Los neutrinos son partículas subatómicas que tienen una masa extremadamente pequeña. Estas partículas se parecen más a los electrones, pero no tienen carga y casi nula interacción con cualquier tipo de materia, lo que hace que la detección de neutrinos sea muy difícil para los astrónomos. Los neutrinos, que reciben el sobrenombre de partículas fantasma, pueden parecer "nada" como lo describe el profesor de física de la Universidad de California en Davis, John Conway, pero son esenciales para comprender la física de nuestro universo. [1] Los tipos de neutrinos incluyen atmosférico , supernova , el fondo de neutrinos de supernova difusay neutrinos solares. Los neutrinos solares son específicamente neutrinos que se originan en el sol y son el tipo más común de neutrino que pasa a través de una persona o cualquier otra fuente observada en la Tierra en un momento determinado. Estos neutrinos nacen de un proceso conocido como fusión nuclear que ocurre en el núcleo de nuestro sol.
Hoy en día se sabe mucho sobre los neutrinos solares, pero la investigación en este campo está en curso. Durante muchos años, la mayor parte del trabajo realizado por los astrofísicos sobre los neutrinos solares tenía como objetivo encontrar una solución al problema de los neutrinos solares , uno de los mayores misterios de la astrofísica a finales del siglo XX. La carrera para resolver el problema de los neutrinos solares fue un viaje en el que se embarcaron muchos astrofísicos, haciendo uso de varios observatorios y detectores de neutrinos en todo el mundo.
Historia y antecedentes
Experimento Homestake
La línea de tiempo de los neutrinos solares, y sus fechas de descubrimiento de nuevo a la década de 1960, a partir de dos astrofísicos por los nombres de John Bahcall y Raymond Davis Jr . El experimento, conocido como Experimento Homestake , que lleva el nombre de la ciudad en la que se llevó a cabo, Homestake, Dakota del Sur , tenía como objetivo medir y contar todos los neutrinos solares que estaban presentes. Bahcall, utilizando un modelo solar desarrollado, llegó a la conclusión de que la forma más eficaz de estudiar los neutrinos solares sería utilizando y estudiando la reacción cloro-argón. [2] A partir de esta información que obtuvo, Bahcall pudo calcular el número esperado de neutrinos presentes en el sol. [3] Una vez que se encontró el valor teórico, los astrofísicos tuvieron que encontrar un valor 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 usando un detector de cloro-argón. [2] 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. [2] 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. [3] Todo el experimento duró años ya que el detector fue capaz de detectar solo unas pocas conversiones de cloro a argón cada día, y los primeros resultados no fueron obtenidos por el equipo hasta 1968. [3] El valor experimental de los neutrinos solares presentes fue sorprendentemente menos del 20% del valor teórico calculado por Bahcall. [3] En ese momento, no se sabía si hubo un error con el experimento o con los cálculos, o si Bahcall y Davis no tomaron en cuenta todas las variables, pero esta discrepancia dio origen a lo que se conoció como el Problema de los neutrinos solares.
Experimentación adicional
Davis y Bahcall continuaron su trabajo para comprender dónde pudieron haber salido mal 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 hubo más datos que hicieron que los resultados fueran más precisos, la diferencia aún permanecía. [4] Davis incluso repitió su experimento cambiando la sensibilidad y otros factores para asegurarse de que no se pasara por alto nada, pero no encontró nada y los resultados aún mostraban neutrinos "faltantes". [4] A fines de la década de 1970, el resultado ampliamente esperado fue que los datos experimentales arrojaron alrededor del 39% del número calculado de neutrinos. [3] En 1969, Bruno Pontecorvo , un astrofísico ruso, sugirió una nueva idea de que tal vez no entendemos los neutrinos como pensamos, y que los neutrinos podrían cambiar de alguna manera, lo que significa que los neutrinos liberados por el sol cambiaron. se formaron y ya no eran neutrinos como se pensaba cuando llegaron a la Tierra, donde se llevó a cabo el experimento. [4] Esta teoría que tenía Pontecorvo tendría sentido para explicar la discrepancia entre los resultados experimentales y teóricos que persistieron.
Solución al problema de los neutrinos solares
Pontecorvo nunca pudo probar su teoría, pero estaba en algo con su pensamiento. En 2002, los resultados de un experimento realizado a 2.100 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 cambiar de forma o sabor porque no carecen completamente de masa. [5] 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.
Observatorios de neutrinos
Super-Kamiokande
El Super-Kamiokande es un detector Cherenkov de 50.000 toneladas de agua a 2700 metros bajo tierra. [6] El uso principal de este detector en Japón, además de la observación de neutrinos, es 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 llevó al descubrimiento de la oscilación de neutrones, el proceso por el que los neutrinos cambian su sabor, ya sea a electrones, muones o tau.
El experimento Super-Kamiokande, comenzó en 1996 y todavía está activo. [7] 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 azul Cherenkov, que es producida por neutrinos. [8] Por lo tanto, cuando ocurre esta detección de luz azul, se puede inferir que hay un neutrino presente y contado.
El Observatorio de Neutrinos de Sudbury
El Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO), un observatorio subterráneo de 2100 m en Sudbury , Canadá , es la otra ciudad donde se estaba llevando a cabo la investigación de la oscilación de neutrinos a fines de la década de 1990 y principios de la 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 Cherenkov, lo que indica la detección de neutrinos a investigadores y observadores. [9]
Borexino
El detector Borexino se encuentra en el Laboratori Nazionali de Gran Sasso, Italia . [10] Borexino es un detector de uso activo 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. [10] El detector es una estructura compleja que consta de fotomultiplicadores, electrones y sistemas de calibración que lo hacen equipado para tomar medidas adecuadas de los neutrinos solares de baja energía. [10] Los fotomultiplicadores se utilizan como dispositivo de detección en este sistema, ya que pueden detectar la luz para señales extremadamente débiles. [11]
Los neutrinos solares pueden proporcionar una visión directa del núcleo de nuestro sol porque es de donde se originan los neutrinos solares. [2] 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 partícula en partícula. [2] El experimento Borexino utilizó este fenómeno para descubrir que el sol libera la misma cantidad de energía actualmente que hace 100.000 años. [2]
Observatorio IceCube Neutrino
El Observatorio de Neutrinos IceCube está ubicado en la Antártida en la Estación del Polo Sur Amundsen-Scott . El observatorio consta de tubos fotomultiplicadores y miles de sensores esféricos ubicados debajo del hielo repartidos en un área de más de un kilómetro cúbico. [12] Los físicos llevan a cabo investigaciones en el observatorio antártico con el objetivo de responder preguntas no solo sobre neutrinos y neutrinos solares, sino también sobre rayos cósmicos y materia oscura . [12]
Proceso de formación
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 la más prominente de estas reacciones se describen a continuación.
La principal contribución proviene de la reacción protón-protón . La reacción es:
o en palabras:
- dos protonesdeuterón + positrón + neutrino electrónico .
De todos los neutrinos solares, aproximadamente el 91% se producen a partir de esta reacción. [13] 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 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 desde 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 de producción de litio produce aproximadamente el 7% de los neutrinos solares. [13] 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 beta + se desintegra en berilio-8 como se muestra a continuación:
Esta reacción alternativa de producción de boro produce aproximadamente el 0,02% de los neutrinos solares; aunque son tan pocos que convencionalmente serían descuidados, estos raros neutrinos solares se destacan por sus energías medias 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: [14]
Datos observados
El mayor flujo 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 importantes, con energías de hasta 18 MeV. [15] Desde la Tierra, la cantidad de flujo de neutrinos en la Tierra es de alrededor de 7 · 10 10 partículas · cm −2 · s −1 . [16] El número de neutrinos puede predecirse con gran confianza mediante el Modelo Solar Estándar , pero el número de neutrinos detectados en la Tierra versus el número de neutrinos pronosticado son diferentes en un factor de un tercio, que es el problema de los neutrinos solares.
Los modelos solares predicen además la ubicación dentro del núcleo del Sol de 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. [17]
El espectro de energía de los neutrinos solares también se predice mediante modelos solares. [18] 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 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 usan 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, 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 el protón-electrón-protón ( reacción de pep ) que produce 1 de cada 400 núcleos de deuterio en el sol. [19] [20] El detector contenía 100 toneladas métricas de líquido y vio un promedio de 3 eventos cada día (debido a la producción de 11 C ) de esta reacción termonuclear relativamente poco común . En 2014, Borexino informó una detección directa exitosa de neutrinos de la reacción pp a una tasa de 144 ± 33 / día, consistente con la tasa predicha de 131 ± 2 / día que se esperaba según la predicción del Modelo Solar Estándar que el pp -reacción genera el 99% de la luminosidad del Sol y su análisis de la eficiencia del detector. [21] [22] Y en 2020, Borexino informó la primera detección de neutrinos del ciclo CNO desde las profundidades del núcleo solar. [23]
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 varias edades que han estado expuestos a neutrinos solares durante el tiempo geológico, es posible interrogar la luminosidad del Sol a lo largo del tiempo, [24] que, según el Modelo Solar Estándar , ha cambiado a lo largo de los eones. ya que el helio (actualmente) subproducto inerte se ha acumulado en su núcleo.
Astrofísicos contribuyentes clave
Wolfgang Paul i fue el primero en sugerir la idea de una partícula como el neutrino que existía en nuestro universo en 1930. Creía que tal partícula carecía por completo de masa. [25] Esta fue la creencia entre la comunidad astrofísica hasta que se resolvió el problema de los neutrinos solares.
Frederick Reines , de la Universidad de California en Irvine, y George A. Cowan fueron los primeros astrofísicos en detectar neutrinos en 1956. Ganaron un Premio Nobel de Física por su trabajo en 1995 [26].
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.
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. [25] McDonald, junto con el físico japonés Kajita Takaaki, recibieron el Premio Nobel por su trabajo en el descubrimiento de la oscilación de los neutrinos en 2015. [25]
Investigaciones y hallazgos actuales
El problema crítico del problema de los neutrinos solares, que muchos astrofísicos interesados en los neutrinos solares estudiaron e intentaron resolver a finales de 1900 y principios de 2000, está resuelto. En el siglo XXI, incluso sin un problema principal que resolver, todavía hay investigaciones únicas y novedosas en curso en este campo de la astrofísica.
Flujo de neutrinos solares a energías keV
Esta investigación, publicada en 2017, tuvo como objetivo resolver el flujo solar de neutrinos y antineutrinos para energías extremadamente bajas (rango keV). [27] Los procesos a estas bajas energías consistieron en información vital que informó a los investigadores sobre la metalicidad solar . [27] 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 hierro . [28] Los resultados de esta investigación arrojaron hallazgos significativamente diferentes en comparación con investigaciones anteriores en términos del espectro de flujo general. [27] Actualmente, todavía no existe tecnología para poner a prueba estos hallazgos. [27]
Limitar los momentos magnéticos de los neutrinos con datos de neutrinos solares Borexino Phase-II
Esta investigación, publicada en 2017, tuvo como objetivo buscar el momento magnético efectivo del neutrino solar . [29] La búsqueda se completó utilizando datos de la exposición de la segunda fase del experimento Borexino que consistió en datos durante 1291,5 días (3,54 años). [29] Los resultados arrojaron que la forma del espectro de retroceso de electrones era la esperada sin grandes cambios o desviaciones de la misma. [29]
Ver también
- Oscilaciones de neutrinos
- Problema de neutrinos solares
- Detector de neutrinos
- Oscilación de partículas neutras
- Unidad de neutrinos solares
- Nucleosíntesis estelar
Referencias
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