El problema de los neutrinos solares se debía a una gran discrepancia entre el flujo de neutrinos solares previsto a partir de la luminosidad del Sol y el medido directamente. La discrepancia se observó por primera vez a mediados de los años 1960 y se resolvió alrededor de 2002.
El flujo de neutrinos en la Tierra es de varias decenas de miles de millones por centímetro cuadrado por segundo, la mayoría de ellos procedentes del núcleo del Sol . Sin embargo, son difíciles de detectar, porque interactúan muy débilmente con la materia, atravesando toda la Tierra . De los tres tipos ( sabores ) de neutrinos conocidos en el Modelo Estándar de la física de partículas , el Sol produce solo neutrinos electrónicos . Cuando los detectores de neutrinos se volvieron lo suficientemente sensibles como para medir el flujo de neutrinos electrónicos procedentes del Sol, el número detectado fue mucho menor de lo previsto. En varios experimentos, el déficit de número fue de entre la mitad y dos tercios.
Los físicos de partículas sabían que un mecanismo, discutido en 1957 por Bruno Pontecorvo , podía explicar el déficit de neutrinos electrónicos. [1] Sin embargo, dudaron en aceptarlo por varias razones, incluido el hecho de que requería una modificación del Modelo Estándar aceptado. Primero apuntaron al modelo solar para su ajuste, que fue descartado. Hoy se acepta que los neutrinos producidos en el Sol no son partículas sin masa como predice el Modelo Estándar sino más bien estados cuánticos mixtos compuestos de estados propios de masa definida en diferentes proporciones ( complejas ). Eso permite que un neutrino producido como un neutrino electrónico puro cambie durante la propagación en una mezcla de neutrinos electrónicos, muónicos y tau, con una probabilidad reducida de ser detectado por un detector sensible solo a neutrinos electrónicos.
Varios detectores de neutrinos que apuntaban a diferentes sabores, energías y distancias recorridas contribuyeron a nuestro conocimiento actual sobre los neutrinos. En 2002 y 2015, un total de cuatro investigadores relacionados con algunos de estos detectores fueron galardonados con el Premio Nobel de Física .
El Sol lleva a cabo una fusión nuclear mediante la reacción en cadena protón-protón , que convierte cuatro protones en partículas alfa , neutrinos , positrones y energía. Esta energía se libera en forma de radiación electromagnética, como rayos gamma , así como en forma de energía cinética tanto de las partículas cargadas como de los neutrinos. Los neutrinos viajan desde el núcleo del Sol hasta la Tierra sin ninguna absorción apreciable por las capas externas del Sol.
A finales de los años 1960, el experimento Homestake de Ray Davis y John N. Bahcall fue el primero en medir el flujo de neutrinos del Sol y detectar un déficit. El experimento utilizó un detector basado en cloro . Muchos detectores Cherenkov radioquímicos y de agua posteriores confirmaron el déficit, incluidos el Observatorio Kamioka y el Observatorio de Neutrinos de Sudbury .
El número esperado de neutrinos solares se calculó utilizando el modelo solar estándar , que Bahcall había ayudado a establecer. El modelo proporciona una descripción detallada del funcionamiento interno del Sol.
En 2002, Ray Davis y Masatoshi Koshiba ganaron parte del Premio Nobel de Física por un trabajo experimental que encontró que el número de neutrinos solares era alrededor de un tercio del número predicho por el modelo solar estándar. [2]
En reconocimiento a la firme evidencia proporcionada por los experimentos de 1998 y 2001 "para la oscilación de neutrinos", Takaaki Kajita del Observatorio Super-Kamiokande y Arthur McDonald del Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO) fueron galardonados con el Premio Nobel de Física 2015. [3] [4] Sin embargo, el Comité Nobel de Física se equivocó al mencionar las oscilaciones de neutrinos con respecto al Experimento SNO: para los neutrinos solares de alta energía observados en ese experimento, no se trata de oscilaciones de neutrinos, sino del efecto Mikheyev–Smirnov–Wolfenstein . [5] [6] Bruno Pontecorvo no fue incluido en estos premios Nobel ya que murió en 1993.
Los primeros intentos de explicar la discrepancia propusieron que los modelos del Sol estaban equivocados, es decir, que la temperatura y la presión en el interior del Sol eran sustancialmente diferentes de lo que se creía. Por ejemplo, como los neutrinos miden la cantidad de fusión nuclear actual, se sugirió que los procesos nucleares en el núcleo del Sol podrían haberse detenido temporalmente. Dado que la energía térmica tarda miles de años en trasladarse desde el núcleo hasta la superficie del Sol, esto no sería evidente de inmediato.
Los avances en las observaciones heliosismológicas permitieron inferir las temperaturas interiores del Sol; estos resultados coincidieron con el modelo solar estándar bien establecido . Las observaciones detalladas del espectro de neutrinos desde observatorios de neutrinos más avanzados produjeron resultados que ningún ajuste del modelo solar podía acomodar: mientras que el flujo de neutrinos general más bajo (que encontraron los resultados del experimento de Homestake) requirió una reducción en la temperatura del núcleo solar, los detalles en el espectro de energía de los neutrinos requirieron una temperatura central más alta . Esto sucede porque diferentes reacciones nucleares, cuyas tasas tienen diferente dependencia de la temperatura, producen neutrinos con diferente energía. Cualquier ajuste al modelo solar empeoró al menos un aspecto de las discrepancias. [7]
El problema de los neutrinos solares se resolvió gracias a una mejor comprensión de las propiedades de los neutrinos. Según el Modelo Estándar de la física de partículas, existen tres tipos de neutrinos: neutrinos electrónicos , neutrinos muónicos y neutrinos tau . Los neutrinos electrónicos son los que se producen en el Sol y los que se detectan mediante los experimentos antes mencionados, en particular el experimento de la mina Homestake con detector de cloro.
Durante la década de 1970, se creía ampliamente que los neutrinos no tenían masa y que sus sabores eran invariables. Sin embargo, en 1968 Pontecorvo propuso que si los neutrinos tenían masa, podrían cambiar de un sabor a otro. [8] Por lo tanto, los neutrinos solares "perdidos" podrían ser neutrinos electrónicos que cambiaron de sabor en su camino hacia la Tierra, volviéndose invisibles para los detectores de la mina Homestake y los observatorios de neutrinos contemporáneos.
La supernova 1987A indicó que los neutrinos podrían tener masa debido a la diferencia en el tiempo de llegada de los neutrinos detectados en Kamiokande y el IMB . [9] Sin embargo, debido a que se detectaron muy pocos eventos de neutrinos, fue difícil sacar conclusiones con certeza. Si Kamiokande y el IMB tuvieran cronómetros de alta precisión para medir el tiempo de viaje de la explosión de neutrinos a través de la Tierra, podrían haber establecido de manera más definitiva si los neutrinos tenían masa o no. Si los neutrinos no tuvieran masa, viajarían a la velocidad de la luz; si tuvieran masa, viajarían a velocidades ligeramente menores que la de la luz. Dado que los detectores no estaban diseñados para la detección de neutrinos de supernova , esto no se pudo hacer.
En 1998, la colaboración Super-Kamiokande en Japón proporcionó pruebas sólidas de la oscilación de neutrinos . [10] Produjo observaciones que coincidían con la transformación de los neutrinos muónicos (producidos en la atmósfera superior por los rayos cósmicos ) en neutrinos tau dentro de la Tierra: se detectaron menos neutrinos atmosféricos que pasaban por la Tierra que los que venían directamente desde arriba del detector. Estas observaciones solo se referían a los neutrinos muónicos. No se observaron neutrinos tau en Super-Kamiokande. Sin embargo, el resultado hizo más plausible que el déficit de neutrinos con sabor a electrones observado en el experimento Homestake (de energía relativamente baja) también tenga que ver con la masa de los neutrinos.
Un año después, el Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO) comenzó a recopilar datos. Ese experimento tenía como objetivo los neutrinos solares 8 B, que con alrededor de 10 MeV no se ven muy afectados por la oscilación tanto en el Sol como en la Tierra. Sin embargo, se espera un gran déficit debido al efecto Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein , como había sido calculado por Alexei Smirnov en 1985. El diseño único de SNO que emplea una gran cantidad de agua pesada como medio de detección fue propuesto por Herb Chen , también en 1985. [11] SNO observó neutrinos electrónicos, específicamente, y todos los tipos de neutrinos, colectivamente, de ahí la fracción de neutrinos electrónicos. [12] Después de un extenso análisis estadístico, la colaboración SNO determinó que esa fracción era de aproximadamente el 34%, [13] en perfecto acuerdo con la predicción. El número total de neutrinos 8 B detectados también concuerda con las predicciones aproximadas de ese momento del modelo solar. [14]