Neutrino

Elementary particle with extremely low mass

Un neutrino ( / nj uː ˈ t r iː n oʊ / new- TREE -noh ; denotado por la letra griega ν ) es un fermión (una partícula elemental con espín de ⁠ 1 /2) que interactúa solo a través de la interacción débil y la gravedad . ^{[2] [3]} 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 menor que la de las otras partículas elementales conocidas (excluyendo las partículas sin masa ). ^[1] La fuerza débil tiene un alcance muy corto, la interacción gravitacional es extremadamente débil debido a la masa muy pequeña del neutrino y los neutrinos no participan en la interacción electromagnética ni en la interacción fuerte . ^[4] Por lo tanto, los neutrinos normalmente pasan a través de la materia normal sin impedimentos y sin ser detectados. ^{[2] [3]}

Las interacciones débiles crean neutrinos en uno de tres sabores leptónicos :

1. neutrino electrónico ,
   no
   _mi
2. neutrino muón ,
   no
   _micras
3. neutrino tau ,
   no
   _τ

Cada sabor está asociado con el leptón cargado nombrado correspondientemente . ^[5] 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 (el más pequeño de los cuales podría incluso ser cero ^[6] ), pero las tres masas no corresponden únicamente a los tres sabores: un neutrino creado con un sabor específico es una mezcla específica de los tres estados de masa (una superposición cuántica ). De manera similar a algunas otras partículas neutrales , los neutrinos oscilan entre diferentes sabores en vuelo como consecuencia. Por ejemplo, un neutrino electrónico producido en una reacción de desintegración beta puede interactuar en un detector distante como un neutrino muónico o tau. ^{[7] [8]} Los tres valores de masa aún no se conocen a partir de 2024, pero los experimentos de laboratorio y las observaciones cosmológicas han determinado las diferencias de sus cuadrados, ^[9] un límite superior en su suma (< 2,14 × 10 ⁻³⁷  kg ), ^{[1] [10]} y un límite superior en la masa del neutrino electrónico. ^[11]

Para cada neutrino, también existe una antipartícula correspondiente , llamada antineutrino, que también tiene un espín de ⁠ 1 /2⁠ y sin carga eléctrica. Los antineutrinos se distinguen de los neutrinos por tener un número leptónico de signo opuesto y un isospín débil , y quiralidad dextrógira en lugar de levógira. Para conservar el número leptónico total (en la desintegración beta nuclear), los neutrinos electrónicos solo aparecen junto con positrones (antielectrones) o antineutrinos electrónicos, mientras que los antineutrinos electrónicos solo aparecen junto con electrones o neutrinos electrónicos. ^{[12] [13]}

Los neutrinos se crean mediante diversas desintegraciones radiactivas ; la siguiente lista no es exhaustiva, pero incluye algunos de esos procesos:

• desintegración beta de núcleos atómicos o hadrones
• reacciones nucleares naturales como las que tienen lugar en el núcleo de una estrella
• Reacciones nucleares artificiales en reactores nucleares , bombas nucleares o aceleradores de partículas.
• Durante una supernova
• Durante la desaceleración de una estrella de neutrones
• Cuando los rayos cósmicos o haces de partículas aceleradas golpean los átomos

La mayoría de los neutrinos que se detectan alrededor de 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. ^{[14] [15]} Los neutrinos se pueden utilizar para la tomografía del interior de la Tierra. ^{[16] [17]}

Historia

La propuesta de Pauli

El neutrino ^[a] fue postulado por primera vez por Wolfgang Pauli en 1930 para explicar cómo la desintegración beta podía conservar la energía , el momento y el momento angular ( spin ). A diferencia de 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 a la que llamó "neutrón", utilizando la misma terminación -on empleada para nombrar tanto al protón como al electrón . Consideró que la nueva partícula se emitía desde el núcleo junto con el electrón o partícula beta en el proceso de desintegración beta y tenía una masa similar a la del electrón. ^{[18] [b]}

En 1932, James Chadwick descubrió una partícula nuclear neutra mucho más masiva y también la denominó neutrón , lo que dio lugar a 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 también la empleó Pauli. El nombre (el equivalente italiano de «neutrino pequeño») fue acuñado en broma por Edoardo Amaldi durante una conversación con Fermi en el Instituto de Física de la via Panisperna en Roma, para distinguir esta partícula neutra ligera del neutrón pesado de Chadwick. ^[19]

En la teoría de 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⁻
+
no
_mi

El artículo de Fermi, escrito en 1934, ^[20] unificó el neutrino de Pauli con el positrón de Paul Dirac y el modelo neutrón-protón de Werner Heisenberg y proporcionó una base teórica sólida para el trabajo experimental futuro. ^{[20] [21] [22] : 24}

En 1934, ya existían pruebas experimentales contra la idea de Bohr de que la conservación de la energía no es válida para la desintegración beta: en la conferencia Solvay de ese año, se informaron las mediciones de los espectros de energía de las partículas beta (electrones), que mostraban que existe un límite estricto para la energía de los electrones de cada tipo de desintegración beta. No se espera un límite de este tipo si la conservación de la energía no es válida, en cuyo caso cualquier cantidad de energía estaría estadísticamente disponible en al menos unas pocas desintegraciones. La explicación natural del espectro de desintegración beta medido por primera vez en 1934 era que solo estaba disponible una cantidad limitada (y conservada) de energía, y que a veces una nueva partícula 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. ^{[22] : 25} La primera evidencia de la realidad de los neutrinos llegó en 1938 mediante mediciones simultáneas en cámara de nubes del electrón y el retroceso del núcleo. ^[23]

Detección directa

Fred Reines y Clyde Cowan dirigiendo el experimento de neutrinos en 1956

En 1942, Wang Ganchang propuso por primera vez el uso de la captura beta para detectar experimentalmente neutrinos. ^[24] En la edición del 20 de julio de 1956 de Science , Clyde Cowan , Frederick Reines , Francis B. "Kiko" Harrison, Herald W. Kruse y Austin D. McGuire publicaron la confirmación de que habían detectado el neutrino, ^{[25] [26]} un resultado que fue recompensado casi cuarenta años después con el Premio Nobel de 1995. [ ^27]

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:

no
_mi+
pag⁺
→
norte⁰
+
mi⁺

El positrón encuentra rápidamente un electrón y ambos se aniquilan entre sí. Los dos rayos gamma resultantes (γ) son detectables. El neutrón puede detectarse por su captura en un núcleo apropiado, lo que libera un rayo gamma. La coincidencia de ambos eventos (aniquilación del positrón y captura del neutrón) proporciona una firma única de una interacción de antineutrino.

En febrero de 1965, un grupo que incluía a Frederick Reines y Friedel Sellschop identificó el primer neutrino encontrado en la naturaleza . ^{[28] [29]} 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 primitiva de neutrinos y analizaron cuestiones de física de neutrinos e interacciones débiles. ^[30]

Sabor a neutrino

El antineutrino descubierto por Clyde Cowan y Frederick Reines era la antipartícula del neutrino electrónico.

En 1962, Leon M. Lederman , Melvin Schwartz y Jack Steinberger demostraron que existe más de un tipo de neutrino al detectar primero interacciones del neutrino muónico (ya hipotetizado con el nombre de neutretto ), ^[31] lo que les valió el Premio Nobel de Física en 1988 .

Cuando se descubrió el tercer tipo de leptón, el tau , en 1975 en el Centro del 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 falta de energía y 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 . ^[32]

Problema de los neutrinos solares

En la década de 1960, el ahora famoso experimento Homestake realizó la primera medición del flujo de neutrinos electrónicos que llegaban desde el 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 comprendió que ambos estaban en lo cierto 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 se investigó mediante una nueva serie de experimentos, abriendo así un nuevo e importante campo de investigación que todavía continúa. La confirmación final del fenómeno de la oscilación de neutrinos condujo a dos premios Nobel, uno a R. Davis , quien concibió y dirigió el experimento Homestake y Masatoshi Koshiba de Kamiokande, cuyo trabajo lo confirmó, y otro a Takaaki Kajita de Super-Kamiokande y AB McDonald del Observatorio de Neutrinos de Sudbury por su experimento conjunto, que confirmó la existencia de los tres sabores de neutrinos y no encontró déficit. ^[33]

Oscilación

En 1957, Bruno Pontecorvo fue el primero en sugerir un método práctico para investigar las oscilaciones de neutrinos, utilizando una analogía con las oscilaciones de kaones ; durante los 10 años siguientes, desarrolló el formalismo matemático y la formulación moderna de las oscilaciones del 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 MSW) es importante de entender porque muchos neutrinos emitidos por la fusión en el Sol pasan a través de la materia densa en el núcleo solar (donde esencialmente tiene lugar toda la fusión solar) en su camino hacia los detectores en la Tierra.

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

Aunque los experimentos individuales, como el conjunto de experimentos de neutrinos solares, son consistentes con los mecanismos no oscilatorios de conversión del sabor de los 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 . El experimento KamLAND ha identificado de hecho las oscilaciones como el mecanismo de conversión del sabor de los neutrinos involucrado en los neutrinos electrónicos solares. De manera similar, MINOS confirma la oscilación de los neutrinos atmosféricos y proporciona una mejor determinación de la división de la masa al cuadrado. ^[34] Takaaki Kajita de Japón y Arthur B. McDonald de Canadá recibieron el Premio Nobel de Física 2015 por su hallazgo histórico, teórico y experimental, de que los neutrinos pueden cambiar de sabor.

Neutrinos cósmicos

Además de fuentes específicas, se espera que un nivel general de fondo de neutrinos invada el universo, lo que se teoriza que ocurre debido a dos fuentes principales.

Fondo cósmico de neutrinos (se originó el Big Bang)

Aproximadamente un 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 origina una supernova)

R. Davis y M. Koshiba recibieron conjuntamente el Premio Nobel de Física en 2002. Ambos realizaron un trabajo pionero en la detección de neutrinos solares , y el trabajo de Koshiba también dio como resultado 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 . ^[35]

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 difuso de neutrinos de supernova .

Propiedades y reacciones

Los neutrinos tienen un espín medio entero ( 1 /2⁠ ħ ); por lo 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. Dado que tienen una masa distinta de cero, las consideraciones teóricas permiten que los neutrinos interactúen magnéticamente, pero no lo requieren. Hasta el momento no hay evidencia experimental de un momento magnético distinto de cero en los neutrinos.

Sabor, masa y su mezcla.

Las interacciones débiles crean neutrinos en uno de tres sabores leptónicos : neutrinos electrónicos (
no
_mi), neutrinos muónicos (
no
_micras), o neutrinos tau (
no
_τ), asociado a los leptones cargados correspondientes, el electrón (
mi⁻
), muón (
micras⁻
) y tau (
τ⁻
), respectivamente. ^[36]

Aunque durante mucho tiempo se creyó que los neutrinos no tenían masa, ahora se sabe que existen tres masas discretas de neutrinos; cada estado de sabor de neutrino es una combinación lineal de los tres estados propios de masa discretos. Aunque hasta 2016 solo se conocen las diferencias de cuadrados de los tres valores de masa, ^[9] los experimentos han demostrado que estas masas son minúsculas en comparación con cualquier otra partícula. A partir de mediciones cosmológicas , se ha calculado que la suma de las tres masas de neutrinos debe ser menor que una millonésima parte de la del electrón. ^{[1] [10]}

Más formalmente, los estados propios de sabor de los neutrinos (combinaciones de creación y aniquilación) no son los mismos que los estados propios de masa de los neutrinos (simplemente etiquetados como "1", "2" y "3"). A partir de 2024, no se sabe cuál de estos tres es el más pesado. La jerarquía de masa de los neutrinos consta de dos configuraciones posibles. En analogía con la jerarquía de masa de los leptones cargados, la configuración con masa 2 más ligera que masa 3 se denomina convencionalmente "jerarquía normal", mientras que en la "jerarquía invertida", se daría lo opuesto. Se están realizando varios esfuerzos experimentales importantes para ayudar a establecer cuál es la correcta. ^[37]

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 masa está codificada en la matriz PMNS . Los experimentos han establecido valores de precisión moderada a baja para los elementos de esta matriz, y la fase compleja única en la matriz es poco conocida, a partir de 2016. ^[9]

Una masa distinta de cero permite que los neutrinos posiblemente tengan un momento magnético minúsculo ; si fuera así, los neutrinos interactuarían electromagnéticamente, aunque nunca se ha observado tal interacción. ^[38]

Oscilaciones de sabor

Los neutrinos oscilan entre diferentes sabores durante el vuelo. Por ejemplo, un neutrino electrónico producido en una reacción de desintegración beta puede interactuar en un detector distante como un neutrino muónico o tau, según lo definido 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 mecánicas cuánticas 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 intensidad relativa. Las proporciones relativas del sabor cuando el neutrino interactúa representan las probabilidades relativas de que ese sabor de interacción produzca el sabor correspondiente del leptón cargado. ^{[7] [8]}

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 violaran el principio de Lorentz . ^[39]

Efecto Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein

Los neutrinos que viajan a través de la materia, en general, sufren 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 Mikheyev–Smirnov–Wolfenstein . Solo una pequeña fracción de la energía del neutrino se transfiere al material. ^[40]

Antineutrinos

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

Hasta ahora, a pesar de las extensas y continuas búsquedas 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 de leptones y antileptones coincidentes: los neutrinos electrónicos aparecen en el estado final junto con solo positrones (antielectrones) o antineutrinos electrónicos, y los antineutrinos electrónicos con electrones o neutrinos electrónicos. ^{[12] [13]}

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 dextrógira (es decir, solo se ha visto uno de los dos posibles estados de espín), mientras que los neutrinos eran todos levógiros. ^[c]

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 (véase el 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 . ^{[41] [42]}

Misa de Majorana

Como los antineutrinos y los neutrinos son partículas neutras, es posible que sean la misma partícula. En lugar de los fermiones de Dirac convencionales , las partículas neutras pueden ser otro tipo de espín  . 1 /2Partícula llamada partículas de Majorana , llamada así por el físico italiano Ettore Majorana , quien propuso por primera vez el concepto. Para el caso de los neutrinos, esta teoría ha ganado popularidad ya que se puede utilizar, en combinación con el mecanismo de balancín , para explicar por qué las masas de los neutrinos son tan pequeñas en comparación con las de las otras partículas elementales, como los electrones o los quarks. Los neutrinos de Majorana tendrían la propiedad de que el neutrino y el antineutrino podrían distinguirse solo por la quiralidad; lo que los experimentos observan como una diferencia entre el neutrino y el antineutrino podría deberse simplemente a una partícula con dos quiralidades posibles.

A partir de 2019 ^[update], no se sabe si los neutrinos son partículas de Majorana o de Dirac . Es posible probar esta propiedad experimentalmente. Por ejemplo, si los neutrinos son de hecho partículas de Majorana, entonces se permitirían procesos que violaran el número de leptones como la desintegración doble beta sin neutrinos , mientras que no lo harían si los neutrinos fueran partículas de Dirac . Se han realizado y se están realizando varios experimentos para buscar este proceso, por ejemplo, GERDA , ^[43] EXO , ^[44] SNO+ , ^[45] y CUORE . ^[46] El fondo cósmico de neutrinos 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. ^[47]

Reacciones nucleares

Los neutrinos pueden interactuar con un núcleo, transformándolo en otro núcleo. Este proceso se utiliza en detectores de neutrinos radioquímicos . En este caso, se deben tener en cuenta los niveles de energía y los estados de espín dentro del núcleo objetivo 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. ^{[33] [48]}

Es muy difícil identificar de forma única las interacciones de neutrinos en el fondo natural de radiactividad. Por este motivo, 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 de las moléculas de agua. Un núcleo de hidrógeno es un único protón, por lo que las interacciones nucleares simultáneas, que se producirían dentro de un núcleo más pesado, no necesitan tenerse en cuenta para el experimento de detección. En un metro cúbico de agua colocado justo fuera de un reactor nuclear, solo se pueden registrar relativamente pocas interacciones de este tipo, pero el sistema se utiliza ahora para medir la tasa de producción de plutonio del reactor.

Fisión inducida y otros eventos de desintegración

De forma muy similar a como lo hacen los neutrones en los reactores nucleares , los neutrinos pueden inducir reacciones de fisión dentro de los núcleos pesados . ^[49] Hasta ahora, esta reacción no se ha medido en un laboratorio, pero se predice que sucederá dentro de las estrellas y las supernovas. El proceso afecta la abundancia de isótopos observados en el universo . ^[48] La desintegración inducida por neutrinos de los núcleos de deuterio se ha observado en el Observatorio de Neutrinos de Sudbury, que utiliza un detector de agua pesada . ^[50]

Tipos

Hay tres tipos conocidos ( sabores ) de neutrinos: neutrino electrónico
no
_mi, neutrino muónico
no
_micras, y el neutrino tau
no
_τ, llamados así por sus leptones asociados en el Modelo Estándar (ver tabla a la derecha). La mejor medición actual del número de tipos de neutrinos proviene de la observación de la desintegración del bosón Z. Esta partícula puede desintegrarse en cualquier neutrino ligero y su antineutrino, y cuantos más tipos de neutrinos ligeros disponibles, ^[d] más corta es la vida útil del bosón Z. Las mediciones de la vida útil de Z han demostrado que tres sabores de neutrinos ligeros se acoplan al Z. ^[36] 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.

Investigación

Existen varias áreas de investigación activas relacionadas con el neutrino con aspiraciones de encontrar:

• Los tres valores de masa de los neutrinos
• El grado de violación de CP en el sector leptónico (que puede conducir a la leptogénesis )
• evidencia de física que podría romper el Modelo Estándar de física de partículas , como la desintegración doble beta sin neutrinos , lo que sería evidencia de la violación de la conservación del número leptónico.

Detectores cerca de fuentes artificiales de neutrinos

Las colaboraciones científicas internacionales instalan grandes detectores de neutrinos cerca de reactores nucleares o en haces de neutrinos emitidos por aceleradores de partículas para limitar mejor las masas de los neutrinos y los valores de magnitud y velocidad de las oscilaciones entre los sabores de neutrinos. Estos experimentos buscan así la existencia de una violación de CP en el sector de neutrinos; es decir, si las leyes de la física tratan a los neutrinos y antineutrinos de manera diferente. ^[9]

El experimento KATRIN en Alemania comenzó a adquirir datos en junio de 2018 ^[51] para determinar el valor de la masa del neutrino electrónico, y otros enfoques para este problema se encuentran en etapa de planificación. ^[1]

Efectos gravitacionales

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

Los tres tipos de neutrinos conocidos son los únicos candidatos a materia oscura que son partículas elementales establecidas experimentalmente; en concreto, serían materia oscura caliente . Sin embargo, los tipos de neutrinos conocidos actualmente parecen estar esencialmente descartados como una proporción sustancial de la materia oscura, basándose en las observaciones del fondo cósmico de microondas . Todavía parece plausible que los neutrinos más pesados ​​y estériles puedan componer la materia oscura cálida , si es que existen. ^[52]

Búsqueda de neutrinos estériles

Otros esfuerzos buscan evidencia de un neutrino estéril – un cuarto sabor de neutrino que no interactuaría con la materia como los tres sabores de neutrinos conocidos. ^{[53] [54] [55] [56]} 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, para ser consistentes con no haber sido detectados en desintegraciones del bosón Z, los neutrinos estériles pesados ​​necesitarían tener una masa de al menos 45,6 GeV. ^{[ cita requerida ]}

De hecho, los datos experimentales del experimento LSND sugieren la existencia de tales partículas . Por otra parte, el experimento MiniBooNE, que se está llevando a cabo actualmente, sugirió que no se requieren neutrinos estériles para explicar los datos experimentales ^[57] , aunque las últimas investigaciones en esta área están en curso y las anomalías en los datos de MiniBooNE pueden permitir la existencia de tipos exóticos de neutrinos, incluidos los neutrinos estériles ^[58] . Un nuevo análisis de los datos de los espectros de electrones de referencia del Instituto Laue-Langevin en 2011 ^[59] también ha sugerido la existencia de un cuarto neutrino estéril ligero ^[60] . Impulsados ​​por los hallazgos de 2011, varios experimentos a distancias muy cortas de los reactores nucleares han buscado neutrinos estériles desde entonces. Si bien la mayoría de ellos pudieron descartar la existencia de un neutrino estéril ligero, los resultados combinados son ambiguos ^{[61] .}

Según un análisis publicado en 2010, los datos de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson sobre la radiación cósmica de fondo son compatibles con tres o cuatro tipos de neutrinos. ^[62]

Búsquedas de desintegración doble beta sin neutrinos

Otra hipótesis se refiere a la "desintegración doble beta sin neutrinos", que, de existir, violaría la conservación del número leptónico. Se están realizando investigaciones sobre este mecanismo, pero aún no se han encontrado pruebas de su existencia. Si así fuera, los ahora llamados antineutrinos no podrían ser verdaderas antipartículas.

Neutrinos de rayos cósmicos

Los experimentos de neutrinos de rayos cósmicos detectan neutrinos provenientes del espacio para estudiar tanto la naturaleza de los neutrinos como las fuentes cósmicas que los producen. ^[63]

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 actuales no son sensibles a la diferencia esperada.

Además, existen algunas variantes de la gravedad cuántica que violan el principio de Lorentz y que podrían permitir neutrinos más rápidos que la luz. ^{[ cita requerida ]} 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 inciden en un objetivo). Los piones se desintegraban produciendo neutrinos, y las interacciones de neutrinos observadas dentro de una ventana de tiempo en un detector a distancia eran consistentes con la velocidad de la luz. Esta medición se repitió en 2007 utilizando los detectores MINOS , que encontraron la velocidad deLos neutrinos de 3  GeV se encuentran, 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 c o ligeramente menor. Esta medición estableció un límite superior para la masa del neutrino muónico en50 MeV con un 99% de confianza . ^{[64] [65]} 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%). ^[66]

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. ^{[67] [68]}

Fallo de neutrinos superlumínicos

En septiembre de 2011, la colaboración OPERA publicó cálculos que mostraban velocidades de neutrinos de 17 GeV y 28 GeV superiores a 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 de la luz. En febrero de 2012, se publicaron informes de que los resultados podrían haber sido causados ​​por un cable de fibra óptica suelto conectado a uno de los relojes atómicos que medía 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. ^[69]

Masa

Problema sin resolver en física :

¿Podemos medir la masa de los neutrinos? ¿Los neutrinos siguen las estadísticas de Dirac o Majorana ?

(más problemas sin resolver en física)

Cronología de las mediciones de masa de neutrinos mediante diferentes experimentos ^[11]

El modelo estándar de física de partículas suponía que los neutrinos no tenían masa. ^[70] El fenómeno establecido experimentalmente de la oscilación de neutrinos, que mezcla estados de sabor de neutrinos con estados de masa de neutrinos (de manera análoga a la mezcla CKM ), requiere que los neutrinos tengan masas distintas de cero. ^[71] Los neutrinos masivos fueron concebidos originalmente por Bruno Pontecorvo en la década de 1950. Mejorar el marco básico para acomodar su masa es sencillo añadiendo un lagrangiano dextrógiro. ^[72]

La determinación de la masa del neutrino se puede realizar de dos maneras, y algunas propuestas utilizan ambas:

• Si, como otros fermiones fundamentales del Modelo Estándar, la masa se genera mediante el mecanismo de Dirac , entonces el marco requeriría un componente quiral derecho adicional que es un singlete SU(2) . Este componente tendría las interacciones convencionales de Yukawa con el componente neutro del doblete de Higgs ; pero, de lo contrario, no tendría interacciones con las partículas del Modelo Estándar.
• De lo contrario, la masa puede generarse mediante el mecanismo de Majorana , que requeriría que el neutrino y el antineutrino fueran la misma partícula.

Un límite superior estricto para las masas de los 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 masa total de los tres tipos de neutrinos excediera un promedio de50  eV/ c ² por neutrino, habría tanta masa en el universo que colapsaría. ^[73] Este límite se puede evitar asumiendo que el neutrino es inestable, pero hay límites dentro del Modelo Estándar que lo hacen difícil. Una restricción mucho más estricta proviene de un análisis cuidadoso de datos cosmológicos, como la radiación de fondo de microondas cósmico, los estudios de galaxias y el bosque Lyman-alfa . El análisis de datos del telescopio espacial de microondas WMAP encontró que la suma de las masas de las tres especies de neutrinos debe ser menor que0,3 eV/ c ² . ^[74] En 2018, la colaboración Planck publicó un límite más fuerte de0,11 eV/ c ² , que se obtuvo combinando sus observaciones de intensidad total, polarización y lente gravitacional del CMB con mediciones de oscilación acústica bariónica de estudios de galaxias y mediciones de supernovas de Pantheon. ^[75] Un reanálisis de 2021 que agrega mediciones de distorsión espacial de corrimiento al rojo del estudio eBOSS SDSS-IV obtiene un límite superior aún más estricto de0,09 eV/ c ² . ^[76] Sin embargo, varios telescopios terrestres con barras de error de tamaño similar a las de Planck prefieren valores más altos para la suma de masas de neutrinos, lo que indica cierta tensión en los conjuntos de datos. ^[77]

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. ^{[78] [79]}

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. ^[80] Si bien esto demuestra que los neutrinos tienen masa, aún no se conoce la escala absoluta de masa de los neutrinos. Esto se debe a que las oscilaciones de los neutrinos son sensibles solo a la diferencia de los cuadrados de las masas. ^[81] A partir de 2020, ^[82] 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/ c ² ) ² , mientras que para los estados propios 2 y 3 es | Δ m²
₃₂| =0,002 51  (eV/ c ² ) 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 neutrino con una masa de al menos0,05 eV/ c2 ^. [ ^83]

Se están realizando varios esfuerzos para determinar directamente la escala de masa absoluta de los neutrinos en experimentos de laboratorio, especialmente utilizando la desintegración beta nuclear. Los límites superiores de las masas efectivas de los neutrinos electrónicos provienen de las desintegraciones beta del tritio. El Experimento de Masa de Neutrinos de Maguncia estableció un límite superior de m <2,2 eV/ c ² con un nivel de confianza del 95 %. ^[84] Desde junio de 2018, el experimento KATRIN busca una masa entre0,2 eV/ c ² y2 eV/ c ² en la desintegración del tritio. ^[51] El límite superior de febrero de 2022 es m _ν  < 0,8 eV/ c ² al 90% CL en combinación con una campaña anterior de KATRIN de 2019. ^{[11] [85]}

El 31 de mayo de 2010, los investigadores de OPERA observaron el primer evento candidato a neutrino tau en un haz de neutrinos muones, la primera vez que se observaba esta transformación en neutrinos, proporcionando más evidencia de que tienen masa. ^[86]

Si el neutrino es una partícula de Majorana , la masa puede calcularse hallando la vida media de la desintegración doble beta sin neutrinos de ciertos núcleos. El límite superior más bajo actual de la masa de Majorana del neutrino ha sido establecido por KamLAND -Zen:^{0,060–0,161 eV} / c2 . ^[87]

Quiralidad

Los resultados experimentales muestran que, dentro del margen de error, todos los neutrinos producidos y observados tienen helicidades levógiras (espines antiparalelos a los momentos ), y todos los antineutrinos tienen helicidades dextrógiras. ^[88] En el límite sin masa, eso significa que solo se observa una de 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 dextrógiros y antineutrinos levógiros) simplemente no existan. Si existen , sus propiedades son sustancialmente diferentes de las 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 la interacción débil (los llamados neutrinos estériles ), o ambas cosas.

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; la helicidad sí lo es, pero el operador de quiralidad no comparte estados propios con el operador de helicidad. Los neutrinos libres se propagan como mezclas de estados de helicidad levógiros y dextrógiros, con amplitudes de mezcla del orden de ⁠ m _v /mi⁠  . Esto no afecta significativamente a los experimentos, porque los neutrinos involucrados son casi siempre ultrarrelativistas 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 reposo que no tienen tiempo suficiente para cambiar en cualquier trayectoria observable. Por ejemplo, la mayoría de los neutrinos solares tienen energías del orden de0,100 MeV ~1,00 MeV ; en consecuencia, la fracción de neutrinos con helicidad "incorrecta" entre ellos no puede superar los 10 ⁻¹⁰ . ^{[89] [90]}

Anomalía GSI

Una serie inesperada de resultados experimentales sobre 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 del Centro Helmholtz de Investigación de Iones Pesados ​​GSI en Darmstadt , Alemania .

Se descubrió 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. ^[91] 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. ^[92] Una propuesta posterior se basa en diferencias entre los estados propios de masa de los neutrinos . ^[93]

Fuentes

Artificial

Neutrinos de reactor

Los reactores nucleares son la principal fuente de neutrinos generados por el hombre. La mayor parte de la energía en un reactor nuclear se genera por fisión (los cuatro isótopos fisionables principales en los reactores nucleares son²³⁵
tú
,²³⁸
tú
,²³⁹
Pu
y²⁴¹
Pu
), los nucleidos resultantes ricos en neutrones sufren rápidamente desintegraciones beta adicionales, cada una de las cuales convierte un neutrón en un protón y un electrón y libera un antineutrino electrónico. Incluyendo estas desintegraciones posteriores, la fisión nuclear promedio libera aproximadamente200 MeV de energía, de los cuales aproximadamente el 95,5% permanece en el núcleo en forma de calor, y aproximadamente el 4,5% (o aproximadamente9 MeV ) ^[94] se irradia en forma de antineutrinos. Para un reactor nuclear típico con una potencia térmica de4000  MW , ^[e] la producción total de energía a partir de átomos fisionados es en realidad4185 MW , de los cuales185 MW se irradian como radiación antineutrino y nunca aparecen en la ingeniería. Es decir,En este reactor se pierden 185 MW de energía de fisión y no aparecen 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 los antineutrinos depende del grado en que se quema el combustible (los antineutrinos de fisión de plutonio-239 tienen en promedio un poco más de energía que los de la fisión de uranio-235), pero en general, los antineutrinos detectables de la fisión tienen una energía pico de entre aproximadamente 3,5 y4 MeV , con una energía máxima de aproximadamente10 MeV . ^[95] 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 la desintegración beta inversa y, por lo tanto, identificarse de forma inequívoca (véase § Detección a continuación).

Se estima que un 3% de todos los antineutrinos de un reactor nuclear tienen una energía superior a ese umbral. Por lo tanto, una planta de energía 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 detectores actual.

Neutrinos aceleradores

Algunos aceleradores de partículas se han utilizado para producir haces de neutrinos. La técnica consiste en hacer colisionar protones con un objetivo fijo, lo que produce piones o kaones cargados . Estas partículas inestables se enfocan magnéticamente en un túnel largo donde se desintegran durante el vuelo. Debido al impulso relativista de la partícula en desintegración, los neutrinos se producen como un haz en lugar de hacerlo de forma isotrópica. Se están realizando esfuerzos para diseñar una instalación de acelerador donde se produzcan neutrinos a través de desintegraciones de muones. ^[96] Este tipo de instalación se conoce generalmente como "fábrica de neutrinos" .

Neutrinos del colisionador

A diferencia de otras fuentes artificiales, los colisionadores producen tanto neutrinos como antineutrinos de todo tipo a energías muy altas. La primera observación directa de neutrinos de colisionadores fue reportada en 2023 por el experimento FASER en el Gran Colisionador de Hadrones . ^[97]

Armas nucleares

Las armas nucleares también producen cantidades muy grandes de neutrinos. Fred Reines y Clyde Cowan consideraron la detección de neutrinos de una bomba antes de su búsqueda de neutrinos de reactor; un reactor de fisión fue recomendado como una mejor alternativa por el líder de la división de física de Los Álamos, JMB Kellogg. ^[98] Las armas de fisión producen antineutrinos (del proceso de fisión), y las armas de fusión producen tanto neutrinos (del proceso de fusión) como antineutrinos (de la explosión iniciadora de la fisión).

geológico

AGM2015: Un mapa mundial del flujo v̄ _{e que combina} geoneutrinos provenientes de la desintegración natural del uranio-238 y el torio-232 en la corteza y el manto de la Tierra, así como del v̄ _e creado por el hombre y emitido por reactores de energía en todo el mundo.

Los neutrinos se producen junto con la radiación natural de fondo . En particular, las cadenas de desintegración de²³⁸
tú
y²³²
El
isótopos, así como40K, 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 KamLAND en 2005, resultados actualizados han sido presentados por KamLAND, ^[99] y Borexino . ^[100] El principal trasfondo en las mediciones de geoneutrinos son los antineutrinos provenientes de 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 de la atmósfera terrestre , lo que crea 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 los campos auríferos de Kolar en la India en 1965. ^[101]

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 en el Modelo Solar Estándar . En resumen: cuando cuatro protones se fusionan para formar un núcleo de helio , dos de ellos tienen que convertirse en neutrones, y cada conversión de este tipo libera un neutrino electrónico.

El Sol envía enormes cantidades de neutrinos en todas direcciones. Cada segundo, unos 65 mil millones (6,5 × 10 ¹⁰ ) los neutrinos solares pasan a través de cada centímetro cuadrado de la parte de la Tierra ortogonal a la dirección del Sol. ^[15] Dado que los neutrinos son absorbidos insignificantemente por la masa de la Tierra, el área superficial del lado de la Tierra opuesto al Sol recibe aproximadamente la misma cantidad de neutrinos que el lado que mira hacia el Sol.

Supernovas

Número de serie 1987A

Colgate y White (1966) ^[102] calcularon que los neutrinos se llevan la mayor parte de la energía gravitacional liberada durante el colapso de estrellas masivas, ^[102] eventos que ahora se clasifican como supernovas de tipo Ib y Ic y tipo II . Cuando estas 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) ^[103] encontró una segunda y más profusa fuente de neutrinos: la energía térmica (100 mil millones  de kelvins ) del núcleo de neutrones recién formado, que se disipa a través de la formación de pares neutrino-antineutrino de todo tipo. ^[103]

La teoría de Colgate y White sobre la producción de neutrinos en supernovas se confirmó en 1987, cuando se detectaron los neutrinos de la supernova 1987A. Los detectores basados ​​en agua Kamiokande II e IMB detectaron 11 y 8 antineutrinos (número leptónico = −1) de origen térmico, ^{[103] respectivamente, mientras que el detector} Baksan , basado en centelleadores, encontró 5 neutrinos (número leptónico = +1) de origen térmico o de captura de electrones, en una explosión 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 a partir del 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 atravesaran la masa agitada de la estrella en explosión, mientras que los fotones electromagnéticos se ralentizaron.

Como los neutrinos interactúan tan poco con la materia, se cree que las emisiones de neutrinos de una supernova llevan información sobre las regiones más internas de la explosión. Gran parte de la luz visible proviene de la desintegración de elementos radiactivos producidos por la onda de choque de la supernova, e incluso la luz de la propia explosión 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 o las 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. En el caso de 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 después, después de que la onda de choque de la explosión haya tenido tiempo de alcanzar la superficie de la estrella. El proyecto SuperNova Early Warning System utiliza una red de detectores de neutrinos para monitorear el cielo en busca de posibles eventos de supernova; la señal de neutrinos proporcionará una advertencia anticipada útil de una estrella que explota en la Vía Láctea .

Aunque los neutrinos pasan a través de los gases externos de una supernova sin dispersarse, proporcionan información sobre el núcleo más profundo de la supernova con evidencia de que aquí, incluso los neutrinos se dispersan en un grado significativo. 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), ^[104] llegando a ser lo suficientemente grandes 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 impedimentos en atravesar el núcleo generador de neutrinos de una supernova, que se espera que tenga solo 3.200 kilómetros de diámetro para SN 1987A.

El número de neutrinos contados también fue consistente con una energía total de neutrinos de2,2 × 10 ⁴⁶  julios , lo que se estimó que era casi toda la energía total de la supernova. ^[35]

Para una supernova promedio, aproximadamente 10Se liberan ⁵⁷ (un octodecillón ) neutrinos, pero el número real detectado en un detector terrestre será mucho menor, al nivel de dondees la masa del detector (por ejemplo, Super Kamiokande tiene una masa de 50 kton) yes la distancia a la supernova. ^[105] Por lo tanto, en la práctica solo será posible detectar explosiones 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. ^[106] ${\displaystyle N}$ $${\displaystyle N\sim 10^{4}\left({\frac {M}{25\,{\mathsf {kton}}}}\right)\left({\frac {10\,{\mathsf {kpc}}}{d}}\right)^{2},}$$ ${\displaystyle M}$ ${\displaystyle d}$

Restos de supernova

La energía de los neutrinos de supernova varía de unas pocas a varias decenas de MeV. Se espera que los sitios donde los rayos cósmicos se aceleran produzcan neutrinos que son al menos un millón de veces más energéticos, producidos a partir de entornos gaseosos turbulentos que quedan de las explosiones de supernova: los remanentes de supernova . 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 respaldaron su afirmación con la observación crucial de 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 aproximadamente el 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 la imagen teórica original dibujada por Enrico Fermi y está recibiendo apoyo de datos observacionales. Los neutrinos de muy alta energía todavía están por verse, pero esta rama de la astronomía de neutrinos está apenas en su infancia. Los principales experimentos existentes o futuros que apuntan a observar neutrinos de muy alta energía de nuestra galaxia son Baikal , AMANDA , IceCube , ANTARES , NEMO y Nestor . Información relacionada es proporcionada por 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 proporciona a los neutrinos, piones neutros y rayos gamma el entorno de un remanente de supernova, que es transparente a ambos tipos de radiación.

Neutrinos de energía aún más alta, resultantes de las interacciones de rayos cósmicos extragalácticos, podrían observarse con el Observatorio Pierre Auger o con el experimento dedicado llamado ANITA .

Gran Explosión

Se cree que, al igual que la radiación de fondo de microondas cósmica que quedó del Big Bang, existe 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 importante ventaja sobre la mayoría de los demás candidatos a materia oscura: se sabe que existen. Esta idea también presenta 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 de la luz . Por esta razón, la materia oscura formada por neutrinos se denomina " materia oscura caliente ". El problema es que, al moverse rápidamente, los neutrinos tenderían a haberse esparcido uniformemente en el universo antes de que la expansión cosmológica los enfriara lo suficiente como para congregarse en grupos. Esto haría que la parte de materia oscura formada por neutrinos se dispersara 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 como para escapar de ellas. Se supone 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 relictos tienen una densidad de 56 de cada tipo por centímetro cúbico y temperatura.1,9 mil (1,7 × 10 ⁻⁴  eV ) si no tienen masa, mucho más fríos si su masa excede0,001 eV/ c ² . 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 eficaces de interacción de neutrinos extremadamente bajas a energías sub-eV. En cambio, los neutrinos solares de boro-8 , que se emiten con una energía más alta, se han detectado definitivamente a pesar de tener una densidad espacial que es inferior a la de los neutrinos reliquia en unos seis órdenes de magnitud .

Detección

Los neutrinos no pueden detectarse directamente porque no llevan carga eléctrica, lo que significa que no ionizan los materiales que atraviesan. Otras formas en las que los neutrinos pueden afectar a su entorno, como el efecto MSW , no producen radiación rastreable. Una reacción única para identificar antineutrinos, a veces denominada desintegración beta inversa , tal como la aplicaron 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 una energía umbral mínima. Hasta ahora, no existe un método de detección para neutrinos de baja energía, en el sentido de que las posibles interacciones de neutrinos (por ejemplo, por el efecto MSW) 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 otra radiación de fondo.

Los antineutrinos se detectaron por primera vez en la década de 1950 cerca de un reactor nuclear. Reines y 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 cadmio. Los antineutrinos con una energía superior al umbral de1,8 MeV provocó interacciones de corriente cargada con los protones en el agua, produciendo positrones y neutrones. Esto es muy parecido
β⁺
desintegración, donde se utiliza energía para convertir un protón en un neutrón, un positrón (
mi⁺
) y un neutrino electrónico (
no
_mi) se emite:

De conocido
β⁺
decadencia:

Energía +
pag
→
norte
+
mi⁺
+
no
_mi

En el experimento de Cowan y Reines, en lugar de un neutrino saliente, tienes un antineutrino entrante (
no
_mi) de un reactor nuclear:

Energía (> 1,8 MeV ) +
pag
+
no
_mi→
norte
+
mi⁺

La aniquilación de positrones resultante con electrones en el material del detector creó fotones con una energía de aproximadamente0,5 MeV . Los pares de fotones coincidentes se pudieron detectar mediante los dos detectores de centelleo situados por encima y por debajo del objetivo. Los neutrones fueron capturados por los núcleos de cadmio, lo que dio lugar a 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. El Super Kamiokande es un gran volumen de agua rodeado de tubos fotomultiplicadores 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 es similar, pero utilizó agua pesada como medio de detección, que utiliza los mismos efectos, pero también permite la reacción adicional de fotodisociación de deuterio de cualquier neutrino, 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 para detectar 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 de Neutrinos IceCube utiliza1 km ³ de la capa de hielo antártica cerca del polo sur con tubos fotomultiplicadores distribuidos en todo el volumen.

Interés científico

La baja masa y la carga neutra de los neutrinos implican que interactúan de manera extremadamente débil con otras partículas y campos. Esta característica de la interacción débil interesa a los científicos porque significa que los neutrinos pueden usarse para investigar entornos 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 las condiciones en el núcleo del Sol. El núcleo solar no se puede fotografiar directamente porque la radiación electromagnética (como la luz) se difunde por la gran cantidad y densidad de materia que rodea el núcleo. Por otro lado, los neutrinos pasan a través del Sol con pocas interacciones. Mientras que los fotones emitidos desde el núcleo solar pueden requerirLos neutrinos generados en las reacciones de fusión estelar en el núcleo tardan 40.000 años  en difundirse hasta las capas externas del Sol; atraviesan esta distancia prácticamente sin obstáculos a una velocidad cercana a la de la luz. ^{[107] [108]}

Los neutrinos también son útiles para investigar fuentes astrofísicas más allá del Sistema Solar, ya que son las únicas partículas conocidas que no se atenúan significativamente al viajar a través del medio interestelar. Los fotones ópticos pueden verse oscurecidos o difundidos 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, en cambio, pueden viajar distancias aún mayores apenas atenuados.

El núcleo galáctico de la Vía Láctea está completamente oculto por un denso gas y numerosos objetos brillantes. Los neutrinos producidos en el núcleo galáctico podrían ser medidos por telescopios de neutrinos ubicados en la Tierra . ^[22]

Otro uso importante del neutrino es la observación de supernovas , las explosiones que terminan con la vida de estrellas altamente masivas. La fase de colapso del núcleo de una supernova es un evento extremadamente denso y energético. Es tan denso que ninguna partícula conocida es capaz de 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 explosión (de 10 segundos) de neutrinos. ^[109] Estos neutrinos son una sonda muy útil para los estudios de colapso del núcleo.

La masa en reposo del neutrino es una prueba importante de las teorías cosmológicas y astrofísicas. La importancia del neutrino para investigar los fenómenos cosmológicos es tan grande como la de cualquier otro método, y por ello es un importante foco de estudio en las comunidades astrofísicas. ^[110]

El estudio de los neutrinos es importante en la física de partículas porque los neutrinos suelen tener la masa en reposo más baja entre las partículas masivas (es decir, la masa en reposo distinta de cero más baja, es decir, excluyendo la masa en reposo cero de los fotones y gluones) y, por lo tanto, son ejemplos de las partículas masivas de menor energía teorizadas en extensiones del Modelo Estándar de la física de partículas.

En noviembre de 2012, científicos estadounidenses utilizaron un acelerador de partículas para enviar un mensaje coherente de neutrinos a través de una roca de 240 metros de profundidad. Se trata del primer uso de neutrinos para la comunicación, y es posible que futuras investigaciones permitan enviar mensajes binarios de neutrinos a inmensas distancias incluso a través de los materiales más densos, como el núcleo de la Tierra. ^[111]

En julio de 2018, el Observatorio de Neutrinos IceCube anunció que había rastreado un neutrino de energía extremadamente alta que impactó su estación de investigación en la Antártida en septiembre de 2017 hasta su punto de origen en el blazar TXS 0506+056 ubicado a 3.7 mil millones de años luz de distancia en dirección a 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. ^{[112] [113] [114]}

En noviembre de 2022, el Observatorio de Neutrinos IceCube encontró evidencia de emisión de neutrinos de alta energía de NGC 1068, también conocida como Messier 77 , una galaxia activa en la constelación de Cetus y una de las galaxias más conocidas y estudiadas hasta la fecha. ^[115]

En junio de 2023, los astrónomos informaron haber utilizado una nueva técnica para detectar, por primera vez, la liberación de neutrinos del plano galáctico de la galaxia Vía Láctea . ^{[116] [117]}

Véase también

• Lista de experimentos con neutrinos
• Astronomía de múltiples mensajeros  : coordinación de observaciones astronómicas relacionadas
• Oscilación de neutrinos  : fenómeno en el que un neutrino cambia de sabor leptónico a medida que viaja.
• Astronomía de neutrinos  : observación de partículas estelares de baja masa
• Matriz de Pontecorvo-Maki-Nakagawa-Sakata  : modelo de oscilación de neutrinos

Notas

1. Más específicamente, Pauli postuló lo que ahora se llama neutrino electrónico . Otros dos tipos se descubrieron más tarde: vea el sabor del neutrino a continuación.
2. Niels Bohr se opuso notablemente a esta interpretación de la desintegración beta: estaba dispuesto a aceptar que la energía, el momento y el momento angular no eran cantidades conservadas a nivel atómico.
3. Sin embargo, debido a que los neutrinos tienen masa, su helicidad depende del marco , por lo que los físicos de partículas han recurrido a la propiedad independiente del marco de la quiralidad que está estrechamente relacionada con la helicidad y, para fines prácticos, es la misma que la helicidad de los neutrinos ultrarrelativistas que se pueden observar en los detectores.
4. En este contexto, "neutrino ligero" significa neutrinos con menos de la mitad de la masa del bosón Z.
5. Como todas las centrales térmicas , sólo alrededor de un tercio del calor generado se puede convertir en electricidad, por lo que unaEl reactor de 4000 MW produciría sólo1300 MW de potencia eléctrica, con2700 MW son calor residual .

Referencias

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