Un neutrino solar es un neutrino que se origina a partir de la fusión nuclear en el núcleo del Sol , y es el tipo más común de neutrino que pasa a través de cualquier fuente observada en la Tierra en un momento determinado. [ cita requerida ] Los neutrinos son partículas elementales con una masa en reposo extremadamente pequeña y una carga eléctrica neutra . Solo interactúan con la materia a través de la interacción débil y la gravedad , lo que hace que su detección sea muy difícil. Esto ha llevado al problema del neutrino solar , ahora resuelto . Ahora se sabe mucho sobre los neutrinos solares, pero la investigación en este campo está en curso.
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La cronología de los neutrinos solares y su descubrimiento se remonta a la década de 1960, comenzando con los dos astrofísicos John N. Bahcall y Raymond Davis Jr. El experimento, conocido como experimento Homestake , llamado así por la ciudad en la que se llevó a cabo (Homestake, Dakota del Sur ), tenía como objetivo contar los neutrinos solares que llegaban a la Tierra. Bahcall, utilizando un modelo solar que desarrolló, llegó a la conclusión de que la forma más efectiva de estudiar los neutrinos solares sería a través de la reacción cloro-argón. [1] Utilizando su modelo, Bahcall pudo calcular la cantidad de neutrinos que se esperaba que llegaran a la Tierra desde el Sol. [2] Una vez determinado el valor teórico, los astrofísicos comenzaron a buscar la confirmación experimental. Davis desarrolló la idea de tomar cientos de miles de litros de percloroetileno , un compuesto químico formado por carbono y cloro , y buscar neutrinos utilizando un detector de cloro-argón. [1] El proceso se llevó a cabo muy bajo tierra, de ahí la decisión de realizar el experimento en Homestake, ya que la ciudad albergaba la mina de oro de Homestake. [1] Al realizar el experimento a gran profundidad, Bahcall y Davis pudieron evitar las interacciones de los rayos cósmicos que podrían afectar el proceso y los resultados. [2] Todo el experimento duró varios años, ya que solo pudo detectar unas pocas conversiones de cloro a argón cada día, y el equipo no obtuvo los primeros resultados hasta 1968. [2] Para su sorpresa, el valor experimental de los neutrinos solares presentes fue inferior al 20% del valor teórico calculado por Bahcall. [2] En ese momento, se desconocía si había un error con el experimento o con los cálculos, o si Bahcall y Davis no tuvieron en cuenta todas las variables, pero esta discrepancia dio origen a lo que se conoció como el problema de los neutrinos solares .
Davis y Bahcall continuaron su trabajo para entender dónde se habían equivocado o qué se les estaba escapando, junto con otros astrofísicos que también hicieron su propia investigación sobre el tema. Muchos revisaron y rehicieron los cálculos de Bahcall en los años 1970 y 1980, y aunque había más datos que hacían que los resultados fueran más precisos, la diferencia seguía existiendo. [3] Davis incluso repitió su experimento cambiando la sensibilidad y otros factores para asegurarse de que no se pasara nada por alto, pero no encontró nada y los resultados seguían mostrando neutrinos "faltantes". [3] A finales de los años 1970, el resultado ampliamente esperado fue que los datos experimentales arrojaron alrededor del 39% del número calculado de neutrinos. [2] En 1969, Bruno Pontecorvo , un astrofísico italo-ruso, sugirió una nueva idea: tal vez no entendemos del todo los neutrinos como creemos, y que los neutrinos podrían cambiar de alguna manera, lo que significa que los neutrinos liberados por el sol cambiaron de forma y ya no eran neutrinos de la forma en que se pensaba que eran cuando llegaron a la Tierra, donde se realizó el experimento. [3] Esta teoría de Pontecorvo tendría sentido para explicar la discrepancia entre los resultados experimentales y teóricos que persistieron.
Pontecorvo nunca pudo demostrar su teoría, pero su pensamiento tenía algo de cierto. En 2002, los resultados de un experimento realizado a 2100 metros bajo tierra en el Observatorio de Neutrinos de Sudbury probaron y apoyaron la teoría de Pontecorvo y descubrieron que los neutrinos liberados por el Sol pueden, de hecho, cambiar de forma o sabor porque no carecen completamente de masa. [4] Este descubrimiento de la oscilación de neutrinos resolvió el problema de los neutrinos solares, casi 40 años después de que Davis y Bahcall comenzaran a estudiar los neutrinos solares.
El Super-Kamiokande es un detector Cherenkov de agua de 50.000 toneladas que se encuentra a 2.700 metros (8.900 pies) bajo tierra. [5] Los principales usos de este detector en Japón, además de la observación de neutrinos, son la observación de rayos cósmicos y la búsqueda de la desintegración de protones. En 1998, el Super-Kamiokande fue el sitio del experimento Super-Kamiokande que condujo al descubrimiento de la oscilación de neutrinos, el proceso por el cual los neutrinos cambian su forma, ya sea a electrón, muón o tau.
El experimento Super-Kamiokande comenzó en 1996 y todavía está activo. [6] En el experimento, el detector funciona al poder detectar neutrinos analizando moléculas de agua y detectando electrones que se eliminan de ellas, lo que luego produce una luz Cherenkov azul, que es producida por neutrinos. [7] Por lo tanto, cuando ocurre esta detección de luz azul, se puede inferir que hay un neutrino presente y contabilizarlo.
El Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO), un observatorio subterráneo de 2100 m (6900 pies) en Sudbury , Canadá, es el otro sitio donde se llevaron a cabo investigaciones sobre la oscilación de neutrinos a fines de la década de 1990 y principios de la década de 2000. Los resultados de los experimentos en este observatorio, junto con los de Super-Kamiokande, son los que ayudaron a resolver el problema de los neutrinos solares.
El SNO también es un detector Cherenkov de agua pesada y está diseñado para funcionar de la misma manera que el Super-Kamiokande. Los neutrinos, cuando reaccionan con agua pesada, producen la luz azul de Cherenkov, que indica la detección de neutrinos a investigadores y observadores. [8]
El detector Borexino está ubicado en los Laboratori Nazionali de Gran Sasso , Italia. [9] Borexino es un detector que se utiliza activamente y se están realizando experimentos en el sitio. El objetivo del experimento Borexino es medir neutrinos solares de baja energía, generalmente por debajo de 1 MeV, en tiempo real. [9] El detector es una estructura compleja que consta de fotomultiplicadores, electrones y sistemas de calibración que lo equipan para tomar mediciones adecuadas de los neutrinos solares de baja energía. [9] Los fotomultiplicadores se utilizan como dispositivo de detección en este sistema, ya que pueden detectar luz para señales extremadamente débiles. [10]
Los neutrinos solares pueden proporcionar una visión directa del núcleo del Sol porque es allí donde se originan. [1] Los neutrinos solares que salen del núcleo del Sol llegan a la Tierra antes que la luz debido a que los neutrinos solares no interactúan con ninguna otra partícula o partícula subatómica durante su camino, mientras que la luz ( fotones ) rebota de partícula a partícula. [1] El experimento Borexino utilizó este fenómeno para descubrir que el Sol libera la misma cantidad de energía actualmente que hace 100.000 años. [1]
Los neutrinos solares se producen en el núcleo del Sol a través de diversas reacciones de fusión nuclear , cada una de las cuales se produce a un ritmo determinado y da lugar a su propio espectro de energías de neutrinos. A continuación se describen los detalles de las reacciones más destacadas.
La principal contribución proviene de la cadena protón-protón . La reacción es:
o en palabras:
De todos los neutrinos solares, aproximadamente el 91% se produce a partir de esta reacción. [11] Como se muestra en la figura titulada "Neutrinos solares (cadena protón-protón) en el modelo solar estándar", el deuterón se fusionará con otro protón para crear un núcleo de 3 He y un rayo gamma. Esta reacción puede verse como:
El isótopo 4He se puede producir utilizando el 3He en la reacción anterior que se ve a continuación.
Ahora que hay helio-3 y helio-4 en el ambiente, uno de cada peso de núcleo de helio puede fusionarse para producir berilio:
El berilio-7 puede seguir dos caminos diferentes a partir de esta etapa: podría capturar un electrón y producir el núcleo de litio-7, más estable , y un neutrino electrónico, o alternativamente, podría capturar uno de los abundantes protones, lo que crearía boro-8 . La primera reacción a través del litio-7 es:
Esta reacción que produce litio produce aproximadamente el 7% de los neutrinos solares. [11] El litio-7 resultante se combina posteriormente con un protón para producir dos núcleos de helio-4. La reacción alternativa es la captura de protones, que produce boro-8, que luego se desintegra en beta + en berilio-8, como se muestra a continuación:
Esta reacción alternativa que produce boro produce aproximadamente el 0,02% de los neutrinos solares; aunque son tan pocos que convencionalmente se los despreciaría, estos raros neutrinos solares se destacan por sus energías promedio más altas. El asterisco (*) en el núcleo de berilio-8 indica que se encuentra en un estado excitado e inestable. El núcleo excitado de berilio-8 luego se divide en dos núcleos de helio-4: [12]
El flujo más alto de neutrinos solares proviene directamente de la interacción protón-protón, y tiene una energía baja, hasta 400 keV. También hay varios otros mecanismos de producción significativos, con energías de hasta 18 MeV. [13] Desde la Tierra, la cantidad de flujo de neutrinos en la Tierra es de alrededor de 7·10 10 partículas·cm −2 ·s −1 . [14] El número de neutrinos se puede predecir con gran confianza mediante el modelo solar estándar , pero el número de neutrinos detectados en la Tierra versus el número de neutrinos predichos son diferentes por un factor de un tercio, que es el problema de los neutrinos solares .
Los modelos solares también predicen la ubicación dentro del núcleo del Sol donde deberían originarse los neutrinos solares, dependiendo de la reacción de fusión nuclear que conduce a su producción. Los futuros detectores de neutrinos podrán detectar la dirección de llegada de estos neutrinos con suficiente precisión para medir este efecto. [15]
El espectro de energía de los neutrinos solares también se predice mediante modelos solares. [16] Es esencial conocer este espectro de energía porque los diferentes experimentos de detección de neutrinos son sensibles a diferentes rangos de energía de neutrinos. El experimento de Homestake utilizó cloro y fue más sensible a los neutrinos solares producidos por la desintegración del isótopo de berilio 7 Be. El Observatorio de Neutrinos de Sudbury es más sensible a los neutrinos solares producidos por 8 B. Los detectores que utilizan galio son más sensibles a los neutrinos solares producidos por el proceso de reacción en cadena protón-protón, sin embargo, no pudieron observar esta contribución por separado. La observación de los neutrinos de la reacción básica de esta cadena, la fusión protón-protón en deuterio, fue lograda por primera vez por Borexino en 2014. En 2012, la misma colaboración informó la detección de neutrinos de baja energía para la reacción protón-electrón-protón ( reacción pep ) que produce 1 de cada 400 núcleos de deuterio en el Sol. [17] [18] El detector contenía 100 toneladas métricas de líquido y observó en promedio 3 eventos cada día (debido a la producción de 11 C ) de esta reacción termonuclear relativamente poco común . En 2014, Borexino informó de una detección directa exitosa de neutrinos de la reacción pp a una tasa de 144 ± 33/día, en consonancia con la tasa prevista de 131 ± 2/día que se esperaba con base en la predicción del modelo solar estándar de que la reacción pp genera el 99% de la luminosidad del Sol y su análisis de la eficiencia del detector. [19] [20] Y en 2020, Borexino informó de la primera detección de neutrinos del ciclo CNO desde las profundidades del núcleo solar. [21]
Cabe señalar que Borexino midió neutrinos de varias energías; de esta manera, han demostrado experimentalmente, por primera vez, el patrón de oscilaciones de neutrinos solares predicho por la teoría. Los neutrinos pueden desencadenar reacciones nucleares. Al observar minerales antiguos de varias edades que han estado expuestos a neutrinos solares a lo largo del tiempo geológico, puede ser posible interrogar la luminosidad del Sol a lo largo del tiempo [22] , que, según el modelo solar estándar, ha cambiado a lo largo de los eones a medida que el subproducto (actualmente) inerte, el helio, se ha acumulado en su núcleo.
Wolfgang Pauli fue el primero en sugerir la idea de que una partícula como el neutrino existía en nuestro universo en 1930. Creía que dicha partícula no tenía masa alguna. [23] Esta era la creencia entre la comunidad astrofísica hasta que se resolvió el problema del neutrino solar. [ cita requerida ]
Frederick Reines , de la Universidad de California en Irvine, y Clyde Cowan fueron los primeros astrofísicos en detectar neutrinos en 1956. Ganaron un Premio Nobel de Física por su trabajo en 1995. [24]
Raymond Davis y John Bahcall son los pioneros de los estudios sobre los neutrinos solares. Aunque Bahcall nunca ganó un premio Nobel , Davis y Masatoshi Koshiba ganaron el premio Nobel de Física en 2002, después de que se resolviera el problema de los neutrinos solares, por sus contribuciones para ayudar a resolver el problema.
Pontecorvo, conocido como el primer astrofísico en sugerir la idea de que los neutrinos tienen cierta masa y pueden oscilar, nunca recibió un Premio Nobel por sus contribuciones debido a su fallecimiento en 1993. [ ¿especulación? ]
Arthur B. McDonald , un físico canadiense, fue un colaborador clave en la construcción del Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO) a mediados de la década de 1980 y más tarde se convirtió en el director del SNO y líder del equipo que resolvió el problema de los neutrinos solares. [23] McDonald, junto con el físico japonés Kajita Takaaki, recibieron un Premio Nobel por su trabajo al descubrir la oscilación de los neutrinos en 2015. [23]
El problema crítico del neutrino solar, que muchos astrofísicos interesados en los neutrinos solares estudiaron e intentaron resolver a finales del siglo XX y principios del siglo XXI, está resuelto. Incluso sin un problema principal que resolver, todavía hay investigaciones únicas y novedosas en curso en este campo de la astrofísica.
Esta investigación, publicada en 2017, tuvo como objetivo resolver el flujo de neutrinos y antineutrinos solares para energías extremadamente bajas (rango keV). [25] Los procesos a estas bajas energías consistían en información vital que informaba a los investigadores sobre la metalicidad solar . [25] La metalicidad solar es la medida de los elementos presentes en la partícula que son más pesados que el hidrógeno y el helio , típicamente en este campo este elemento suele ser el hierro . [26] Los resultados de esta investigación arrojaron hallazgos significativamente diferentes en comparación con investigaciones anteriores en términos del espectro de flujo general. [25] Actualmente aún no existe tecnología para poner a prueba estos hallazgos. [25]
Esta investigación, publicada en 2017, tuvo como objetivo buscar el momento magnético efectivo del neutrino solar . [27] La búsqueda se completó utilizando datos de exposición de la segunda fase del experimento Borexino, que consistió en datos durante 1291,5 días (3,54 años). [27] Los resultados arrojaron que la forma del espectro de retroceso de electrones era la esperada, sin cambios ni desviaciones importantes. [27]
