La astronomía de neutrinos es la rama de la astronomía que recopila información sobre los objetos astronómicos mediante la observación y el estudio de los neutrinos emitidos por ellos con la ayuda de detectores de neutrinos en observatorios especiales de la Tierra. [1] Es un campo emergente en la física de astropartículas que proporciona conocimientos sobre los procesos no térmicos y de alta energía en el universo.
Los neutrinos son partículas elementales casi sin masa y eléctricamente neutras o sin carga . Se crean como resultado de ciertos tipos de desintegración radiactiva , reacciones nucleares como las que tienen lugar en el Sol o fenómenos astrofísicos de alta energía, en reactores nucleares , o cuando los rayos cósmicos inciden en átomos de la atmósfera. Los neutrinos rara vez interactúan con la materia (solo a través de la fuerza nuclear débil), viajan a casi la velocidad de la luz en línea recta, atraviesan grandes cantidades de materia sin ninguna absorción notable o sin ser desviados por campos magnéticos. A diferencia de los fotones, los neutrinos rara vez se dispersan a lo largo de su trayectoria. Pero al igual que los fotones, los neutrinos son algunas de las partículas más comunes en el universo. Debido a esto, los neutrinos ofrecen una oportunidad única de observar procesos que son inaccesibles a los telescopios ópticos , como las reacciones en el núcleo del Sol. Los neutrinos que se crean en el núcleo del Sol apenas son absorbidos, por lo que una gran cantidad de ellos escapan del Sol y llegan a la Tierra. Los neutrinos también pueden ofrecer una dirección de orientación muy fuerte en comparación con los rayos cósmicos de partículas cargadas.
Los neutrinos son muy difíciles de detectar debido a su naturaleza no interactiva. Para detectarlos, los científicos tienen que proteger los detectores de los rayos cósmicos, que pueden penetrar cientos de metros de roca. Los neutrinos, por otro lado, pueden atravesar todo el planeta sin ser absorbidos, como "partículas fantasma". Es por eso que los detectores de neutrinos se colocan a cientos de metros bajo tierra, generalmente en el fondo de las minas. Allí se coloca un líquido de detección de neutrinos, como una solución rica en cloro; los neutrinos reaccionan con un isótopo de cloro y pueden crear argón radiactivo. También se ha utilizado la conversión de galio a germanio. [2] El Observatorio de Neutrinos IceCube construido en 2010 en el polo sur es el detector de neutrinos más grande, que consta de miles de sensores ópticos enterrados a 500 metros bajo un kilómetro cúbico de hielo profundo y ultratransparente, detecta la luz emitida por partículas cargadas que se producen cuando un solo neutrino choca con un protón o neutrón dentro de un átomo. La reacción nuclear resultante produce partículas secundarias que viajan a altas velocidades y emiten una luz azul llamada radiación Cherenkov . [3] Super-Kamiokande en Japón y ANTARES y KM3NeT en el Mediterráneo son otros detectores de neutrinos importantes.
Como los neutrinos interactúan débilmente, los detectores de neutrinos deben tener masas objetivo grandes (a menudo miles de toneladas). Los detectores también deben utilizar protección y un software eficaz para eliminar la señal de fondo. Como los neutrinos son muy difíciles de detectar, los únicos cuerpos que se han estudiado de esta manera son el Sol y la supernova SN1987A, que explotó en 1987. Los científicos predijeron que las explosiones de supernova producirían ráfagas de neutrinos, y de hecho se detectó una ráfaga similar en la supernova 1987A.
En el futuro, la astronomía de neutrinos promete descubrir otros aspectos del universo, incluidas las ondas gravitacionales coincidentes , los estallidos de rayos gamma , el fondo cósmico de neutrinos , los orígenes de los neutrinos de energía ultra alta, las propiedades de los neutrinos (como la jerarquía de masas de los neutrinos), las propiedades de la materia oscura, etc. Se convertirá en una parte integral de la astronomía de múltiples mensajeros, complementando la astronomía gravitacional y la astronomía telescópica tradicional.
Los neutrinos fueron registrados por primera vez en 1956 por Clyde Cowan y Frederick Reines en un experimento que empleaba un reactor nuclear cercano como fuente de neutrinos. [4] Su descubrimiento fue reconocido con el Premio Nobel de Física en 1995. [5]
En 1965, dos grupos detectaron casi simultáneamente los primeros neutrinos atmosféricos . Uno de ellos, dirigido por Frederick Reines , operó un centelleador líquido (el detector Case-Witwatersrand-Irvine o CWI) en la mina de oro East Rand , en Sudáfrica, a una profundidad de agua equivalente a 8,8 km. [6] El otro grupo, formado por Bombay, Osaka y Durham, operó en la mina de oro Kolar Gold Field, en la India, a una profundidad de agua equivalente a 7,5 km. [7] Aunque el grupo KGF detectó candidatos a neutrinos dos meses después que el CWI de Reines, se les dio prioridad formal debido a que publicaron sus hallazgos dos semanas antes. [8]
En 1968, Raymond Davis, Jr. y John N. Bahcall detectaron con éxito los primeros neutrinos solares en el experimento Homestake . [9] Davis, junto con el físico japonés Masatoshi Koshiba, recibieron conjuntamente la mitad del Premio Nobel de Física de 2002 "por contribuciones pioneras a la astrofísica, en particular por la detección de neutrinos cósmicos (la otra mitad fue para Riccardo Giacconi por contribuciones pioneras correspondientes que llevaron al descubrimiento de fuentes cósmicas de rayos X)". [10]
La primera generación de proyectos de telescopios submarinos de neutrinos comenzó con la propuesta de Moisey Markov en 1960 "...para instalar detectores en las profundidades de un lago o un mar y determinar la ubicación de partículas cargadas con la ayuda de la radiación de Cherenkov ". [8] [11]
El primer telescopio submarino de neutrinos comenzó como proyecto DUMAND . DUMAND significa Detector de neutrinos y muones en aguas profundas. El proyecto comenzó en 1976 y, aunque finalmente se canceló en 1995, actuó como precursor de muchos de los telescopios que lo siguieron en las décadas siguientes. [8]
El telescopio de neutrinos Baikal está instalado en la parte sur del lago Baikal, en Rusia. El detector se encuentra a una profundidad de 1,1 km y comenzó a realizar sondeos en 1980. En 1993, fue el primero en desplegar tres cuerdas para reconstruir las trayectorias de los muones, así como el primero en registrar neutrinos atmosféricos bajo el agua. [12]
El AMANDA (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array) utilizó la capa de hielo de 3 km de espesor del Polo Sur y se encontraba a varios cientos de metros de la estación Amundsen-Scott . Se perforaron agujeros de 60 cm de diámetro con agua caliente a presión en los que se desplegaron cuerdas con módulos ópticos antes de que el agua se volviera a congelar. La profundidad resultó ser insuficiente para poder reconstruir la trayectoria debido a la dispersión de la luz en las burbujas de aire. Un segundo grupo de 4 cuerdas se agregó en 1995/96 a una profundidad de aproximadamente 2000 m que fue suficiente para reconstruir la trayectoria. El conjunto AMANDA se actualizó posteriormente hasta enero de 2000, cuando constaba de 19 cuerdas con un total de 667 módulos ópticos en un rango de profundidad entre 1500 m y 2000 m. AMANDA eventualmente sería el predecesor de IceCube en 2005. [8] [12]
Un ejemplo de un detector de neutrinos temprano es el detector de centelleo Artyomovsk (ASD), ubicado en la mina de sal de Soledar en Ucrania a una profundidad de más de 100 m. Fue creado en el Departamento de Leptones de Alta Energía y Astrofísica de Neutrinos del Instituto de Investigación Nuclear de la Academia de Ciencias de la URSS en 1969 para estudiar los flujos de antineutrinos de las estrellas en colapso en la Galaxia, así como el espectro y las interacciones de los muones de los rayos cósmicos con energías de hasta 10 ^ 13 eV. Una característica del detector es un tanque de centelleo de 100 toneladas con dimensiones del orden de la longitud de una lluvia electromagnética con una energía inicial de 100 GeV. [13]
Tras el declive de DUMAND, los grupos participantes se dividieron en tres ramas para explorar las opciones en aguas profundas del mar Mediterráneo. ANTARES se ancló en el fondo marino en la región de Toulon, en la costa mediterránea francesa. Consiste en 12 cuerdas, cada una de las cuales lleva 25 "pisos" equipados con tres módulos ópticos, un contenedor electrónico y dispositivos de calibración hasta una profundidad máxima de 2475 m. [12]
El proyecto NEMO (Observatorio Mediterráneo NEutrino) fue creado por grupos italianos para investigar la viabilidad de un detector de aguas profundas a escala de kilómetros cúbicos. Se ha identificado un sitio adecuado a una profundidad de 3,5 km, a unos 100 km de Capo Passero, en la costa sureste de Sicilia. De 2007 a 2011, la primera fase de prototipos probó una "minitorre" con 4 barras desplegada durante varias semanas cerca de Catania a una profundidad de 2 km. La segunda fase, así como los planes para desplegar la torre prototipo de tamaño real, se llevarán a cabo en el marco de KM3NeT. [8] [12]
El proyecto NESTOR se instaló en 2004 a una profundidad de 4 km y estuvo en funcionamiento durante un mes hasta que un fallo en el cable de conexión a tierra obligó a interrumpirlo. Los datos obtenidos demostraron con éxito la funcionalidad del detector y proporcionaron una medición del flujo de muones atmosféricos. La prueba de concepto se implementará en el marco KM3Net. [8] [12]
La segunda generación de proyectos de telescopios de neutrinos de aguas profundas alcanza o incluso supera el tamaño originalmente concebido por los pioneros de DUMAND. IceCube , situado en el Polo Sur e incorporando su predecesor AMANDA, se completó en diciembre de 2010. Actualmente consta de 5160 módulos ópticos digitales instalados en 86 cuerdas a profundidades de 1450 a 2550 m en el hielo antártico. El KM3NeT en el mar Mediterráneo y el GVD están en su fase preparatoria/de prototipo. Los instrumentos de IceCube 1 km 3 de hielo. GVD también está previsto que cubra 1 km 3 pero a un umbral de energía mucho más alto. KM3NeT está previsto que cubra varios km 3 y tenga dos componentes; ARCA ( Investigación de Astropartículas con Cósmicos en el Abismo ) y ORCA ( Investigación de Oscilaciones con Cósmicos en el Abismo ). [14] Tanto KM3NeT como GVD han completado al menos parte de su construcción [14] [15] y se espera que estos dos junto con IceCube formen un observatorio global de neutrinos. [12]
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 . [16] [17] [18]
En noviembre de 2022, la colaboración IceCube logró otro avance significativo hacia la identificación del origen de los rayos cósmicos, informando de la observación de 79 neutrinos con una energía superior a 1 TeV originados en la galaxia cercana M77 . Se espera que estos hallazgos en un objeto bien conocido ayuden a estudiar el núcleo activo de esta galaxia, además de servir como base para futuras observaciones. [19] [20]
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 . [21] [22]
Los neutrinos interactúan con la materia en contadas ocasiones, por lo que la gran mayoría de ellos pasarán por un detector sin interactuar. Si un neutrino interactúa, lo hará solo una vez. Por lo tanto, para realizar astronomía de neutrinos, se deben utilizar detectores grandes para obtener suficientes estadísticas. [23]
El método de detección de neutrinos depende de la energía y el tipo de neutrino. Un ejemplo famoso es que los neutrinos antielectrón pueden interactuar con un núcleo en el detector por desintegración beta inversa y producir un positrón y un neutrón. El positrón se aniquilará inmediatamente con un electrón, produciendo dos fotones de 511 keV. El neutrón se unirá a otro núcleo y emitirá una gamma con una energía de unos pocos MeV. [24] En general, los neutrinos pueden interactuar a través de interacciones de corriente neutra y corriente cargada. En las interacciones de corriente neutra, el neutrino interactúa con un núcleo o electrón y el neutrino conserva su sabor original. En las interacciones de corriente cargada, el neutrino es absorbido por el núcleo y produce un leptón correspondiente al sabor del neutrino ( , , etc.). Si las resultantes cargadas se mueven lo suficientemente rápido, pueden crear luz Cherenkov . [25]
Para observar las interacciones de los neutrinos, los detectores utilizan tubos fotomultiplicadores (PMT) para detectar fotones individuales. A partir de la sincronización de los fotones, es posible determinar el momento y el lugar de la interacción del neutrino. [23] Si el neutrino crea un muón durante su interacción, entonces el muón viajará en línea, creando una "pista" de fotones de Cherenkov. Los datos de esta pista se pueden utilizar para reconstruir la direccionalidad del muón. Para las interacciones de alta energía, las direcciones del neutrino y del muón son las mismas, por lo que es posible determinar de dónde proviene el neutrino. Esta dirección de apuntamiento es importante en la astronomía de neutrinos fuera del sistema solar. [26] Junto con el tiempo, la posición y posiblemente la dirección, es posible inferir la energía del neutrino a partir de las interacciones. La cantidad de fotones emitidos está relacionada con la energía del neutrino, y la energía del neutrino es importante para medir los flujos de neutrinos solares y geoneutrinos. [23]
Debido a la rareza de las interacciones de neutrinos, es importante mantener una señal de fondo baja. Por esta razón, la mayoría de los detectores de neutrinos se construyen bajo una capa de roca o agua. Esta capa protege contra la mayoría de los rayos cósmicos en la atmósfera; solo algunos de los muones de mayor energía pueden penetrar hasta las profundidades de nuestros detectores. Los detectores deben incluir formas de tratar los datos de los muones para no confundirlos con los neutrinos. Junto con medidas más complicadas, si se detecta por primera vez una trayectoria de muón fuera del volumen "fiducial" deseado, el evento se trata como un muón y no se tiene en cuenta. Ignorar los eventos fuera del volumen fiducial también disminuye la señal de la radiación fuera del detector. [23]
A pesar de los esfuerzos de protección, es inevitable que algo de fondo llegue al detector, muchas veces en forma de impurezas radiactivas dentro del propio detector. En este punto, si es imposible diferenciar entre el fondo y la señal verdadera, se debe utilizar una simulación de Monte Carlo para modelar el fondo. Si bien puede no saberse si un evento individual es fondo o señal, es posible detectar un exceso con respecto al fondo, lo que significa la existencia de la señal deseada. [27]
Cuando se estudian cuerpos astronómicos, como el Sol , utilizando la luz, solo se puede observar directamente la superficie del objeto. Cualquier luz producida en el núcleo de una estrella interactuará con partículas de gas en las capas externas de la estrella, y tardará cientos de miles de años en llegar a la superficie, lo que hace imposible observar el núcleo directamente. Dado que los neutrinos también se crean en los núcleos de las estrellas (como resultado de la fusión estelar ), el núcleo se puede observar utilizando la astronomía de neutrinos. [28] [29] Se han detectado otras fuentes de neutrinos, como los neutrinos liberados por las supernovas. Varios experimentos de neutrinos han formado el Sistema de Alerta Temprana de Supernovas (SNEWS), donde buscan un aumento del flujo de neutrinos que podría indicar un evento de supernova. [30] Actualmente existen objetivos para detectar neutrinos de otras fuentes, como núcleos galácticos activos (AGN), así como estallidos de rayos gamma y galaxias con brotes de formación estelar . La astronomía de neutrinos también puede detectar indirectamente la materia oscura.
Siete experimentos de neutrinos (Super-K, LVD, IceCube, KamLAND, Borexino , Daya Bay y HALO) trabajan juntos como el Sistema de Alerta Temprana de Supernovas ( SNEWS ). [31] En una supernova de colapso de núcleo, el noventa y nueve por ciento de la energía liberada estará en neutrinos. Mientras que los fotones pueden quedar atrapados en la supernova densa durante horas, los neutrinos pueden escapar en el orden de segundos. Dado que los neutrinos viajan aproximadamente a la velocidad de la luz, pueden llegar a la Tierra antes que los fotones. Si dos o más de los detectores SNEWS observan una coincidencia de un flujo aumentado de neutrinos, se envía una alerta a los astrónomos profesionales y aficionados para que estén atentos a la luz de la supernova. Al utilizar la distancia entre los detectores y la diferencia de tiempo entre las detecciones, la alerta también puede incluir la direccionalidad en cuanto a la ubicación de la supernova en el cielo.
El Sol, al igual que otras estrellas, se alimenta de la fusión nuclear en su núcleo. El núcleo es increíblemente grande, lo que significa que los fotones producidos en el núcleo tardarán mucho tiempo en difundirse hacia el exterior. Por lo tanto, los neutrinos son la única forma de obtener datos en tiempo real sobre los procesos nucleares del Sol. [32]
Existen dos procesos principales para la fusión nuclear estelar. El primero es la cadena protón-protón (PP), en la que los protones se fusionan para formar helio, creando a veces temporalmente los elementos más pesados de litio, berilio y boro en el proceso. El segundo es el ciclo CNO, en el que el carbono, el nitrógeno y el oxígeno se fusionan con protones y luego experimentan una desintegración alfa (emisión de núcleos de helio) para comenzar el ciclo nuevamente. La cadena PP es el proceso principal en el Sol, mientras que el ciclo CNO es más dominante en estrellas más masivas que el Sol. [27]
Cada paso del proceso tiene un espectro de energía permitido para el neutrino (o una energía discreta para los procesos de captura de electrones). Las velocidades relativas de los procesos nucleares del Sol se pueden determinar mediante observaciones en su flujo a diferentes energías. Esto arrojaría luz sobre las propiedades del Sol, como la metalicidad , que es la composición de los elementos más pesados. [27]
Borexino es uno de los detectores que estudian los neutrinos solares. En 2018, encontraron una significación de 5σ para la existencia de neutrinos a partir de la fusión de dos protones con un electrón (neutrinos pep). [32] En 2020, encontraron por primera vez evidencia de neutrinos CNO en el Sol. Las mejoras en la medición de CNO serán especialmente útiles para determinar la metalicidad del Sol. [27]
El interior de la Tierra contiene elementos radiactivos como y las cadenas de desintegración de y . Estos elementos se desintegran mediante la desintegración beta , que emite un antineutrino. Las energías de estos antineutrinos dependen del núcleo original. Por lo tanto, al detectar el flujo de antineutrinos en función de la energía, podemos obtener las composiciones relativas de estos elementos y establecer un límite en la salida de energía total del georreactor de la Tierra. La mayoría de nuestros datos actuales sobre el núcleo y el manto de la Tierra provienen de datos sísmicos, que no proporcionan ninguna información sobre la composición nuclear de estas capas. [33]
Borexino ha detectado estos geoneutrinos mediante el proceso . El positrón resultante se aniquilará inmediatamente con un electrón y producirá dos rayos gamma, cada uno con una energía de 511 keV (la masa en reposo de un electrón). El neutrón será capturado más tarde por otro núcleo, lo que dará lugar a un rayo gamma de 2,22 MeV cuando el núcleo se desexcite. Este proceso dura en promedio del orden de 256 microsegundos. Al buscar la coincidencia temporal y espacial de estos rayos gamma, los experimentadores pueden estar seguros de que hubo un evento. [33]
Borexino utilizó geoneutrinos para establecer límites a la composición y la potencia de salida del manto a partir de más de 3200 días de datos. Descubrieron que la relación entre y es la misma que la de los meteoritos condríticos. Se descubrió que la potencia de salida del uranio y el torio en el manto de la Tierra era de 14,2-35,7 TW con un intervalo de confianza del 68 %. [23]
La tomografía de neutrinos también permite conocer el interior de la Tierra. En el caso de los neutrinos con energías de unos pocos TeV, la probabilidad de interacción se vuelve no despreciable cuando pasan a través de la Tierra. La probabilidad de interacción dependerá de la cantidad de nucleones que el neutrino haya pasado a lo largo de su trayectoria, que está directamente relacionada con la densidad. Si se conoce el flujo inicial (como en el caso de los neutrinos atmosféricos), la detección del flujo final proporciona información sobre las interacciones que se produjeron. La densidad se puede extrapolar a partir del conocimiento de estas interacciones. Esto puede proporcionar una verificación independiente de la información obtenida a partir de los datos sísmicos. [34]
En 2018, se evaluó un año de datos de IceCube para realizar una tomografía de neutrinos. El análisis estudió los muones que se mueven hacia arriba, que proporcionan tanto la energía como la direccionalidad de los neutrinos después de pasar por la Tierra. Se ajustó a los datos un modelo de la Tierra con cinco capas de densidad constante, y la densidad resultante coincidió con los datos sísmicos . Los valores determinados para la masa total de la Tierra, la masa del núcleo y el momento de inercia coinciden con los datos obtenidos a partir de datos sísmicos y gravitacionales. Con los datos actuales, las incertidumbres sobre estos valores siguen siendo grandes, pero los datos futuros de IceCube y KM3NeT impondrán restricciones más estrictas a estos datos.
Los neutrinos pueden ser rayos cósmicos primarios (neutrinos astrofísicos) o producirse a partir de interacciones de rayos cósmicos. En este último caso, el rayo cósmico primario producirá piones y kaones en la atmósfera. A medida que estos hadrones se desintegran, producen neutrinos (llamados neutrinos atmosféricos). A bajas energías, el flujo de neutrinos atmosféricos es mucho mayor que el de los neutrinos astrofísicos. A altas energías, los piones y kaones tienen una vida útil más larga (debido a la dilatación del tiempo relativista). Ahora es más probable que los hadrones interactúen antes de desintegrarse. Debido a esto, el flujo de neutrinos astrofísicos dominará a altas energías (~100 TeV). Para realizar astronomía de neutrinos de objetos de alta energía, los experimentos se basan en los neutrinos de mayor energía. [35]
Para realizar astronomía de objetos distantes, se requiere una fuerte resolución angular. Los neutrinos son eléctricamente neutros e interactúan débilmente, por lo que viajan en líneas rectas en su mayoría sin perturbaciones. Si el neutrino interactúa dentro de un detector y produce un muón, el muón producirá una trayectoria observable. A altas energías, la dirección del neutrino y la dirección del muón están estrechamente correlacionadas, por lo que es posible rastrear la dirección del neutrino entrante. [35]
Estos neutrinos de alta energía son rayos cósmicos primarios o secundarios producidos por procesos astrofísicos energéticos. La observación de neutrinos podría proporcionar información sobre estos procesos más allá de lo que se puede observar con la radiación electromagnética. En el caso del neutrino detectado desde un blazar distante, se utilizó la astronomía de múltiples longitudes de onda para demostrar la coincidencia espacial, lo que confirmó que el blazar era la fuente. En el futuro, los neutrinos podrían utilizarse para complementar las observaciones electromagnéticas y gravitacionales, lo que daría lugar a la astronomía de múltiples mensajeros. [26]
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