El Observatorio de Neutrinos de Sudbury ( SNO ) era un observatorio de neutrinos ubicado a 2100 m bajo tierra en la mina Creighton de Vale en Sudbury , Ontario , Canadá. El detector fue diseñado para detectar neutrinos solares a través de sus interacciones con un gran tanque de agua pesada .
El detector se encendió en mayo de 1999 y se apagó el 28 de noviembre de 2006. La colaboración SNO estuvo activa durante varios años después de analizar los datos tomados.
El director del experimento, Art McDonald , recibió el Premio Nobel de Física en 2015 por la contribución del experimento al descubrimiento de la oscilación de neutrinos . [1]
El laboratorio subterráneo se ha ampliado hasta convertirlo en una instalación permanente y ahora opera múltiples experimentos como SNOLAB . El equipo SNO en sí estaba siendo renovado en febrero de 2017 [actualizar]para su uso en el experimento SNO+ .
Las primeras mediciones del número de neutrinos solares que llegan a la Tierra se tomaron en la década de 1960, y todos los experimentos anteriores a SNO observaron entre un tercio y la mitad menos de neutrinos de los predichos por el Modelo Solar Estándar . Como varios experimentos confirmaron este déficit, el efecto pasó a ser conocido como el problema de los neutrinos solares . A lo largo de varias décadas se propusieron muchas ideas para intentar explicar el efecto, una de las cuales fue la hipótesis de las oscilaciones de neutrinos . Todos los detectores de neutrinos solares anteriores al SNO habían sido sensibles principal o exclusivamente a los neutrinos electrónicos y proporcionaron poca o ninguna información sobre los neutrinos muónicos y tau .
En 1984, Herb Chen , de la Universidad de California en Irvine, señaló por primera vez las ventajas de utilizar agua pesada como detector de neutrinos solares. [2] A diferencia de los detectores anteriores, el uso de agua pesada haría que el detector fuera sensible a dos reacciones, una reacción sensible a todos los sabores de neutrinos y la otra reacción sensible sólo a neutrinos electrónicos. Por tanto, un detector de este tipo podría medir directamente las oscilaciones de neutrinos. Una ubicación en Canadá era atractiva porque Atomic Energy of Canada Limited , que mantiene grandes reservas de agua pesada para sustentar sus plantas de energía del reactor CANDU , estaba dispuesta a prestar la cantidad necesaria (por un valor de 330.000.000 de dólares canadienses a precios de mercado) sin costo alguno. [3] [4]
La mina Creighton en Sudbury se encuentra entre las más profundas del mundo y, por lo tanto, experimenta un flujo de radiación de fondo muy pequeño. Rápidamente se identificó como un lugar ideal para construir el experimento propuesto por Chen, [3] y la administración de la mina estaba dispuesta a poner la ubicación a disposición sólo por costos incrementales. [5] : 440
La colaboración SNO celebró su primera reunión en 1984. En ese momento competía con la propuesta KAON Factory de TRIUMF por financiación federal, y la amplia variedad de universidades que respaldaban a SNO rápidamente llevó a que fuera seleccionada para su desarrollo. El visto bueno oficial se dio en 1990.
El experimento observó la luz producida por electrones relativistas en el agua creada por interacciones de neutrinos. A medida que los electrones relativistas viajan a través de un medio, pierden energía produciendo un cono de luz azul mediante el efecto Cherenkov , y es esta luz la que se detecta directamente.
El objetivo del detector SNO consistía en 1.000 toneladas (1.102 toneladas cortas ) de agua pesada contenida en un recipiente acrílico de 6 metros de radio (20 pies) . La cavidad del detector fuera de la embarcación se llenó con agua normal para proporcionar flotabilidad a la embarcación y protección contra la radiación . El agua pesada fue observada por aproximadamente 9.600 tubos fotomultiplicadores (PMT) montados en una esfera geodésica en un radio de aproximadamente 850 centímetros (28 pies). La cavidad que albergaba el detector era la más grande del mundo a tal profundidad, [6] requiriendo una variedad de técnicas de anclaje de rocas de alto rendimiento para evitar explosiones de rocas.
El observatorio está ubicado al final de una deriva de 1,5 kilómetros (0,9 millas) de largo , denominada "deriva SNO", aislándola de otras operaciones mineras. A lo largo del túnel hay una serie de salas de operaciones y equipos, todas ellas ubicadas en una sala limpia . La mayor parte de la instalación es Clase 3000 (menos de 3000 partículas de 1 μm o más por 1 pie 3 de aire), pero la cavidad final que contiene el detector es una Clase 100 aún más estricta . [3]
En la interacción de corriente cargada , un neutrino convierte el neutrón de un deuterón en un protón . El neutrino es absorbido en la reacción y se produce un electrón. Los neutrinos solares tienen energías menores que la masa de los muones y los leptones tau , por lo que sólo los neutrinos electrónicos pueden participar en esta reacción. El electrón emitido se lleva la mayor parte de la energía del neutrino, del orden de 5 a 15 MeV , y es detectable. El protón que se produce no tiene suficiente energía para ser detectado fácilmente. Los electrones producidos en esta reacción se emiten en todas direcciones, pero tienen una ligera tendencia a apuntar hacia atrás en la dirección de donde vino el neutrino.
En la interacción de corriente neutra , un neutrino disocia el deuterón, dividiéndolo en sus constituyentes neutrón y protón. El neutrino continúa con un poco menos de energía, y es igualmente probable que los tres tipos de neutrinos participen en esta interacción. El agua pesada tiene una sección transversal pequeña para los neutrones, pero cuando los neutrones son capturados por un núcleo de deuterio, se produce un rayo gamma ( fotón ) con aproximadamente 6 MeV de energía. La dirección del rayo gamma no tiene ninguna correlación con la dirección del neutrino. Algunos de los neutrones producidos a partir de los deuterones disociados atraviesan el recipiente acrílico hacia la camisa de agua ligera que rodea el agua pesada y, dado que el agua ligera tiene una sección transversal muy grande para la captura de neutrones, estos neutrones se capturan muy rápidamente. En esta reacción se producen rayos gamma de aproximadamente 2,2 MeV, pero debido a que la energía de los fotones es menor que el umbral de energía del detector (lo que significa que no activan los fotomultiplicadores), no son directamente observables. Sin embargo, cuando el rayo gamma choca con un electrón mediante dispersión Compton, el electrón acelerado puede detectarse mediante radiación de Cherenkov.
En la interacción de dispersión elástica , un neutrino choca con un electrón atómico y le imparte parte de su energía. Los tres neutrinos pueden participar en esta interacción mediante el intercambio del bosón Z neutro , y los neutrinos electrónicos también pueden participar con el intercambio de un bosón W cargado . Por esta razón esta interacción está dominada por los neutrinos electrónicos, y este es el canal a través del cual el detector Super-Kamiokande (Super-K) puede observar neutrinos solares. Esta interacción es el equivalente relativista al billar , y por este motivo los electrones producidos suelen apuntar en la dirección en la que viajaba el neutrino (alejándose del sol). Debido a que esta interacción tiene lugar en los electrones atómicos, ocurre con la misma velocidad tanto en el agua pesada como en la ligera.
Los primeros resultados científicos de SNO se publicaron el 18 de junio de 2001, [7] [8] y presentaron la primera evidencia clara de que los neutrinos oscilan (es decir, que pueden transmutarse entre sí) a medida que viajan desde el Sol. Esta oscilación, a su vez, implica que los neutrinos tienen masas distintas de cero. El flujo total de todos los sabores de neutrinos medidos por SNO concuerda bien con las predicciones teóricas. Desde entonces, otras mediciones realizadas por SNO han confirmado y mejorado la precisión del resultado original.
Aunque Super-K había superado a SNO, habiendo publicado pruebas de la oscilación de neutrinos ya en 1998, los resultados de Super-K no fueron concluyentes y no se ocuparon específicamente de los neutrinos solares. Los resultados de SNO fueron los primeros en demostrar directamente oscilaciones en los neutrinos solares. Esto era importante para el modelo solar estándar . En 2007, el Instituto Franklin otorgó al director de SNO Art McDonald la Medalla Benjamin Franklin en Física. [9] En 2015, el Premio Nobel de Física fue otorgado conjuntamente a Arthur B. McDonald y Takaaki Kajita de la Universidad de Tokio, por el descubrimiento de las oscilaciones de neutrinos. [10]
El detector SNO habría sido capaz de detectar una supernova dentro de nuestra galaxia si hubiera ocurrido mientras el detector estaba en línea. Como los neutrinos emitidos por una supernova se liberan antes que los fotones, es posible alertar a la comunidad astronómica antes de que la supernova sea visible. SNO fue miembro fundador del Sistema de alerta temprana de supernovas (SNEWS) con Super-Kamiokande y el detector de gran volumen . Aún no se han detectado supernovas de este tipo.
El experimento SNO también pudo observar neutrinos atmosféricos producidos por interacciones de rayos cósmicos en la atmósfera. Debido al tamaño limitado del detector SNO en comparación con el Super-K, la baja señal de neutrinos de rayos cósmicos no es estadísticamente significativa con energías de neutrinos inferiores a 1 GeV .
Los experimentos de física de partículas grandes requieren grandes colaboraciones. Con aproximadamente 100 colaboradores, SNO era un grupo bastante pequeño en comparación con los experimentos con colisionadores . Las instituciones participantes han incluido:
Aunque ya no es una institución colaboradora, Chalk River Laboratories dirigió la construcción del recipiente acrílico que contiene el agua pesada, y Atomic Energy of Canada Limited fue la fuente del agua pesada.
46°28′30″N 81°12′04″O / 46.47500°N 81.20111°W / 46.47500; -81.20111 [12]
Medios relacionados con el Observatorio de Neutrinos de Sudbury en Wikimedia Commons
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