El problema de los neutrinos solares se refería a una gran discrepancia entre el flujo de neutrinos solares como predice a partir de la Sun 's luminosidad y medirse directamente. La discrepancia se observó por primera vez a mediados de la década de 1960 y finalmente 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, principalmente desde el núcleo del Sol . Sin embargo, son difíciles de detectar, porque interactúan muy débilmente con la materia, atravesando toda la Tierra como la luz lo hace con una fina capa de aire. De los tres tipos ( sabores ) de neutrinos conocidos en el Modelo Estándar de física de partículas , el Sol produce solo neutrinos electrónicos . Cuando los detectores de neutrinosse volvió lo suficientemente sensible como para medir el flujo de neutrinos electrónicos del Sol, el número detectado fue mucho menor de lo previsto. En varios experimentos, el déficit numérico fue de entre la mitad y dos tercios.
Los físicos de partículas sabían que un mecanismo, discutido en 1957 por Bruno Pontecorvo , podría explicar el déficit de neutrinos electrónicos. [ cita requerida ] 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 el ajuste, que fue descartado. Hoy en día se acepta que los neutrinos producidos en el Sol no son partículas sin masa como predice el Modelo Estándar, sino estados cuánticos mixtos formados por autoestados de masa definida en diferentes proporciones ( complejas ). Eso permite que un neutrino producido como un neutrino de electrones puro cambie durante la propagación a una mezcla de neutrinos de electrones, muones y tau, con una probabilidad reducida de ser detectado por un detector sensible solo a los neutrinos de electrones.
Varios detectores de neutrinos que apuntan a diferentes sabores, energías y distancias recorridas contribuyeron a nuestro conocimiento actual de los neutrinos. En 2002 y 2015, un total de cuatro investigadores relacionados con algunos de estos detectores recibieron el Premio Nobel de Física .
Fondo
El Sol realiza la fusión nuclear a través de 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 una absorción apreciable por las capas externas del Sol.
A finales de 1960, Ray Davis y John Bahcall 's Experimento Homestake fue el primero en medir el flujo de neutrinos procedentes del Sol y detectar un déficit. El experimento utilizó un detector a base de cloro . Muchos detectores Cherenkov de agua y radioquímicos posteriores confirmaron el déficit, incluido 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 da 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. [1]
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 . [2] [3] El Comité Nobel de Física, sin embargo, 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 de Mikheyev – Smirnov– Efecto Wolfenstein . [4] [5] Bruno Pontecorvo no fue incluido en estos premios Nobel desde su muerte en 1993.
Soluciones propuestas
Los primeros intentos de explicar la discrepancia propusieron que los modelos del Sol estaban equivocados, es decir, la temperatura y la presión en el interior del Sol eran sustancialmente diferentes de lo que se creía. Por ejemplo, dado que los neutrinos miden la cantidad de fusión nuclear actual, se sugirió que los procesos nucleares en el núcleo del Sol podrían haberse cerrado temporalmente. Dado que se necesitan miles de años para que la energía térmica se mueva desde el núcleo hasta la superficie del Sol, esto no sería evidente de inmediato.
Los avances en las observaciones de heliosismología hicieron posible inferir las temperaturas interiores del Sol; estos resultados coincidieron con el modelo solar estándar bien establecido . Las observaciones detalladas del espectro de neutrinos de los observatorios de neutrinos más avanzados produjeron resultados que ningún ajuste del modelo solar podría acomodar: mientras que el flujo de neutrinos más bajo general (que encontraron los resultados del experimento de Homestake) requirió una reducción en la temperatura del núcleo solar, detalles en la energía El espectro de los neutrinos requería una temperatura central más alta. Esto sucede porque diferentes reacciones nucleares, cuyas velocidades tienen diferente dependencia de la temperatura, producen neutrinos con diferente energía. Cualquier ajuste al modelo solar empeoró al menos un aspecto de las discrepancias. [6]
Resolución
El problema de los neutrinos solares se resolvió con una mejor comprensión de las propiedades de los neutrinos. Según el Modelo Estándar de física de partículas, hay tres sabores de neutrinos: neutrinos electrónicos , neutrinos muónicos y neutrinos tau . Los neutrinos electrónicos son los producidos en el Sol y los detectados por 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 sus sabores eran invariables. Sin embargo, en 1968 Pontecorvo propuso que si los neutrinos tuvieran masa, entonces podrían cambiar de un sabor a otro. [7] Por lo tanto, los neutrinos solares "perdidos" podrían ser neutrinos de electrones que cambiaron a otros sabores en el camino a la Tierra, haciéndolos invisibles para los detectores en 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 e IMB . [8] Sin embargo, debido a que se detectaron muy pocos eventos de neutrinos, fue difícil sacar conclusiones con certeza. Si Kamiokande e IMB tuvieran temporizadores de alta precisión para medir el tiempo de viaje del estallido 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 destinados a la detección de neutrinos de supernovas , esto no se pudo hacer.
En 1998, se obtuvieron pruebas contundentes de la oscilación de neutrinos de la colaboración Super-Kamiokande en Japón. [9] Produjo observaciones consistentes con neutrinos muónicos (producidos en la atmósfera superior por rayos cósmicos ) que se transformaron en neutrinos tau dentro de la Tierra: se detectaron menos neutrinos atmosféricos provenientes de la Tierra que provenientes directamente de 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 en los neutrinos con sabor a electrones observado en el experimento de Homestake (de energía relativamente baja) también tenga que ver con la masa de 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 a alrededor de 10 MeV no se ven muy afectados por la oscilación tanto en el Sol como en la Tierra. No obstante, se espera un gran déficit debido al efecto Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein, 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. [ 10] SNO observó neutrinos de electrones, específicamente, y todos los sabores de neutrinos, colectivamente, de ahí la fracción de neutrinos de electrones. [11] Después de un extenso análisis estadístico, la colaboración de SNO determinó que esa fracción era aproximadamente del 34%, [12] en perfecto acuerdo con la predicción. El número total de neutrinos 8 B detectados también concuerda con las entonces aproximadas predicciones del modelo solar. [13]
Referencias
- ^ "El Premio Nobel de Física 2002" . Consultado el 16 de febrero de 2020 .
- ^ "El Premio Nobel de Física 2015" . Consultado el 16 de febrero de 2020 .
- ^ Webb, Jonathan (6 de octubre de 2015). "Neutrino 'flip' gana el premio Nobel de física" . BBC News . Consultado el 6 de octubre de 2015 .
- ^ Alexei Yu. Smirnov : "Neutrinos solares: ¿Oscilaciones o no oscilaciones?" 8 de septiembre de 2016, arXiv : 1609.02386 .
- ^ Adrian Cho: "¿El comité del Nobel se equivocó en la física?" Science , 14 de diciembre de 2016, doi: 10.1126 / science.aal0508 .
- ^ Haxton, WC Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol 33, págs. 459–504, 1995.
- ^ Gribov, V. (1969). "Astronomía de neutrinos y carga de leptones". Physics Letters B . 28 (7): 493–496. Código Bibliográfico : 1969PhLB ... 28..493G . doi : 10.1016 / 0370-2693 (69) 90525-5 .
- ^ W. David Arnett y Jonathan L. Rosner (1987). "Límites de masa de neutrinos de SN1987A". Cartas de revisión física . 58 (18): 1906-1909. Código Bibliográfico : 1987PhRvL..58.1906A . doi : 10.1103 / PhysRevLett.58.1906 . PMID 10034569 .
- ^ Edward Kearns, Takaaki Kajita y Yoji Totsuka: "Detección de neutrinos masivos". Scientific American , agosto de 1999.
- ^ HH Chen, "Enfoque directo para resolver el problema del neutrino solar", Physical Review Letters 55, 1985, doi: 10.1103 / PhysRevLett.55.1534 .
- ^ QR Ahmad, et al., "Medición de la tasa de interacciones ν e + d → p + p + e - Producida por 8 neutrinos solares B en el Observatorio de Neutrinos de Sudbury," Physical Review Letters 87, 2001, doi: 10.1103 / PhysRevLett.87.071301 .
- ^ A. Bellerive y col. (Colaboración SNO): "El Observatorio de Neutrinos de Sudbury". Nucl. Phys. B 908, 2016, arXiv : 1602.02469 .
- ^ Suzuki, Yoichiro (2000), "Solar Neutrinos" (PDF) , International Journal of Modern Physics A , 15 : 201–228, Bibcode : 2000IJMPA..15S.201S , doi : 10.1142 / S0217751X00005164
enlaces externos
- Datos de neutrinos solares
- Resolviendo el misterio de los neutrinos perdidos
- Libro de registro de Raymond Davis Jr.
- Nova - La partícula fantasma
- El problema de los neutrinos solares por John N. Bahcall
- El problema de los neutrinos solares, por L. Stockman
- Un conjunto de fotos de diferentes detectores de neutrinos.
- Sitio web de John Bahcall