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 . Sólo interactúan con la materia a través de una interacción débil y de la gravedad , lo que dificulta mucho su detección. Esto ha llevado al problema de los neutrinos solares , ahora resuelto . Actualmente se sabe mucho sobre los neutrinos solares, pero se están realizando investigaciones en este campo.
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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 de Homestake , que lleva el nombre de la localidad en la que se llevó a cabo (Homestake, Dakota del Sur ), tenía como objetivo contar los neutrinos solares que llegan a la Tierra. Bahcall, utilizando un modelo solar que desarrolló, llegó a la conclusión de que la forma más eficaz de estudiar los neutrinos solares sería mediante la reacción cloro-argón. [1] Utilizando su modelo, Bahcall pudo calcular el número de neutrinos que se espera que lleguen a la Tierra desde el Sol. [2] Una vez que se determinó 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 compuesto de 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 Homestake. [1] Al realizar el experimento a gran profundidad, Bahcall y Davis pudieron evitar interacciones de rayos cósmicos que podrían afectar el proceso y los resultados. [2] El experimento completo duró varios años, ya que solo fue capaz de detectar unas pocas conversiones de cloro a argón cada día, y el equipo no arrojó los primeros resultados hasta 1968. [2] Para su sorpresa, el valor experimental del La presencia de neutrinos solares era inferior al 20% del valor teórico calculado por Bahcall. [2] En ese momento, se desconocía si hubo un error en el experimento o en 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 comprender dónde pudieron haberse equivocado o qué se estaban perdiendo, junto con otros astrofísicos que también hicieron su propia investigación sobre el tema. Muchos revisaron y rehicieron los cálculos de Bahcall en las décadas de 1970 y 1980, y aunque había más datos que hacían que los resultados fueran más precisos, la diferencia aún persistía. [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 aún mostraban neutrinos "faltantes". [3] A finales de la década de 1970, el resultado ampliamente esperado fue que los datos experimentales arrojaron aproximadamente el 39% del número calculado de neutrinos. [2] En 1969, Bruno Pontecorvo , un astrofísico italo-ruso, sugirió una nueva idea de que tal vez no entendamos los neutrinos como pensamos, y que los neutrinos podrían cambiar de alguna manera, es decir, los neutrinos que son liberados por la El sol cambió de forma y ya no eran neutrinos como se pensaba que eran los neutrinos cuando llegaron a la Tierra, donde se llevó a cabo el experimento. [3] Esta teoría que tenía Pontecorvo tendría sentido al explicar la discrepancia entre los resultados experimentales y teóricos que persistieron.
Pontecorvo nunca pudo probar su teoría, pero su pensamiento acertaba en algo. En 2002, los resultados de un experimento realizado a 2.100 metros bajo tierra en el Observatorio de Neutrinos de Sudbury demostraron y respaldaron 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 a 2.700 metros (8.900 pies) bajo tierra. [5] Los usos principales de este detector en Japón , además de la observación de neutrinos, son la observación de rayos cósmicos y la búsqueda de 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 sabor, 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 siendo capaz de detectar neutrinos mediante el análisis de moléculas de agua y la detección de electrones que se eliminan de ellas, lo que luego produce una luz azul de Cherenkov, que es producida por los neutrinos. [7] Por lo tanto, cuando ocurre esta detección de luz azul se puede inferir que un neutrino está presente y contarse.
El Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO), un observatorio subterráneo de 2.100 m (6.900 pies) en Sudbury , Canadá, es el otro sitio donde se llevaban a cabo investigaciones sobre la oscilación de neutrinos a finales de los años 1990 y principios de los años 2000. Los resultados de los experimentos en este observatorio junto con los del Super-Kamiokande son los que ayudaron a resolver el problema de los neutrinos solares.
El SNO es también 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 el 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, normalmente 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 medidas adecuadas de los neutrinos solares de baja energía. [9] Los fotomultiplicadores se utilizan como dispositivo de detección en este sistema, ya que son capaces de detectar la luz en señales extremadamente débiles. [10]
Los neutrinos solares pueden proporcionar información directa sobre el núcleo del Sol porque es allí donde se originan los neutrinos solares. [1] Los neutrinos solares que salen del núcleo del Sol llegan a la Tierra antes que la luz debido al hecho de que los neutrinos solares no interactúan con ninguna otra partícula o partícula subatómica durante su trayectoria, mientras que la luz ( fotones ) rebota de una partícula a otra. [1] El experimento Borexino utilizó este fenómeno para descubrir que el Sol libera actualmente la misma cantidad de energía que hace 100.000 años. [1]
Los neutrinos solares se producen en el núcleo del Sol a través de varias reacciones de fusión nuclear , cada una de las cuales ocurre a un ritmo particular y conduce a su propio espectro de energías de neutrinos. Los detalles de las reacciones más destacadas se describen a continuación.
El principal aporte proviene de la cadena protón-protón . La reacción es:
o en palabras:
De todos los neutrinos solares, aproximadamente el 91% se producen 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 se puede ver como:
El isótopo 4 He se puede producir utilizando el 3 He en la reacción anterior que se ve a continuación.
Con helio-3 y helio-4 ahora en el medio 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 más tarde 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 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 pasaría por alto, estos raros neutrinos solares 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 mayor flujo de neutrinos solares proviene directamente de la interacción protón-protón y tienen una energía baja, hasta 400 keV. También existen otros mecanismos de producción importantes, con energías de hasta 18 MeV. [13] Desde la Tierra, la cantidad de flujo de neutrinos en la Tierra es de aproximadamente 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 en un factor de un tercio, que es el problema de los neutrinos solares .
Los modelos solares predicen además el lugar 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 entrada de estos neutrinos con suficiente precisión para medir este efecto. [15]
Los modelos solares también predicen el espectro energético de los neutrinos solares. [16] Es esencial conocer este espectro de energía porque 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 realizada por primera vez por Borexino en 2014. En 2012, la misma colaboración informó de la detección de neutrinos de baja energía para la relación 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 vio en promedio 3 eventos cada día (debido a la producción de 11 C ) de esta reacción termonuclear relativamente poco común . En 2014, Borexino informó sobre una detección directa exitosa de neutrinos de la reacción pp a una velocidad de 144±33/día, consistente con la tasa prevista de 131±2/día que se esperaba según la predicción del modelo solar estándar de que las pp -La reacción genera el 99% de la luminosidad del Sol y su análisis de la eficiencia del detector. [19] [20] Y en 2020, Borexino informó la primera detección de neutrinos del ciclo CNO desde lo profundo del núcleo solar. [21]
Tenga en cuenta que Borexino midió neutrinos de varias energías; De esta manera han demostrado experimentalmente, por primera vez, el patrón de oscilaciones de los neutrinos solares predicho por la teoría. Los neutrinos pueden desencadenar reacciones nucleares. Al observar minerales antiguos de diversas edades que han estado expuestos a neutrinos solares a lo largo del tiempo geológico, es 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. ya que el (actualmente) subproducto inerte helio se ha acumulado en su núcleo.
Wolfgang Pauli fue el primero en sugerir la idea de que una partícula como el neutrino existiera en nuestro universo en 1930. Creía que dicha partícula carecía completamente de masa. [23] Esta era la creencia entre la comunidad de astrofísica hasta que se resolvió el problema de los neutrinos solares. [ cita necesaria ]
Frederick Reines , de la Universidad de California en Irvine, y Clyde Cowan fueron los primeros astrofísicos en detectar neutrinos en 1956. Ganaron el Premio Nobel de Física por su trabajo en 1995. [24]
Raymond Davis y John Bahcall son los pioneros de los estudios de neutrinos solares. Si bien Bahcall nunca ganó un Premio Nobel , Davis junto con Masatoshi Koshiba ganaron el Premio Nobel de Física en 2002 después de que se resolvió 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 algo de 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 director del SNO y líder del equipo que resolvió el problema de los neutrinos solares. [23] McDonald, junto con la física japonesa Kajita Takaaki, recibieron el Premio Nobel por su trabajo al descubrir la oscilación de neutrinos en 2015. [23]
La cuestión crítica del problema de los neutrinos solares, que muchos astrofísicos interesados en los neutrinos solares estudiaron e intentaron resolver a finales del siglo XX y principios del 2000, está resuelta. En el siglo XXI, incluso sin un problema principal que resolver, todavía se están llevando a cabo investigaciones únicas y novedosas en este campo de la astrofísica.
Esta investigación, publicada en 2017, tenía como objetivo resolver el flujo de neutrinos y antineutrinos solares para energías extremadamente bajas (rango de keV). [25] Los procesos a estas bajas energías consistían en información vital que hablaba a los investigadores sobre la metalicidad solar . [25] La metalicidad solar es la medida de 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, tenía 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 de más de 1291,5 días (3,54 años). [27] Los resultados arrojaron que la forma del espectro de retroceso de los electrones era la esperada, sin cambios ni desviaciones importantes. [27]
