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 sólo 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 otras partículas elementales conocidas (excluidas 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 atraviesan la materia normal sin obstáculos ni ser detectados. [2] [3]
Las interacciones débiles crean neutrinos en uno de tres sabores leptónicos :
Cada sabor está asociado con el leptón cargado con el nombre correspondiente . [5] Aunque durante mucho tiempo se creyó que los neutrinos no tenían masa, ahora se sabe que hay tres masas de neutrinos discretos 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 ). Al igual que otras partículas neutras , los neutrinos oscilan entre diferentes sabores en vuelo. Por ejemplo, un neutrino electrónico producido en una reacción de desintegración beta puede interactuar en un detector distante como un muón o un neutrino tau. [7] [8] Los tres valores de masa aún no se conocen en 2024, pero experimentos de laboratorio y observaciones cosmológicas han determinado las diferencias de sus cuadrados, [9] un límite superior para su suma (< 2,14 × 10 −37 kg ), [1] [10] y un límite superior de masa del neutrino electrónico. [11]
Para cada neutrino, también existe una antipartícula correspondiente , llamada antineutrino, que también tiene espín de 1 /2y sin carga eléctrica. Los antineutrinos se distinguen de los neutrinos por tener un número de leptones de signo opuesto , un isospin débil y una quiralidad diestra en lugar de zurda. Para conservar el número total de leptones (en la desintegración beta nuclear), los neutrinos electrónicos solo aparecen junto con positrones (antielectrones) o antineutrinos electrónicos, mientras que los antineutrinos electrónicos solo aparecen 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:
La mayoría de los neutrinos que se detectan en la Tierra provienen de reacciones nucleares dentro del Sol. En la superficie de la Tierra, el flujo es de unos 65 mil millones (6,5 × 10 10 ) neutrinos solares , por segundo por centímetro cuadrado. [14] [15] Los neutrinos se pueden utilizar para tomografías del interior de la Tierra. [16] [17]
El neutrino [a] fue postulado por primera vez por Wolfgang Pauli en 1930 para explicar cómo la desintegración beta podía conservar energía , momento y momento angular ( espín ). En contraste con Niels Bohr , quien propuso una versión estadística de las leyes de conservación para explicar los espectros de energía continua observados en la desintegración beta , Pauli planteó la hipótesis de una partícula no detectada a la que llamó "neutrón", usando la misma terminación -on empleada para nombrar ambas partículas. protón y el electrón . Consideró que la nueva partícula fue emitida 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]
James Chadwick descubrió una partícula nuclear neutra mucho más masiva en 1932 y también la llamó neutrón , dejando dos tipos de partículas con el mismo nombre. La palabra "neutrino" entró en el vocabulario científico a través de Enrico Fermi , quien la utilizó durante una conferencia en París en julio de 1932 y en la Conferencia de Solvay en octubre de 1933, donde Pauli también la utilizó. El nombre (el equivalente italiano de "pequeño neutral") fue acuñado en broma por Edoardo Amaldi durante una conversación con Fermi en el Instituto de Física de Via Panisperna en Roma, para distinguir esta partícula ligera y neutra del neutrón pesado de Chadwick. [19]
En la teoría de la desintegración beta de Fermi , la partícula neutra grande de Chadwick podría descomponerse en un protón, un electrón y la partícula neutra más pequeña (ahora llamada antineutrino electrónico ):
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 futuros trabajos experimentales. [20] [21] [22] : 24
En 1934, había evidencia experimental contra la idea de Bohr de que la conservación de energía no era válida para la desintegración beta: en la conferencia de Solvay de ese año, se informaron mediciones de los espectros de energía de las partículas beta (electrones), lo que demostró que existe un límite estricto en la desintegración beta. energía de los electrones de cada tipo de desintegración beta. No se espera tal límite 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 sólo estaba disponible una cantidad limitada (y conservada) de energía, y una nueva partícula a veces tomaba una fracción variable de esta energía limitada, dejando el resto para la partícula beta. . Pauli aprovechó la ocasión para subrayar 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 a través de mediciones simultáneas del electrón y el retroceso del núcleo en la cámara de niebla. [23]
En 1942, Wang Ganchang propuso por primera vez el uso de la captura beta para detectar neutrinos experimentalmente. [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 ] resultado que fue recompensado casi cuarenta años después con el Premio Nobel de 1995 . [27]
En este experimento, ahora conocido como experimento de neutrinos de Cowan-Reines , los antineutrinos creados en un reactor nuclear por desintegración beta reaccionaron con protones para producir neutrones y positrones:
El positrón encuentra rápidamente un electrón y se aniquilan entre sí. Los dos rayos gamma (γ) resultantes son detectables. El neutrón puede detectarse mediante su captura en un núcleo apropiado, liberando un rayo gamma. La coincidencia de ambos eventos (aniquilación de positrones y captura de neutrones) proporciona una firma única de interacción antineutrino.
En febrero de 1965, un grupo formado por 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 examinaron cuestiones de física de neutrinos e interacciones débiles. [30]
El antineutrino descubierto por Cowan y Reines era la antipartícula del neutrino electrónico.
En 1962, Lederman , Schwartz y Steinberger demostraron que existe más de un tipo de neutrino al detectar primero interacciones del neutrino muónico (ya con el nombre de neutretto ), [31] lo que les valió el Premio Nobel de Física de 1988 .
Cuando el tercer tipo de leptón, el tau , fue descubierto 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, lo 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]
En la década de 1960, el ahora famoso experimento de Homestake realizó la primera medición del flujo de neutrinos electrónicos procedentes del núcleo del Sol y encontró un valor que estaba entre un tercio y la mitad del número predicho por el Modelo Solar Estándar . Esta discrepancia, que pasó a conocerse 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 ambas cosas eran correctas y que la discrepancia entre ellas se debía a que los neutrinos eran más complejos de lo que se suponía anteriormente. Se postuló que los tres neutrinos tenían masas distintas de cero y ligeramente diferentes y, por lo tanto, podían oscilar en sabores indetectables en su vuelo a la Tierra. Esta hipótesis fue investigada mediante una nueva serie de experimentos, abriendo así un nuevo e importante campo de investigación que aún continúa. La confirmación final del fenómeno de la oscilación de neutrinos dio lugar a dos premios Nobel, uno para R. Davis , que concibió y dirigió el experimento Homestake, y para Masatoshi Koshiba de Kamiokande, cuyo trabajo lo confirmó, y otro para Takaaki Kajita de Super-Kamiokande y AB McDonald. de SNO para su experimento conjunto, que confirmó la existencia de los tres sabores de neutrinos y no encontró ningún déficit. [33]
Bruno Pontecorvo sugirió por primera vez un método práctico para investigar las oscilaciones de neutrinos en 1957 utilizando una analogía con las oscilaciones de kaones ; Durante los diez 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. Es importante comprender este llamado efecto Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (efecto MSW) porque muchos neutrinos emitidos por 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 (ver Super-Kamiokande y Sudbury Neutrino Observatory ). Esto resolvió el problema de los neutrinos solares: los neutrinos electrónicos producidos en el Sol habían cambiado en parte a otros sabores que los experimentos no pudieron detectar.
Aunque los experimentos individuales, como el conjunto de experimentos con neutrinos solares, son consistentes con mecanismos no oscilatorios de conversión de sabor de neutrinos, en conjunto, los experimentos con neutrinos implican la existencia de oscilaciones de neutrinos. Especialmente relevantes en este contexto son el experimento con el reactor KamLAND y los experimentos con aceleradores como MINOS . De hecho, el experimento KamLAND ha identificado las oscilaciones como el mecanismo de conversión del sabor de los neutrinos implicado 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 masa al cuadrado. [34] Takaaki Kajita de Japón y Arthur B. McDonald de Canadá recibieron el Premio Nobel de Física de 2015 por su descubrimiento histórico, teórico y experimental, de que los neutrinos pueden cambiar de sabor.
Además de fuentes específicas, se espera que un nivel general de neutrinos invada el universo, lo que se teoriza que se debe a dos fuentes principales.
Aproximadamente 1 segundo después del Big Bang , los neutrinos se desacoplaron, dando lugar a un nivel de fondo de neutrinos conocido como fondo de neutrinos cósmicos (CNB).
R. Davis y M. Koshiba recibieron conjuntamente el Premio Nobel de Física de 2002. Ambos realizaron trabajos pioneros sobre la detección de neutrinos solares , y el trabajo de Koshiba también resultó en la primera observación en tiempo real de neutrinos de la supernova SN 1987A en la cercana Gran Nube de Magallanes . Estos esfuerzos marcaron el comienzo de la astronomía de neutrinos . [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 teorizado fondo de neutrinos de supernova difusa .
Los neutrinos tienen espín semientero ( 1 /2ħ ); por lo tanto son fermiones . Los neutrinos son leptones. Sólo 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 les exigen que lo hagan. Hasta el momento no hay evidencia experimental de un momento magnético distinto de cero en los neutrinos.
Las interacciones débiles crean neutrinos en uno de tres sabores leptónicos : neutrinos electrónicos (
v
mi), neutrinos muónicos (
v
µ), o neutrinos tau (
v
τ), asociado con los correspondientes leptones cargados, el electrón (
mi−
), muón (
µ−
), y tau (
τ−
), respectivamente. [36]
Aunque durante mucho tiempo se creyó que los neutrinos no tenían masa, ahora se sabe que hay tres masas discretas de neutrinos; cada estado de sabor de neutrino es una combinación lineal de los tres estados propios de masa discretos. Aunque en 2016 solo se conocen las diferencias de los cuadrados de los tres valores de masa, [9] experimentos han demostrado que estas masas son pequeñas en comparación con cualquier otra partícula. A partir de mediciones cosmológicas se ha calculado que la suma de las masas de los tres neutrinos debe ser inferior a una millonésima parte de la del electrón. [1] [10]
Más formalmente, los estados propios de sabor de neutrinos (combinaciones de creación y aniquilación) no son los mismos que los estados propios de masa de neutrinos (simplemente etiquetados como "1", "2" y "3"). A partir de 2016, no se sabe cuál de estos tres es el más pesado. La jerarquía de masas de neutrinos consta de dos configuraciones posibles. En analogía con la jerarquía de masas de los leptones cargados, la configuración en la que la masa 2 es más ligera que la masa 3 se denomina convencionalmente "jerarquía normal", mientras que en la "jerarquía invertida" se aplicaría lo contrario. Se están realizando varios esfuerzos experimentales importantes para ayudar a establecer cuál es la correcta. [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 los estados propios de sabor y masa está codificada en la matriz PMNS . Los experimentos han establecido valores de precisión de moderados a bajos para los elementos de esta matriz, y la fase compleja única en la matriz es poco conocida en 2016. [9]
Una masa distinta de cero permite que los neutrinos tengan posiblemente un momento magnético diminuto ; De ser así, los neutrinos interactuarían electromagnéticamente, aunque nunca se ha observado tal interacción. [38]
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 muón o un neutrino 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 de la mecánica cuántica desarrollan cambios de fase relativos que cambian la forma en que se combinan para producir una superposición variable de tres sabores. De este modo, cada componente de sabor oscila a medida que viaja el neutrino, y los sabores varían en intensidad relativa. Las proporciones relativas de sabor cuando el neutrino interactúa representan las probabilidades relativas de que ese sabor de interacción produzca el sabor correspondiente de leptón cargado. [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 violen a Lorentz . [39]
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 RSU . Sólo una pequeña fracción de la energía del neutrino se transfiere al material. [40]
Para cada neutrino, también existe una antipartícula correspondiente , llamada antineutrino , que tampoco tiene carga eléctrica y tiene espín semientero. Se distinguen de los neutrinos por tener signos opuestos de número de leptones y quiralidad opuesta (y, en consecuencia, isospin débil de signos opuestos). A partir de 2016, no se ha encontrado evidencia de ninguna otra diferencia.
Hasta ahora, a pesar de búsquedas extensas y continuas 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 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 diestra (es decir, sólo se ha observado uno de los dos posibles estados de giro), mientras que todos los neutrinos eran zurdos. [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 (ver Experimento de neutrinos de Cowan-Reines). Investigadores de todo el mundo han comenzado a investigar la posibilidad de utilizar antineutrinos para monitorear reactores en el contexto de prevenir la proliferación de armas nucleares . [41] [42] [43]
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 o Majorons , llamada así en honor al físico italiano Ettore Majorana , quien propuso por primera vez el concepto. Para el caso de los neutrinos, esta teoría ha ganado popularidad porque puede usarse, en combinación con el mecanismo de balancín , para explicar por qué las masas de los neutrinos son tan pequeñas en comparación con las de otras partículas elementales, como los electrones o los quarks. Los neutrinos de Majorana tendrían la propiedad de que el neutrino y el antineutrino sólo podrían distinguirse por su quiralidad; Lo que los experimentos observan como una diferencia entre el neutrino y el antineutrino podría deberse simplemente a una partícula con dos posibles quirales.
A partir de 2019 [update], no se sabe si los neutrinos son partículas de Majorana o Dirac . Es posible probar esta propiedad experimentalmente. Por ejemplo, si los neutrinos son realmente partículas de Majorana, entonces se permitirían procesos que violen el número de leptones, como la desintegración doble beta sin neutrinos , mientras que no se permitirían si los neutrinos son partículas de Dirac . Se han realizado y se están realizando varios experimentos para buscar este proceso, por ejemplo, GERDA , [44] EXO , [45] SNO+ , [46] y CUORE . [47] El fondo de neutrinos cósmicos también es una prueba de si los neutrinos son partículas de Majorana , ya que debería haber un número diferente de neutrinos cósmicos detectados en el caso de Dirac o Majorana. [48]
Los neutrinos pueden interactuar con un núcleo y cambiarlo a 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] [49]
Es muy difícil identificar de forma única las interacciones de neutrinos entre el entorno 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 solo protón, por lo que para el experimento de detección no es necesario considerar las interacciones nucleares simultáneas, que ocurrirían dentro de un núcleo más pesado. Dentro de un metro cúbico de agua colocado justo afuera de un reactor nuclear, sólo se pueden registrar relativamente pocas interacciones de este tipo, pero la configuración se utiliza ahora para medir la tasa de producción de plutonio del reactor.
Al igual que los neutrones en los reactores nucleares , los neutrinos pueden inducir reacciones de fisión dentro de núcleos pesados . [50] Hasta ahora, esta reacción no se ha medido en un laboratorio, pero se predice que ocurrirá dentro de estrellas y supernovas. El proceso afecta la abundancia de isótopos que se ven en el universo . [49] La desintegración de núcleos de deuterio inducida por neutrinos se ha observado en el Observatorio de Neutrinos de Sudbury, que utiliza un detector de agua pesada . [51]
Hay tres tipos conocidos ( sabores ) de neutrinos: neutrino electrónico
v
mi, neutrino muónico
v
µy el neutrino tau
v
τ, llamado así por sus leptones asociados en el modelo estándar (ver tabla a la derecha). La mejor medida 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 haya disponibles, [d]
más corta será la vida útil del bosón Z. Las mediciones del tiempo de vida 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.
Hay varias áreas de investigación activas relacionadas con el neutrino con aspiraciones de encontrar:
Las colaboraciones científicas internacionales instalan grandes detectores de neutrinos cerca de reactores nucleares o en haces de neutrinos de aceleradores de partículas para limitar mejor las masas de neutrinos y los valores de la magnitud y las tasas de 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 de manera diferente a los neutrinos y a los antineutrinos. [9]
El experimento KATRIN en Alemania comenzó a adquirir datos en junio de 2018 [52] para determinar el valor de la masa del neutrino electrónico, y se están planificando otras aproximaciones a este problema. [1]
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; específicamente, serían materia oscura caliente . Sin embargo, según las observaciones del fondo cósmico de microondas , los tipos de neutrinos actualmente conocidos parecen esencialmente descartados como una proporción sustancial de la materia oscura . Todavía parece plausible que neutrinos más pesados y estériles puedan componer materia oscura cálida , si es que existen. [53]
Otros esfuerzos buscan evidencia de un neutrino estéril , un cuarto sabor de neutrino que no interactuaría con la materia como los tres sabores de neutrino conocidos. [54] [55] [56] [57] La posibilidad de que existan 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 tanto, los neutrinos pesados y estériles tendrían una masa de al menos 45,6 GeV.
De hecho, la existencia de tales partículas se insinúa en los datos experimentales del experimento LSND . Por otro lado, el experimento MiniBooNE que se está ejecutando actualmente sugirió que no se requieren neutrinos estériles para explicar los datos experimentales, [58] aunque las últimas investigaciones en esta área están en curso y las anomalías en los datos de MiniBooNE pueden permitir tipos de neutrinos exóticos. incluidos los neutrinos estériles. [59] Un nuevo análisis de los datos de los espectros de electrones de referencia del Institut Laue-Langevin [60] en 2011 también ha insinuado la existencia de un cuarto neutrino ligero y estéril. [61] A raíz de los hallazgos de 2011, desde entonces varios experimentos a distancias muy cortas de reactores nucleares han buscado neutrinos estériles. Si bien la mayoría de ellos pudieron descartar la existencia de un neutrino ligero y estéril, los resultados son en general ambiguos. [62]
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. [63]
Otra hipótesis se refiere a la "desintegración doble beta sin neutrinos", que, de existir, violaría la conservación del número de leptones. Se están realizando búsquedas de este mecanismo, pero aún no se han encontrado pruebas de ello. Si así fuera, entonces los que ahora se llaman antineutrinos no podrían ser verdaderas antipartículas.
Los experimentos de neutrinos de rayos cósmicos detectan neutrinos desde el espacio para estudiar tanto la naturaleza de los neutrinos como las fuentes cósmicas que los producen. [64]
Antes de que se descubriera que los neutrinos oscilaban, generalmente se suponía que no tenían masa y se propagaban a la velocidad de la luz ( c ). Según la teoría de la relatividad especial , la cuestión de la velocidad de los neutrinos está estrechamente relacionada con su masa : si los neutrinos no tienen masa, deben viajar a la velocidad de la luz, y si tienen masa no pueden alcanzar la velocidad de la luz. Debido a su pequeña masa, la velocidad predicha es extremadamente cercana a la velocidad de la luz en todos los experimentos, y los detectores de corriente no son sensibles a la diferencia esperada.
Además, existen algunas variantes de la gravedad cuántica que violan Lorentz y que podrían permitir neutrinos más rápidos que la luz. [ cita necesaria ] 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 impactan en un objetivo). Los piones se desintegraron produciendo neutrinos, y las interacciones de neutrinos observadas dentro de una ventana de tiempo en un detector a distancia fueron consistentes con la velocidad de la luz. Esta medición se repitió en 2007 utilizando los detectores MINOS , que encontraron la velocidad deLos neutrinos de 3 GeV están, con un nivel de confianza del 99%, en el rango entre0,999 976 c y1.000 126 céntimos . 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 99% de confianza . [65] [66] Después de que los detectores del proyecto se actualizaron en 2012, MINOS perfeccionó su resultado inicial y encontró una 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% ). [67]
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 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. [68] [69]
En septiembre de 2011, la colaboración OPERA publicó cálculos que mostraban velocidades de neutrinos de 17 GeV y 28 GeV que excedían la velocidad de la luz en sus experimentos. En noviembre de 2011, OPERA repitió su experimento con cambios para poder determinar individualmente la velocidad de cada neutrino detectado. Los resultados mostraron la misma velocidad más rápida que la luz. En febrero de 2012, surgieron informes de que los resultados podrían haber sido causados por un cable de fibra óptica suelto conectado a uno de los relojes atómicos que medían los tiempos de salida y llegada de los neutrinos. Una recreación independiente del experimento realizada por ICARUS en el mismo laboratorio no encontró ninguna diferencia perceptible entre la velocidad de un neutrino y la velocidad de la luz. [70]
En junio de 2012, el CERN anunció que nuevas mediciones realizadas por los cuatro experimentos del Gran Sasso (OPERA, ICARUS, Borexino y LVD ) encontraron una concordancia entre la velocidad de la luz y la velocidad de los neutrinos, refutando finalmente la afirmación inicial de OPERA. [71]
¿Podemos medir las masas de los neutrinos? ¿ Los neutrinos siguen las estadísticas de Dirac o Majorana ?
El modelo estándar de física de partículas suponía que los neutrinos no tenían masa. [72] El fenómeno establecido experimentalmente de la oscilación de neutrinos, que mezcla estados de sabor de neutrinos con estados de masa de neutrinos (análogamente a la mezcla CKM ), requiere que los neutrinos tengan masas distintas de cero. [73] Los neutrinos masivos fueron concebidos originalmente por Bruno Pontecorvo en la década de 1950. Mejorar el marco básico para acomodar su masa es sencillo agregando un Lagrangiano diestro. [74]
La masa de neutrinos se puede determinar de dos maneras, y algunas propuestas utilizan ambas:
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. [75] Este límite se puede eludir suponiendo que el neutrino es inestable, pero existen límites dentro del modelo estándar que lo hacen difícil. Una restricción mucho más estricta proviene de un análisis cuidadoso de los datos cosmológicos, como la radiación cósmica de fondo de microondas, los estudios de galaxias y el bosque de Lyman-alfa . El análisis de los 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/ c2 . [76] En 2018, la colaboración Planck publicó un vínculo más fuerte de0,11 eV/ c 2 , que se obtuvo combinando sus observaciones de intensidad total, polarización y lentes gravitacionales de CMB con mediciones de oscilación bariónica-acústica de estudios de galaxias y mediciones de supernovas de Pantheon. [77] Un reanálisis de 2021 que agrega mediciones de distorsión espacial de corrimiento al rojo de la encuesta SDSS-IV eBOSS obtiene un límite superior aún más estricto de0,09 eV/ c2 . [78] 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. [79]
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. [80] [81]
En 1998, los resultados de una 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. [82] Si bien esto muestra que los neutrinos tienen masa, aún no se conoce la escala de masa absoluta de los neutrinos. Esto se debe a que las oscilaciones de los neutrinos son sensibles sólo a la diferencia de los cuadrados de las masas. [83]
A partir de 2020, [84] 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 metro2
21| =0,000 074 (eV/ c 2 ) 2 , mientras que para los estados propios 2 y 3 es | Δ metro2
32| =0,002 51 (eV/ c 2 ) 2 . Desde | Δ metro2
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 . [85]
Se están realizando varios esfuerzos para determinar directamente la escala de masa absoluta de neutrinos en experimentos de laboratorio, especialmente utilizando la desintegración beta nuclear. Los límites superiores de las masas efectivas de neutrinos electrónicos provienen de la desintegración beta del tritio. El experimento de masa de neutrinos de Mainz estableció un límite superior de m <2,2 eV/ c 2 con un nivel de confianza del 95 %. [86] Desde junio de 2018 el experimento KATRIN busca una masa entre0,2 eV/ c 2 y2 eV/ c 2 en la desintegración del tritio. [52] 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] [87]
El 31 de mayo de 2010, los investigadores de OPERA observaron el primer evento candidato a neutrino tau en un haz de neutrinos muónicos, la primera vez que se observaba esta transformación en neutrinos, lo que proporciona más pruebas de que tienen masa. [88]
Si el neutrino es una partícula de Majorana , la masa se puede calcular encontrando 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 . [89]
Los resultados experimentales muestran que, dentro del margen de error, todos los neutrinos producidos y observados tienen helicidades zurdas (espines antiparalelos a los momentos ), y todos los antineutrinos tienen helicidades diestras. [90] En el límite sin masa, eso significa que solo se observa una de dos posibles quiralidades para cada partícula. Estas son las únicas quirales incluidas en el Modelo Estándar de interacciones de partículas.
Es posible que sus homólogos (neutrinos diestros y antineutrinos zurdos) 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 interacciones débiles (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 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 hacia la izquierda y hacia la derecha, con amplitudes de mezcla del orden de m ν /mi . Esto no afecta significativamente a los experimentos, porque los neutrinos involucrados son casi siempre ultrarelativistas y, por lo tanto, las amplitudes de mezcla son extremadamente pequeñas. Efectivamente, viajan tan rápido y el tiempo pasa tan lentamente en sus marcos de reposo que no tienen tiempo suficiente para cambiar por ningún camino 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 exceder de 10 −10 . [91] [92]
Una serie inesperada de resultados experimentales sobre la velocidad de desintegración de iones radiactivos pesados y altamente cargados que circulan en un anillo de almacenamiento ha provocado actividad teórica en un esfuerzo por encontrar una explicación convincente. El fenómeno observado se conoce como anomalía GSI , ya que el anillo de almacenamiento es una instalación en el Centro GSI Helmholtz para la Investigación de Iones Pesados en Darmstadt , Alemania .
Se descubrió que las velocidades 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. [93] A medida que el proceso de desintegración produce un neutrino electrónico, algunas de las explicaciones sugeridas para la tasa de oscilación observada proponen propiedades de neutrino nuevas o alteradas. Las ideas relacionadas con la oscilación del sabor fueron recibidas con escepticismo. [94] Una propuesta posterior se basa en las diferencias entre los estados propios de masa de neutrinos . [95]
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 principales isótopos fisionables en los reactores nucleares son235
Ud.
,238
Ud.
,239
PU
y241
PU
), los nucleidos hijos ricos en neutrones resultantes 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, las liberaciones promedio de fisión nuclear son 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 ) [96] 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 la fisión de átomos es en realidad4185 MW , de los cuales185 MW se irradian en forma de radiación antineutrino y nunca aparecen en la ingeniería. Esto es para decir,De este reactor se pierden 185 MW de energía de fisión y no aparece como calor disponible para hacer funcionar las turbinas, ya que los antineutrinos penetran en todos los materiales de construcción prácticamente sin interacción.
El espectro de energía de los antineutrinos depende del grado en que se quema el combustible (los antineutrinos de la fisión del plutonio-239 tienen en promedio un poco más de energía que los de la fisión del uranio-235), pero en general, los antineutrinos detectables de la fisión tienen un pico de energía entre aproximadamente 3.5 y4 MeV , con una energía máxima de aproximadamente10 MeV . [97] No existe ningún método experimental establecido para medir el flujo de antineutrinos de baja energía. Sólo los antineutrinos con una energía superior al umbral de1,8 MeV pueden desencadenar una desintegración beta inversa y, por tanto, identificarse sin ambigüedades (consulte el § Detección a continuación).
Se estima que el 3% de todos los antineutrinos de un reactor nuclear transportan una energía superior a ese umbral. Por lo tanto, una central nuclear promedio puede generar más de10 20 antineutrinos por segundo por encima del umbral, pero también un número mucho mayor ( 97% / 3% ≈ 30 veces este número) por debajo del umbral de energía; Estos antineutrinos de menor energía son invisibles para la tecnología de detección actual.
Se han utilizado algunos aceleradores de partículas para producir haces de neutrinos. La técnica consiste en colisionar protones con un objetivo fijo, produciendo piones o kaones cargados . Luego, estas partículas inestables se enfocan magnéticamente en un largo túnel donde se desintegran mientras vuelan. Debido al impulso relativista de la partícula en descomposición, los neutrinos se producen como un haz en lugar de de forma isotrópica. Se están realizando esfuerzos para diseñar una instalación aceleradora donde se produzcan neutrinos a través de la desintegración de muones. [98] Esta configuración se conoce generalmente como "fábrica de neutrinos" .
A diferencia de otras fuentes artificiales, los colisionadores producen neutrinos y antineutrinos de todos los sabores a energías muy altas. La primera observación directa de neutrinos del colisionador se realizó en 2023 mediante el experimento FASER en el Gran Colisionador de Hadrones . [99]
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 buscar neutrinos de reactor; El líder de la división de física de Los Álamos, JMB Kellogg, recomendó un reactor de fisión como una mejor alternativa. [100] Las armas de fisión producen antineutrinos (del proceso de fisión), y las armas de fusión producen neutrinos (del proceso de fusión) y antineutrinos (de la explosión de fisión que inicia).
Los neutrinos se producen junto con la radiación natural de fondo . En particular, las cadenas de desintegración de238
Ud.
y232
Th
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; KamLAND, [101] y Borexino han presentado resultados actualizados . [102] El antecedente principal en las mediciones de geoneutrinos son los antineutrinos provenientes de los reactores.
Los neutrinos atmosféricos resultan de la interacción de los rayos cósmicos con los núcleos atómicos de la atmósfera terrestre , creando lluvias de partículas, muchas de las cuales son inestables y producen neutrinos cuando se desintegran. Una colaboración de físicos de partículas del Instituto Tata de Investigación Fundamental (India), la Universidad de la ciudad de Osaka (Japón) y la Universidad de Durham (Reino Unido) registró la primera interacción de neutrinos de rayos cósmicos en un laboratorio subterráneo en Kolar Gold Fields en India en 1965. [103]
Los neutrinos solares se originan a partir de la fusión nuclear que alimenta al Sol y otras estrellas. Los detalles del funcionamiento del Sol se explican mediante 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 libera un neutrino electrónico.
El Sol envía enormes cantidades de neutrinos en todas direcciones. Cada segundo, alrededor de 65 mil millones (6,5 × 10 10 ) los neutrinos solares atraviesan cada centímetro cuadrado de la parte de la Tierra ortogonal a la dirección del Sol. [15] Dado que los neutrinos son absorbidos de manera insignificante por la masa de la Tierra, la superficie del lado de la Tierra opuesto al Sol recibe aproximadamente la misma cantidad de neutrinos que el lado que mira al Sol.
Colgate y White (1966) [104] calcularon que los neutrinos se llevan la mayor parte de la energía gravitacional liberada durante el colapso de estrellas masivas, [104] eventos ahora categorizados como supernovas de Tipo Ib y Ic y Tipo II . Cuando estas estrellas colapsan, la densidad de materia en el núcleo se vuelve tan alta (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) [105] encontró que una segunda y más profusa fuente de neutrinos es la energía térmica (100 mil millones de kelvins ) del núcleo de neutrones recién formado, que se disipa mediante la formación de pares neutrino-antineutrino de todos los sabores. [105]
La teoría de Colgate y White sobre la producción de neutrinos de supernova se confirmó en 1987, cuando se detectaron neutrinos de la Supernova 1987A. Los detectores a base de agua Kamiokande II e IMB detectaron 11 y 8 antineutrinos (número de leptones = -1) de origen térmico, [105] respectivamente, mientras que el detector Baksan basado en centelleadores encontró 5 neutrinos (número de leptones = +1) de origen térmico. o origen de captura de electrones, en una ráfaga de menos de 13 segundos de duración. La señal de neutrinos de la supernova llegó a la Tierra varias horas antes de la llegada de la primera radiación electromagnética, como era de esperar por el hecho evidente de que esta última emerge junto con la onda de choque. La interacción excepcionalmente débil con la materia normal permitió a los neutrinos atravesar la masa agitada de la estrella en explosión, mientras que los fotones electromagnéticos se ralentizaban.
Debido a que los neutrinos interactúan tan poco con la materia, se cree que las emisiones de neutrinos de una supernova transportan información sobre las regiones más internas de la explosión. Gran parte de la luz visible proviene de la desintegración de elementos radiactivos producida por la onda de choque de la supernova, e incluso la luz de la propia explosión es dispersada por gases densos y turbulentos y, por tanto, retrasada. Se espera que la explosión de neutrinos llegue a la Tierra antes que cualquier onda electromagnética, incluida la luz visible, los rayos gamma y las ondas de radio. El retraso exacto de la llegada de las ondas electromagnéticas depende de la velocidad de la onda de choque y del espesor 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 más tarde, después de que la onda de choque de la explosión haya tenido tiempo de alcanzar la superficie de la estrella. El proyecto del Sistema de Alerta Temprana SuperNova utiliza una red de detectores de neutrinos para monitorear el cielo en busca de eventos candidatos a supernova; La señal de neutrinos proporcionará una útil advertencia anticipada de la explosión de una estrella en la Vía Láctea .
Aunque los neutrinos atraviesan los gases exteriores de una supernova sin dispersarse, proporcionan información sobre el núcleo más profundo de la supernova con evidencia de que aquí incluso los neutrinos se dispersan en gran medida. En el núcleo de una supernova, las densidades son las de una estrella de neutrones (que se espera que se forme en este tipo de supernova), [106] volviéndose 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 les tomaría a los neutrinos libres atravesar el núcleo generador de neutrinos de una supernova, que se espera que tenga sólo 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 , que se estimó que era casi toda la energía total de la supernova. [35]
Para una supernova promedio, aproximadamente 10Se liberan +57 (un octodecillón ) de neutrinos, pero el número real detectado en un detector terrestre será mucho menor, al nivel de
donde es la masa del detector (por ejemplo, Super Kamiokande tiene una masa de 50 kton) y es la distancia a la supernova. [107] Por lo tanto, en la práctica sólo 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. [108]
La energía de los neutrinos de supernova oscila entre unas pocas y varias decenas de MeV. Se espera que los sitios donde se aceleran los rayos cósmicos produzcan neutrinos que son al menos un millón de veces más energéticos, producidos a partir de ambientes gaseosos turbulentos dejados por explosiones de supernova: Restos 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 restos de supernova y apoyaron 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 restos de supernova es de aproximadamente el 10 por ciento. La hipótesis de Ginzburg y Syrovatskii está respaldada por el mecanismo específico de "aceleración de las ondas de choque" que ocurre en los restos de supernovas, que es consistente con la imagen teórica original dibujada por Enrico Fermi , y está recibiendo apoyo de datos de observación. Los neutrinos de muy alta energía aún están por verse, pero esta rama de la astronomía de neutrinos está apenas en su infancia. Los principales experimentos existentes o futuros que tienen como objetivo observar neutrinos de muy alta energía de nuestra galaxia son Baikal , AMANDA , IceCube , ANTARES , NEMO y Nestor . La información relacionada la proporcionan los observatorios de rayos gamma de muy alta energía , como VERITAS , HESS y MAGIC . De hecho, se supone que las colisiones de rayos cósmicos producen piones cargados, cuya desintegración da a los neutrinos, piones neutros y rayos gamma el entorno de un remanente de supernova, que es transparente a ambos tipos de radiación.
Los neutrinos de mayor energía, resultantes de las interacciones de rayos cósmicos extragalácticos, podrían observarse con el Observatorio Pierre Auger o con el experimento dedicado llamado ANITA .
Se cree que, al igual que la radiación cósmica de fondo de microondas que quedó del Big Bang, en nuestro Universo también existe un fondo de neutrinos de baja energía. En la década de 1980 se propuso que éstas podrían ser la explicación de la materia oscura que se cree existe en el universo. Los neutrinos tienen una ventaja importante sobre la mayoría de los demás candidatos a materia oscura: se sabe que existen. Esta idea también tiene serios problemas.
A partir de experimentos con partículas se sabe que los neutrinos son muy ligeros. Esto significa que se mueven fácilmente a velocidades cercanas a la velocidad de la luz . Por esta razón, la materia oscura formada por neutrinos se denomina " materia oscura caliente ". El problema es que, al moverse rápidamente, los neutrinos tenderían a dispersarse uniformemente en el universo antes de que la expansión cosmológica los enfriara lo suficiente como para congregarse en grupos. Esto provocaría que la parte de la materia oscura formada por neutrinos se borrara y fuera incapaz de provocar las grandes estructuras galácticas que vemos.
Estas mismas galaxias y grupos de galaxias parecen estar rodeados de materia oscura que no es lo suficientemente rápida como para escapar de esas galaxias. Presumiblemente 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 relictos del fondo tienen una densidad de 56 de cada tipo por centímetro cúbico y temperatura.1,9 K (1,7 × 10 −4 eV ) si no tienen masa, mucho más fríos si su masa excede0,001 eV/ c2 . Aunque su densidad es bastante alta, aún no se han observado en el laboratorio, ya que su energía está por debajo de los umbrales de la mayoría de los métodos de detección y debido a las secciones transversales de interacción de neutrinos extremadamente bajas a energías inferiores a eV. Por el contrario, los neutrinos solares de boro-8 , que se emiten con mayor energía, se han detectado definitivamente a pesar de tener una densidad espacial inferior a la de los neutrinos relictos en unos seis órdenes de magnitud .
Los neutrinos no se pueden detectar directamente porque no llevan carga eléctrica, lo que significa que no ionizan los materiales que atraviesan. Otras formas en que los neutrinos podrían afectar su entorno, como el efecto RSU , no producen radiación rastreable. Una reacción única para identificar antineutrinos, a veces denominada desintegración beta inversa , aplicada por Reines y Cowan (ver más abajo), requiere un detector muy grande para detectar una cantidad significativa de neutrinos. Todos los métodos de detección requieren que los neutrinos transporten un umbral mínimo de energía. Hasta el momento no existe ningún método de detección para neutrinos de baja energía, en el sentido de que las posibles interacciones de neutrinos (por ejemplo, por el efecto RSU) no se pueden distinguir de forma única de otras causas. Los detectores de neutrinos suelen construirse bajo tierra para aislarlos de los rayos cósmicos y otras radiaciones de fondo.
Los antineutrinos se detectaron por primera vez en la década de 1950 cerca de un reactor nuclear. Reines y Cowan utilizaron dos objetivos que contenían una solución de cloruro de cadmio en agua. Se colocaron dos detectores de centelleo junto a los objetivos de cadmio. Antineutrinos con una energía superior al umbral de1,8 MeV provocaron interacciones de corriente cargada con los protones del agua, produciendo positrones y neutrones. Esto es muy parecido
b+
desintegración, donde se utiliza energía para convertir un protón en un neutrón, un positrón (
mi+
) y un neutrino electrónico (
v
mi) se emite:
De conocido
b+
decadencia:
En el experimento de Cowan y Reines, en lugar de un neutrino saliente, tienes un antineutrino entrante (
v
mi) de un reactor nuclear:
La aniquilación resultante de positrones con electrones en el material del detector creó fotones con una energía de aproximadamente0,5 MeV . Los dos detectores de centelleo situados encima y debajo del objetivo podrían detectar pares de fotones coincidentes. Los neutrones fueron capturados por núcleos de cadmio, lo que dio como resultado rayos gamma de aproximadamente8 MeV que se detectaron unos microsegundos después de los fotones de un evento de aniquilación de positrones.
Desde entonces se han utilizado diversos métodos de detección. Super Kamiokande es un gran volumen de agua rodeado por tubos fotomultiplicadores que detectan la radiación de Cherenkov emitida cuando un neutrino entrante crea un electrón o muón en el agua. El Observatorio de Neutrinos de Sudbury es similar, pero utiliza agua pesada como medio de detección, que utiliza los mismos efectos, pero también permite la reacción adicional de fotodisociación de neutrinos de cualquier sabor del deuterio, lo que da como resultado un neutrón libre que luego se detecta a partir de radiación gamma. después de la captura de cloro. Otros detectores han consistido en grandes volúmenes de cloro o galio que se comprueban periódicamente en busca de excesos de argón o germanio , respectivamente, que son creados por electrones-neutrinos que interactúan con la sustancia original. MINOS utilizó un centelleador de plástico sólido acoplado a tubos fotomultiplicadores, mientras que Borexino utiliza un centelleador de pseudocumeno líquido también vigilado por tubos fotomultiplicadores y el detector NOνA utiliza un centelleador líquido vigilado 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 por todo el volumen.
La baja masa y la carga neutra de los neutrinos significan que interactúan extremadamente débilmente con otras partículas y campos. Esta característica de interacción débil interesa a los científicos porque significa que los neutrinos pueden usarse para explorar 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. No se pueden obtener imágenes directas del núcleo solar 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 atraviesan el Sol con pocas interacciones. Mientras que los fotones emitidos desde el núcleo solar pueden tardar 40.000 años en difundirse hacia las capas exteriores del Sol, los neutrinos generados en reacciones de fusión estelar en el núcleo cruzan esta distancia prácticamente sin obstáculos y casi a la velocidad de la luz. [109] [110]
Los neutrinos también son útiles para sondear fuentes astrofísicas más allá del Sistema Solar porque son las únicas partículas conocidas que no se ven significativamente atenuadas durante su viaje a través del medio interestelar. Los fotones ópticos pueden oscurecerse o difundirse por el polvo, el gas y la radiación de fondo. Los rayos cósmicos de alta energía, en forma de veloces protones y núcleos atómicos, no pueden viajar más de unos 100 megaparsecs debido al límite Greisen-Zatsepin-Kuzmin (corte GZK). Los neutrinos, por el contrario, pueden viajar distancias aún mayores apenas atenuados.
El núcleo galáctico de la Vía Láctea está completamente oscurecido por gas denso y numerosos objetos brillantes. Los neutrinos producidos en el núcleo galáctico podrían medirse mediante telescopios de neutrinos ubicados en la Tierra . [22]
Otro uso importante del neutrino es en la observación de supernovas , las explosiones que acaban con la vida de estrellas muy masivas. La fase de colapso del núcleo de una supernova es un evento extremadamente denso y energético. Es tan denso que ninguna partícula conocida puede escapar del frente del núcleo que avanza, excepto los neutrinos. En consecuencia, se sabe que las supernovas liberan aproximadamente el 99% de su energía radiante en una breve explosión de neutrinos (10 segundos). [111] Estos neutrinos son una sonda muy útil para estudios de colapso del núcleo.
La masa en reposo del neutrino es una prueba importante de las teorías cosmológicas y astrofísicas (ver Materia oscura ). La importancia del neutrino para investigar fenómenos cosmológicos es tan grande como la de cualquier otro método y, por lo tanto, es un importante foco de estudio en las comunidades astrofísicas. [112]
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, es decir, excluyendo la masa en reposo cero de fotones y gluones) y, por lo tanto, son ejemplos de las masas en reposo más bajas. Partículas masivas de energía teorizadas en extensiones del modelo estándar de física de partículas.
En noviembre de 2012, científicos estadounidenses utilizaron un acelerador de partículas para enviar un mensaje coherente de neutrinos a través de 780 pies de roca. Esto marca el primer uso de neutrinos para la comunicación, y futuras investigaciones pueden permitir que mensajes binarios de neutrinos se envíen a inmensas distancias incluso a través de los materiales más densos, como el núcleo de la Tierra. [113]
En julio de 2018, el Observatorio de Neutrinos IceCube anunció que había rastreado un neutrino de energía extremadamente alta que golpeó su estación de investigación con sede en la Antártida en septiembre de 2017 hasta su punto de origen en el blazar TXS 0506+056 ubicado a 3.700 millones de años luz. de distancia en dirección a la constelación de Orión . Esta es la primera vez que se utiliza un detector de neutrinos para localizar un objeto en el espacio y que se identifica una fuente de rayos cósmicos. [114] [115] [116]
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 familiares y mejor estudiadas hasta la fecha. [117]
En junio de 2023, los astrónomos informaron que utilizaban una nueva técnica para detectar, por primera vez, la liberación de neutrinos desde el plano galáctico de la Vía Láctea . [118] [119]
Dres.
Crane y Halpern deciden que no se trata de una mera hipótesis
En 1989, los experimentadores del CERN encontraron pruebas de que el neutrino tau es el tercer y último neutrino ligero del modelo estándar, pero una observación directa aún no era factible.
El detector consiste en una esfera acrílica de 12 metros de diámetro que contiene 1000 toneladas de agua pesada... [Los neutrinos solares] se detectan en SNO mediante el proceso de corriente cargada de neutrinos electrónicos que interactúan con deuterones para producir dos protones y un electrón.
Ese grupo descubrió, aunque con menos precisión, que las velocidades de los neutrinos eran consistentes con la velocidad de la luz.
Por primera vez, los astrónomos siguieron los neutrinos cósmicos hasta el corazón de un blazar supermasivo que escupe fuego
