Neutrinos Electrónicos y Antineutrinos

La historia de una partícula que parecía no tener carga ni masa es muy interesante. El neutrino electrónico (un leptón) fué postulado por primera vez en 1930 por Wolfgang Pauli para explicar por qué los electrones en la desintegración beta no se emitían con la completa energía de reacción de una transición nuclear. La aparente violación de la conservación de la energía y el momento, fue más fácil de evitar al postular otra partícula. Enrico Fermi llamó a la partícula neutrino, y desarrolló una teoría del decaimiento beta basado en él, pero no fue observado experimentalmente hasta 1956. Esta escurridiza partícula, sin carga y casi sin masa, podía penetrar vastos espesores de material sin interacción. El camino libre medio de un neutrino en el agua, sería del orden de 10 veces la distancia entre la Tierra y el Sol. En el modelo estándar del Big Bang, los neutrinos sobrantes de la creación del universo son las partículas más abundantes en el universo. Esta densidad de neutrinos remanente, se cifra en 100 por centímetro cúbico a una temperatura efectiva de 2K (Simpson). La temperatura de fondo de los neutrinos es menor que la de la radiación de fondo (2,7K) porque el punto de transparencia del neutrino ocurrió antes. El sol emite un extenso número de neutrinos que pueden pasar a través de la tierra con poca o ninguna interacción. Esto lleva a la afirmación de que "los neutrinos solares brillan sobre nosotros durante el día, y brillan en nosotros durante la noche!". El modelado de Bahcall del flujo de neutrinos solares hizo una predicción de aproximadamente 5 x 10⁶ neutrinos/cm²s.

Con la supernova 1987A, vino una excelente oportunidad para la observación de neutrinos, cuando el equipo de observación japonés detectó neutrinos casi coincidente con el descubrimiento de la luz de la supernova.

Los neutrinos interactúan sólo por la interacción débil. Sus interacciones se representan generalmente en términos de diagramas de Feynman.

La Detección de Neutrinos

La primera observación experimental del neutrino interactuando con la materia fué hecha por Frederick Reines, Clyde Cowan, Jr. y colaboradores en 1956, en la planta de Savannah River en Carolina del Sur. La fuente de neutrinos era un reactor nuclear (de hecho se producen antineutrinos procedentes de la desintegración beta).

Los modernos detectores de neutrinos en el IMB en Ohio y el Kamiokande en Japón detectaron neutrinos de la Supernova 1987A. Un nuevo detector de neutrinos en Sudbury, Ontario comenzó a recopilar datos en octubre de 1999. Otro detector de neutrinos japonés llamado Super Kamiokande entró en funcionamiento en abril de 1996.

Un grupo adelantado de experimentos en una instalación llamada el telescopio de neutrinos solar, midió una tasa de emisión de neutrinos desde sol, de sólo un tercio del flujo esperado. Referido a menudo como el problema de los neutrinos solares, esta deficiencia de neutrinos ha sido difícil de explicar. Los recientes resultados del Observatorio de Neutrinos de Sudbury sugieren que una fracción de los neutrinos electrónicos producidos por el Sol, se transforman durante el camino a la Tierra en neutrinos muón. Las observaciones en Sudbury son consistentes con los modelos de flujo de neutrinos solares, suponiendo que esta "oscilación de los neutrinos" sea responsable de la observación de neutrinos distintos de los neutrinos electrónicos.

Observatorio de Neutrinos de Sudbury

El nuevo Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO) contiene una botella de 1000 toneladas métricas de agua pesada, suspendida en un tanque grande de agua ligera. El aparato se encuentra en Sudbury, Ontario, Canadá, a una profundidad de unos 2 km en una mina de níquel. Una matriz geodésica de 18 m de diámetro de 9.500 tubos fotomultiplicadores, rodea el agua pesada para detectar la radiación de Cerenkov por la interacción de neutrinos, los cuales disocian deuterio:

Mostrar otras Reacciones de Detección del SNO

La característica distintiva del observatorio de agua pesada es que puede medir tanto el flujo de neutrinos electrónicos, como el total de flujo de neutrinos (neutrinos electrónico, muón y tau). Se les debería permitir determinar si los neutrinos cambian de sabores. Si es así, podría explicar el problema de los neutrinos solares y demostraría que los neutrinos tienen masa.

El SNO comenzó a funcionar en el modo de producción en octubre de 1999, y a partir del verano de 2000 había recogido un número importante de eventos de neutrinos, tanto desde el sol (el foco principal del experimento), como de fenómenos atmosféricos con piones y muones. Los conos de Cerenkov del centro de neutrinos solares, sobre la dirección opuesta al sol, muestran aproximadamente el mismo flujo durante la noche que durante el día. Este fue un resultado esperado, ya que el camino libre medio de un neutrino en la materia, es de unos 22 años luz en el plomo, y en el camino en la Tierra hay poca diferencia. Un número importante de los eventos de neutrinos atmosféricos vienen de abajo, después de haber viajado por todo el camino a través de la tierra y formar el cono Cerenkov en los tubos fotomultiplicadores en la parte superior de la bola esférica de agua pesada. Estos conos Cerenkov se encuentran dispersos alrededor de toda la esfera, mientras que los solares por supuesto, muestran una precisa dirección antisolar.

La profundidad del detector lo protege del intenso bombardeo de muones de rayos cósmicos que alcanza la superficie de la tierra. El detector mide sólo aproximadamente 70 eventos de muones por día, y se distinguen fácilmente de los eventos de neutrinos, ya que el muón interactúa mediante la interacción electromagnética y produce una señal mucho más grande en el conjunto de detectores.

Con el fin de detectar el anillo de luz que es la firma de la radiación Cerenkov, las respuestas de todos los tubos fotomultiplicadores (PMTs), se controlan con una escala de tiempo muy corta. Con el fin de ser considerado como un "evento" en el detector, deben activarse por lo menos 20 PMTs en un intervalo de 100 nanosegundos.

El Telescopio de Neutrinos Solares

Raymond Davis, del Laboratorio Nacional de Brookhaven construyó un detector de neutrinos, a 1,6 kilometros bajo tierra en la mina de oro de Homestake en Lead, Dakota del Sur. El detector consiste en un tanque de 378.000 litros de percloroetileno, que además está aislado sumergido en el agua. Las expectativas teóricas eran de alrededor de una interacción neutrino-cloro por día, pero los eventos de neutrinos solares medidos, fueron alrededor de un tercio de eso, planteando serias dudas sobre la abundancia de los neutrinos solares (el problema de los neutrinos solares).

La detección de los neutrinos por este instrumento se basó en la interacción de los neutrinos con núcleos de cloro para producir argón. El argón puede ser retirado del tanque y medido, de manera que se podía determinar el número de neutrinos capturados en un intervalo de tiempo dado.

El argón decae de nuevo al isótopo de cloro desde el que fue creado, por el proceso de captura de electrones. La detección de esta transición está ayudada por la energía definida de los rayos X emitidos durante el proceso de captura de electrones. De acuerdo con Simpson, este experimento de la mina fue capaz de detectar aproximadamente 15 átomos de argón en un mes.

El percloroetileno es un líquido ordinario de limpieza en seco, pero 400.000 galones es un montón de líquido limpiador. Davis niega la historia de que después de la gran compra, estuvo sitiado por vendedores de perchas de alambre.

Detección de Neutrinos de Supernova

Dado que el neutrino puede pasar a través de toda la Tierra sin interacción, se necesita técnicas especializadas para detectar uno. Después de haber sido postulado por Fermi en 1930 para explicar las anomalías en la desintegración beta, no se detectaron en realidad hasta 1953 por Reines y Cowan.

La detección de neutrinos está ahora bien desarrollada y una oportunidad clásica para la detección de neutrinos acurrió con la Supernova 1987A. Una ráfaga de diez neutrinos se detectó dentro de un intervalo de tiempo de aproximadamente 15 segundos en un detector de neutrinos profundo en una mina en Japón. Tuvieron que penetrar en la Tierra para llegar al detector.

Mas Detalles Energias en eV

¿Masa del Neutrino?

No se ha medido masa definida en el neutrino, y el comentario estándar sobre la mayoría de los experimentos es que "los resultados son consistentes con una masa cero del neutrino". Pero esto plantea algunos problemas teóricos y han habido muchos intentos de establecer un rango para la masa del neutrino. Como su masa es evidentemente muy pequeña, si no es cero, la masa se indica generalmente en términos de su energía equivalente en electrón-voltios. La mayoría de los experimentos concluyen que la masa equivalente del neutrino es menos de 50 eV.

Una de las recientes piezas de información sobre la masa del neutrino vino de los neutrinos observados de la Supernova 1987A. Llegaron diez neutrinos dentro de una diferencia de 15 segundos, después de viajar 180.000 años luz, y se diferenciaban en energía por un factor de hasta tres. Esto limita la energía de masa en reposo del neutrino a menos de unos 30 eV (Rohlf).

La nueva evidencia experimental del detector de neutrinos Super-Kamiokande en Japón, representa hasta ahora, la evidencia más fuerte de que la masa del neutrino es distinta de cero. Los modelos de interacciones de los rayos cósmicos atmosféricos sugieren el doble de neutrinos muón que de neutrinos electrónicos, pero la relación medida era sólo 1,3:1. La interpretación de los datos sugerían una diferencia de masa entre los neutrinos electrones y muón de 0,03 a 0,1 eV. Suponiendo que el neutrino muón sería mucho más masivo que el neutrino electrón, esto implica un límite superior para la masa del neutrino muón de aproximadamente 0,1 eV.

Las recientes mediciones de neutrinos en el Observatorio de Neutrinos de Sudbury están en consonancia con el modelado del flujo total de neutrinos y añade evidencia de la oscilación de neutrinos, un proceso que sólo puede ocurrir si los neutrinos tienen masa.

Un Poco de Historia del Neutrino

El neutrino electrónico (un leptón), fue postulado por primera vez en 1930 por Wolfgang Pauli, para explicar por qué los electrones en el decaimiento beta, no se emitían con la energía de reacción completa de la transición nuclear. La aparente violación de la conservación de energía y el momento, era más fácil de evitar postulando la existencia de otra partícula. Enrico Fermi llamó a la partícula neutrino, y desarrolló una teoría del decaimiento beta basado en ella, pero no fue observado experimentalmente hasta 1956.

Wolfgang Pauli introdujo el neutrino al mundo de la física en 1930 con una famosa carta a "Liebe Radioacktive Damen und Herren", (Estimados señoras y señores radiactivos) en la reunión de investigadores de radiactividad en Tübingen. El primer planteamiento público de Pauli sobre el neutrino, fue en la séptima Conferencia Solvay en Bruselas en 1933.

Referencias:
Wolfgang Pauli and Modern Physics

Wiki sobre Wolfgang Pauli