es el medio detector. La dirección de los neutrinos incidentes se determina registrando el tiempo de llegada de los fotones individuales utilizando un conjunto tridimensional de módulos detectores, cada uno de los cuales contiene un tubo fotomultiplicador. Este método permite la detección de neutrinos por encima de los 50 GeV con una resolución espacial de aproximadamente 2 grados . AMANDA se utilizó para generar mapas de neutrinos del cielo del norte para buscar fuentes de neutrinos extraterrestres y para buscar materia oscura . AMANDA se ha actualizado al observatorio IceCube , aumentando eventualmente el volumen del conjunto de detectores a un kilómetro cúbico. [12] Ice Cube se encuentra en las profundidades del Polo Sur en un kilómetro cúbico de hielo antiguo perfectamente transparente y sin burbujas. Al igual que AMANDA, se basa en la detección de los destellos de luz emitidos en las extremadamente raras ocasiones en que un neutrino interactúa con un átomo de hielo o agua. [12]
El experimento Radio Ice Cherenkov utiliza antenas para detectar la radiación Cherenkov de los neutrinos de alta energía en la Antártida. La Antena Transitoria de Impulso Antártico (ANITA) es un dispositivo transportado por globos que vuela sobre la Antártida y detecta la radiación Askaryan , producida cuando los neutrinos cósmicos de energía ultraalta viajan a través del hielo que se encuentra debajo y producen una lluvia de partículas cargadas secundarias, que emite un cono de radiación coherente en la parte de radio o microondas del espectro electromagnético. Actualmente se está construyendo el Observatorio de Neutrinos de Radio en Groenlandia , que explota el efecto Askaryan en el hielo para detectar neutrinos con energías >10 PeV. [13]
Los calorímetros de seguimiento, como los detectores MINOS , utilizan planos alternados de material absorbente y material detector. Los planos absorbentes proporcionan la masa del detector, mientras que los planos detectores proporcionan la información de seguimiento. El acero es una opción popular para los absorbentes, ya que es relativamente denso y económico y tiene la ventaja de que se puede magnetizar. El detector activo suele ser un centelleador líquido o plástico, que se lee con tubos fotomultiplicadores, aunque también se han utilizado varios tipos de cámaras de ionización.
La propuesta NOνA [14] sugiere eliminar los planos absorbentes a favor de utilizar un volumen de detector activo muy grande. [15]
Los calorímetros de seguimiento sólo son útiles para neutrinos de alta energía ( rango GeV ). A estas energías, las interacciones de corriente neutra aparecen como una lluvia de restos hadrónicos y las interacciones de corriente cargada se identifican por la presencia de la pista del leptón cargado (posiblemente junto con alguna forma de restos hadrónicos).
Un muón producido en una interacción de corriente cargada deja una larga pista penetrante y es fácil de detectar; la longitud de esta pista de muón y su curvatura en el campo magnético proporcionan energía y carga (
micras−
versus
micras+
) información. Un electrón en el detector produce una lluvia electromagnética, que se puede distinguir de las lluvias hadrónicas si la granularidad del detector activo es pequeña en comparación con la extensión física de la lluvia. Los leptones tau se desintegran de manera prácticamente inmediata en otro leptón cargado o en piones , y no se pueden observar directamente en este tipo de detector. (Para observar directamente los leptones tau, normalmente se busca una torcedura en las pistas de la emulsión fotográfica).
A bajas energías, un neutrino puede dispersarse desde todo el núcleo de un átomo, en lugar de los nucleones individuales, en un proceso conocido como dispersión elástica neutrino-núcleo de corriente neutra coherente o dispersión coherente de neutrinos . [16] Este efecto se ha utilizado para fabricar un detector de neutrinos extremadamente pequeño. [17] [18] [19] A diferencia de la mayoría de los otros métodos de detección, la dispersión coherente no depende del sabor del neutrino.
La mayoría de los experimentos con neutrinos deben abordar el flujo de rayos cósmicos que bombardean la superficie de la Tierra.
Los experimentos de neutrinos de mayor energía (>50 MeV aproximadamente) a menudo cubren o rodean el detector primario con un detector de "veto" que revela cuándo un rayo cósmico pasa por el detector primario, lo que permite ignorar ("vetar") la actividad correspondiente en el detector primario. Dado que el flujo incidente de muones atmosféricos es isotrópico, se discrimina una detección localizada y anisotrópica en relación con el fondo [20], lo que delata un evento cósmico.
En el caso de los experimentos de menor energía, los rayos cósmicos no son directamente el problema. En cambio, los neutrones de espalación y los radioisótopos producidos por los rayos cósmicos pueden imitar las señales deseadas. Para estos experimentos, la solución es colocar el detector a gran profundidad bajo tierra para que la tierra que está encima pueda reducir la tasa de rayos cósmicos a niveles aceptables.
Los detectores de neutrinos pueden utilizarse para observaciones astrofísicas, ya que se cree que muchos eventos astrofísicos emiten neutrinos.
Telescopios submarinos de neutrinos:
Telescopios de neutrinos bajo el hielo:
Observatorios subterráneos de neutrinos:
Otros:
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