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Neutrino

El neutrino (término que en italiano significa ‘pequeño neutrón’), descubierto por Clyde Cowman y Federick Reines, es una partícula subatómica de tipo fermiónico, sin carga y con espín ½. Desde principios del siglo XXI, después de varios experimentos llevados a cabo en las instalaciones del Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO),[2]​ en Canadá, y en el Super-Kamiokande en Japón, entre otros, se sabe, contrariando al modelo electrodébil, que estas partículas tienen masa, pero muy pequeña, y que es muy difícil medirla. Hasta 2016, la cota superior de la masa de los neutrinos es 5,5 eV/c2, lo que significa menos de una milmillonésima parte de la masa de un átomo de hidrógeno.[3]​ Su conclusión se basa en el análisis de la distribución de galaxias en el universo y es, según afirman estos científicos, la medida más precisa hasta ahora de la masa del neutrino. Además, su interacción con las demás partículas es mínima, por lo que pasan a través de la materia ordinaria sin apenas perturbarla.

Neutrino ν
e
, ν
μ
, ν
τ
, ν
e
, ν
μ
, ν
τ
Composición partícula elemental
Familia fermión
Interacción débil y gravitatoria
Estado descubierta
Antipartícula antineutrino (ella misma; véase partículas Majorana)
Teorizada

ν
e
(neutrino electrónico): 1930, Wolfgang Pauli
ν
μ
(neutrino muónico): final de los años 1940

ν
τ
(neutrino tauónico): a mediados de los años 1970
Descubierta ν
e
: Clyde Cowan y Frederick Reines (1956)
ν
μ
: Leon Lederman, Melvin Schwartz y Jack Steinberger (1962)
ν
τ
: DONUT collaboration (2000)
Tipos 3: neutrino electrónico, neutrino muónico y neutrino tauónico
Masa

ν
e
: < 1 eV
ν
μ
: < 190 keV

ν
τ
: < 18,2 MeV[1]
Carga eléctrica 0 e
Espín 12
Hipercarga débil -1
Primera observación de un neutrino en una cámara de burbujas, en 1970, en el Argonne National Laboratory de los Estados Unidos. La observación se realizó gracias a las líneas observadas en la cámara de burbujas basada en hidrógeno líquido.

La masa del neutrino tiene importantes consecuencias en el modelo estándar de la física de partículas, ya que implicaría la posibilidad de transformaciones entre los tres tipos de neutrinos existentes en un fenómeno conocido como oscilación de neutrinos.[cita requerida]

En todo caso, los neutrinos no se ven afectados por las fuerzas electromagnéticas o nuclear fuerte, pero sí por la fuerza nuclear débil y por la gravitatoria.[cita requerida]

Historia

La existencia del neutrino fue propuesta en 1930 por el físico Wolfgang Pauli para compensar la aparente pérdida de energía y momento lineal en la desintegración β de los neutrones según la siguiente ecuación:

 

Wolfgang Pauli interpretó que tanto la masa como la energía serían conservadas si una partícula hipotética denominada «neutrino» participase en la desintegración incorporando las cantidades perdidas. Desafortunadamente, esta partícula hipotéticamente prevista había de ser sin masa, ni carga, ni interacción fuerte, por lo que no se podía detectar con los medios de la época. Esto era el resultado de una sección eficaz muy reducida ( ). Durante 25 años, la idea de la existencia de esta partícula solo se estableció de forma hipotética.

De hecho, es muy pequeña la posibilidad de que un neutrino interactúe con la materia ya que, según los cálculos de física cuántica, sería necesario un bloque de plomo de una longitud de un año luz (9,46 billones de kilómetros) para detener la mitad de los neutrinos que lo atravesaran.

En 1956 Clyde Cowan y Frederick Reines demostraron su existencia experimentalmente. Lo hicieron bombardeando agua pura con un haz de 1018 neutrones por segundo. Observaron la emisión subsiguiente de fotones, quedando así determinada su existencia. A este ensayo, se le denomina experimento del neutrino.

En 1962 Leon Max Lederman, Melvin Schwartz y Jack Steinberger mostraron que existía más de un tipo de neutrino al detectar por primera vez al neutrino muónico. En el año 2000 fue anunciado por parte de la Colaboración DONUT en Fermilab el descubrimiento del neutrino tauónico. Su existencia ya había sido predicha, puesto que los resultados del decaimiento del bosón Z medidos por LEP en CERN eran compatibles con la existencia de 3 neutrinos.

En septiembre de 2011, la colaboración OPERA anunció que el análisis de las medidas para la velocidad de los neutrinos en su experimento arrojaba valores superlumínicos. En particular, la velocidad de una cierta clase de neutrino podría ser un 0,002 % mayor que la de la luz,,[4][5]​ constituyendo la anomalía de neutrinos superlumínicos, en contradicción con la teoría de la relatividad. Sin embargo, el mismo organismo reconoció meses después que a la hora de la medida de la distancia recorrida por los neutrinos hubo un fallo en el sistema de posicionamiento (GPS), al tener un cable desconectado, por lo que la medida de la velocidad superlumínica ha sido descartada.[6]

Clases

Existen tres tipos de neutrinos asociados a cada una de las familias leptónicas (o sabores): neutrino electrónico (   ), neutrino muónico (   ) y neutrino tauónico (   ) más sus respectivas antipartículas.

Los neutrinos pueden pasar de una familia a otra (es decir, cambiar de sabor) en un proceso conocido como oscilación de neutrinos. La oscilación entre las distintas familias se produce aleatoriamente, y la probabilidad de cambio parece ser más alta en un medio material que en el vacío. Dada la aleatoriedad del proceso, las proporciones entre cada uno de los sabores tienden a repartirse por igual (1/3 del total para cada tipo de neutrino) a medida que se producen sucesivas oscilaciones. Fue este hecho el que permitió considerar por primera vez la oscilación de los neutrinos, ya que al observar los neutrinos procedentes del Sol (que deberían ser principalmente electrónicos) se encontró que solo llegaban un tercio de los esperados. Los dos tercios que faltaban habían oscilado a los otros dos sabores y por tanto no fueron detectados. Esto es el llamado «Problema de los neutrinos solares».

La oscilación de los neutrinos implica directamente que estos tienen una masa no nula, ya que el paso de un sabor a otro solo puede darse en partículas masivas. Esto es debido a que, para partículas de masa nula, el tiempo propio es cero, lo que implica que desde el punto de vista de la partícula toda la trayectoria es recorrida en el mismo instante de tiempo, lo que no da margen a un cambio de estado en algún punto de ella.

Implicaciones astrofísicas de su masa

En el modelo estándar se consideraba inicialmente al neutrino como a una partícula sin masa. De hecho, en muchos sentidos se la puede considerar de masa nula pues ésta es, por lo menos diez mil veces menor que la del electrón. Esto implica que los neutrinos viajan a velocidades muy cercanas a la de la luz. Por ello, en términos cosmológicos al neutrino se le considera materia caliente, o materia relativista. En contraposición la materia fría sería la materia no relativista.

En 1998, durante la conferencia 0-mass neutrino, se presentaron los primeros trabajos que mostraban que estas partículas tienen una masa ínfima. Previamente a estos trabajos se había considerado que la hipotética masa de los neutrinos podía tener una contribución importante dentro de la materia oscura del universo. Sin embargo, resultó que la masa del neutrino era insuficiente, demasiado pequeña para ser siquiera tenida en cuenta en la ingente cantidad de materia oscura que se calcula que hay en el universo. Por otro lado, los modelos de evolución cosmológica no cuadraban con las observaciones si se introducía materia oscura caliente. En ese caso las estructuras se formaban de mayor a menor escala. Mientras que las observaciones parecían indicar que primero se formaron las agrupaciones de gas, luego estrellas, luego proto galaxias, luego cúmulos, cúmulos de cúmulos, etc. Las observaciones, pues, cuadraban con un modelo de materia oscura fría. Por estos dos motivos se desechó la idea de que el neutrino contribuyera de forma destacada a la masa total del universo.

Fuentes

El Sol

 
Generación de neutrinos solares en las cadenas protón-protón.

El Sol es la más importante fuente de neutrinos a través de los procesos de desintegración beta de las reacciones que acaecen en su núcleo. Como los neutrinos no interaccionan fácilmente con la materia, escapan libremente del núcleo solar atravesando también la Tierra. Aparte de las reacciones nucleares, hay otros procesos generadores de neutrinos, los cuales se denominan neutrinos térmicos ya que, a diferencia de los neutrinos nucleares, se absorbe parte de la energía emitida por dichas reacciones para convertirla en neutrinos. De esta forma, una parte de la energía fabricada por las estrellas se pierde y no contribuye a la presión, siendo la razón por la que se dice que los neutrinos son sumideros de energía. Su contribución a la energía emitida en las primeras etapas (secuencia principal, combustión del helio) no es significativa, pero en los colapsos finales de las estrellas más masivas, cuando su núcleo moribundo se encuentra a elevadísimas densidades, se producen muchos neutrinos en un medio que ya no es transparente a ellos, por lo que sus efectos se tienen que tener en cuenta.

Según los modelos solares, se debería recibir el triple de neutrinos que se detectan, ausencia que es conocida como el problema de los neutrinos solares. Durante un tiempo se intentó justificar este déficit revisando los modelos solares. El Sol quema el hidrógeno principalmente mediante dos cadenas de reacciones, la PPI y la PPII. La primera emite un neutrino y la segunda dos. Las hipótesis que se plantearon fueron que, quizá, la PPII tuviera una ocurrencia menor que la calculada debido a una falta de helio en el núcleo favorecido por algún tipo de mecanismo (frenado de la rotación por viscosidad) que mezclara parte del helio producido con el manto lo cual reduciría la cadencia de la PPII. Actualmente el problema va camino de resolverse al plantearse la teoría de la oscilación de neutrinos.

Fuentes artificiales

Las principales fuentes de neutrinos artificiales son las centrales nucleares, las cuales pueden llegar a generar unos 5·1020 anti-neutrinos por segundo, y en menor medida, los aceleradores de partículas.

Fenómenos astrofísicos

En las supernovas tipo II son los neutrinos los que provocan la expulsión de buena parte de la masa de la estrella al medio interestelar. La emisión de energía en forma de neutrinos es enorme y solo una pequeña parte se transforma en luz y en energía cinética. Cuando sucedió la SN 1987A los detectores captaron el débil flujo de neutrinos procedentes de la lejana explosión.

Radiación cósmica de fondo

Se cree que, al igual que la radiación de microondas de fondo procedente del Big Bang, hay un fondo de neutrinos de baja energía en nuestro Universo. En la década de 1980 se propuso que estos pueden ser la explicación de la materia oscura que se piensa que existe en el universo. Los neutrinos tienen una importante ventaja sobre la mayoría de los candidatos a materia oscura: sabemos que existen. Sin embargo, también tienen problemas graves.

De los experimentos de partículas, se sabe que los neutrinos son muy ligeros. Esto significa que se mueven a velocidades cercanas a la de la luz. Así, la materia oscura hecha de neutrinos se denomina «materia oscura caliente». El problema es que, al encontrarse en rápido movimiento, los neutrinos habrían tendido a expandirse uniformemente en el Universo, antes que la expansión cosmológica los enfriara lo suficiente como para concentrarse en cúmulos. Esto causaría que la parte de materia oscura hecha de neutrinos se expandiera, siendo incapaz de formar las grandes estructuras galácticas que vemos.

Además, estas mismas galaxias y grupos de galaxias parecen estar rodeadas de materia oscura que no es lo suficientemente rápida para escapar de estas galaxias. Presumiblemente, esta materia proveyó el núcleo gravitacional para la formación de estas galaxias. Esto implica que los neutrinos constituyen solo una pequeña parte de la cantidad total de materia oscura.

De los argumentos cosmológicos, los neutrinos reliquia (del fondo de baja energía) son estimados en poseer densidad de 56 por cada centímetro cúbico, y de tener temperatura de 1.9 K (1.7×10−4 eV), esto es, si no poseen masa. En el caso contrario, serían mucho más fríos si su masa excede los 0.001 eV. Aunque su densidad es bastante alta, debido a las extremadamente bajas secciones cruzadas de neutrinos a energías bajo 1 eV, el fondo de neutrinos de baja energía aún no ha sido observado en el laboratorio.

En contraste, neutrinos solares de boro-8, que son emitidos con una mayor energía, han sido detectados definitivamente a pesar de poseer una densidad espacial más baja que la de los neutrino reliquia, alrededor de 6 órdenes de magnitud.

La Tierra y la atmósfera

Las reacciones de desintegración beta de isótopos radiactivos terrestres proporcionan una pequeña fuente de neutrinos, que se producen como consecuencia de la radiación natural de fondo. En particular, las cadenas de desintegración de 238,92U y 232,90Th, así como 40,19K, incluyen desintegración beta que emiten anti-neutrinos. Estos llamados geoneutrinos puede proporcionar información valiosa sobre el interior de la Tierra. Una primera indicación de geoneutrinos fue encontrado por el experimento KamLAND en 2005. KamLAND principales antecedentes en la medición de geoneutrino son los anti-neutrinos procedentes de los reactores. Varios experimentos futuros apuntan a mejorar la medición geoneutrino y estas necesariamente tendrá que estar lejos de los reactores.

Detectores

Al conocerse con exactitud las reacciones nucleares que se dan en el Sol se calculó que un apreciable flujo de neutrinos solares tenía que atravesar la Tierra a cada instante. Este flujo es enorme pero los neutrinos apenas interactúan con la materia ordinaria. Incluso las condiciones del interior del Sol son «transparentes» a estos. De hecho, un ser humano es atravesado por miles de millones de estas diminutas partículas por segundo sin que se entere. Así pues se hacía difícil concebir algún sistema que pudiese detectarlos.

Detectores basados en centelleadores

Las primeras partículas de este tipo jamás detectadas fueron los antineutrinos electrónicos emitidos por el reactor nuclear de la planta de Savannah River en Georgia (EE. UU.), que gracias al experimento de Frederick Reines y Clyde Cowan (experimento Reines-Cowan), se pudieron observar directamente mediante el uso de dos "dianas" de cloruro de cadmio disuelto en agua. Los protones del agua eran los objetivos de los (anti)neutrinos: si poseían una energía de más de 1.8 MeV eran capaces de causar una interacción de corriente cargada (CC) llamada "decaimiento beta inverso", que daría como resultado positrones y neutrones:

 

Los positrones se aniquilarían rápidamente con electrones del ambiente, dando lugar a una señal rápida consistente en dos fotones coincidentes de 511 keV. Ésta era la señal de centelleo rápida, y se podía detectar con dos detectores de centelleo colocados encima y debajo del tanque "diana". Los iones de cadmio disueltos en el agua eran el objetivo de los neutrones, que una vez termalizados tenían una gran probabilidad de ser capturados por dichos núcleos atómicos, lo que resultaba en una señal "retardada" (con respecto a la rápida de los positrones), con emisión de rayos gamma de unos 8 MeV, que venían detectados unos pocos microsegundos tras la señal de la aniquilación del positrón. El experimento probó la existencia de los neutrinos, pero no apuntaba a medir el flujo total, ya que solo en torno al 3% de los antineutrinos producidos por un reactor nuclear típico tienen suficiente energía (>1.8 MeV) como para dar lugar a una reacción de decaimiento beta inverso.

Más recientemente, detectores mucho más grandes y sofisticados utilizan el sistema de centelleo, no solo en la observación de neutrinos sino también para otros objetivos. KamLAND, por ejemplo, usa detección de centelleo para estudiar las oscilaciones de antineutrinos de 53 reactores nucleares japoneses. Borexino es un detector que utiliza el centelleador orgánico líquido (pseudocumeno con difeniloxazolo) con menor concentración de elementos radiactivos de cualquier material en el mundo. Gracias a él, es capaz de detectar y separar las componentes de neutrinos provenientes del Sol (la fuente natural más importante de neutrinos), a través de la dispersión elástica (elastic scattering) de los neutrinos de baja energía contra los electrones deslocalizados en los orbitales de los anillos bencénicos de las moléculas aromáticas de su centelleador, mediada por las interacciones de corriente cargada (CC, mediada por los bosones W±) para los neutrinos electrónicos, y en menor medida por las interacciones de corriente neutra (NC, mediada por el bosón neutro Z0) para el resto de sabores de neutrinos (muónicos y tauónicos):

  (interacción de corriente cargada)

  (interacción de corriente neutra, donde x=e,µ,τ)

Borexino también es sensible a la reacción de decaimiento beta inverso para observar antineutrinos de reactores nucleares de todo el mundo, provenientes del interior de la propia Tierra, o de material radiactivo concentrado cerca del detector, como el generador de antineutrinos para el estudio de las oscilaciones a corta distancia de su programa experimental SOX.

Detectores basados en procesos radiactivos (radioquímicos)

Sin embargo, en 1967 Raymond Davis logró dar con un sistema de detección. Observó que el cloro-37 era capaz de absorber un neutrino para convertirse en argón-37 tal y como se muestra en la ecuación siguiente:

 

Naturalmente, ésta no era la única reacción entre los neutrinos y la materia ordinaria. Lo que tenía de especial el cloro-37 es que cumplía ciertos requisitos para poderse usar en un futuro detector.

  • a) La sección eficaz de la interacción cloro-37 con un neutrino es bastante grande lo que implica una mayor probabilidad de que tal reacción se produzca
  • b) El argón-37 es radioactivo por lo que es posible detectar su presencia por sus emisiones
  • c) El cloro-37, aunque no es el isótopo del cloro más abundante, es muy fácil de obtener.

Normalmente el cloro-37 aparece mezclado con otros isótopos. Particularmente con el cloro-35, el más abundante. Además, se puede tener mezclado con otros átomos o moléculas, siempre conociendo su proporción. Para evitar mediciones falsas debidas al argón-37 ya presente en la mezcla, el primer paso fue efectuar un limpiado del producto. Hecho esto, se debía dejar reposar la mezcla de cloro-37 durante unos meses hasta que llegaba a una situación estacionaria. Esto es cuando la cantidad de argón que se desintegra se iguala a la cantidad que se forma. El momento de equilibrio vendrá determinado por el periodo de semidesintegración.

Para proteger al detector del ruido de fondo producido por la radiación cósmica se enterró el tanque1 de la mezcla clorada en una mina de oro de Dakota del Sur a mucha profundidad. Sin embargo, las primeras observaciones solo dieron cotas superiores, compatibles aún con cero2. Los resultados eran menores a lo esperado y se confundían con el ruido. Tras repetidos aumentos en la sensibilidad de los instrumentos y en la pureza de la mezcla de cloro-37 se logró, por fin, calcular que nos llegaba aproximadamente un tercio del flujo esperado3. Estos resultados no fueron tomados muy en serio en un principio, por lo que se prosiguió experimentando con mezclas mejores pero también más caras basadas en el galio o el boro.

1El tanque contenía 380.000 litros de tetracloroetileno, un líquido empleado frecuentemente en tintorerías.
2La sensibilidad inicial del detector estaba prevista para detectar el flujo esperado de neutrinos solares. Pero al estar este por debajo de la precisión del sistema inicialmente solo se obtuvo una cota superior.
3Se esperaba una media de un neutrino y medio capturado cada día. Pero el resultado fue de solo medio neutrino al día.

Detectores basados en el efecto Cherenkov

Las dudas acerca de los métodos utilizados por Davis incentivaron la búsqueda de alternativas para la detección de tan escurridizas partículas. Así surgió una nueva línea de detectores que se basaban en la colisión de neutrinos con electrones contenidos en un medio acuoso.

 

Estos detectores se basan en el hecho de que el neutrino al impactar contra un electrón le transmite parte de su momento confiriéndole a este una velocidad en ocasiones superior a la de la luz en ese mismo medio acuoso. Es en ese momento cuando se produce una emisión de luz característica, conocida como radiación de Cherenkov, que es captada por los fotomultiplicadores que recubren las paredes del recipiente. De manera que cuando el neutrino impacta contra el electron que orbita el átomo de la materia de interacción, genera un momento de inercia, causando una aceleración instantánea que ante la fricción por colisión provoca un diferencial de potencia instantáneo que produce dicha emisión lumínica momentánea. Como lo que se observa es una transmisión de momento lineal podemos inferir aproximadamente la masa de estos y la dirección de la que proceden mientras que con el anterior sistema de detección solo podíamos calcular el flujo de neutrinos.

Super Kamiokande

Es el detector de neutrinos más famoso. Recibe su nombre por la mina japonesa en la que se encuentra Kamioka a 1000 metros de profundidad. Consiste en un cilindro de 39,3 metros de diámetro y 41 metros de alto cuyas paredes están cubiertas por 11 200 multiplicadores para detectar la luz del efecto Cherenkov. Esta lleno de 50 000 toneladas de agua pura que sirven para provocar la interacción con los neutrinos. Lo primero que se hizo fue detectar los neutrinos procedentes de la supernova 1987A. Luego se midió el flujo de los neutrinos solares corroborando los resultados del detector de Davis. Fue con el experimento de la supernova con el que el laboratorio se hizo famoso al poder determinar que la masa del neutrino no era nula llegando a acotar su valor (que no medirlo con exactitud) a partir de la medición del retraso con que llegaron los neutrinos procedentes de la explosión. Si estos hubiesen carecido de masa hubiesen llegado junto a los fotones (la luz de la supernova). Pero lo que les ha dado la fama mundial han sido los experimentos que demuestran la oscilación de los neutrinos y por lo que su director Takaaki Kajita recibió el Premio Nobel de Física 2015 junto al director del Observatorio de Neutrinos de Subdury en Canadá.

Sudbury Neutrino Observatory (SNO)

Este detector de neutrinos consiste en una esfera de 17.8 metros de diámetro situada a 2100 metros de profundidad en la mina Creighton, en Subdury, Ontario, Canadá. En vez de agua convencional se usa agua pesada porque ésta tiene más probabilidades de interactuar con los neutrinos, encerrada en una esfera acrílica de 12 metros de diámetro y con una capacidad para 1000 toneladas. Alrededor de este recipiente, hasta rellenar el detector, existe agua normal pura para darle flotación y como escudo anti radiación. Sus resultados también demuestran el fenómeno de la oscilación de los neutrinos por lo que su director Arthur B. McDonald recibió también el Premio Nobel de Física en 2015.

Véase también

Referencias

  1. Los datos de las masas son los recomendados en la revisión del Particle Data Group del año 2010. Nótese que estos valores son «efectivos» para cada sabor, que de por sí no tienen masa definida. Véase Nakamura y otros, 2010.
  2. «Sudbury's Neutrino Detection Methods». hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. Consultado el 9 de febrero de 2019. 
  3. Esta cota, que en realidad es para la suma de las masas de los tres neutrinos más ligeros, es la mayor de entre las cotas del Particle Data Group de 2010. Véase Nakamura y otros, 2010.
  4. ¿Neutrinos más rápidos que la luz?
  5. Measurement of the neutrino velocity with the OPERA detector in the CNGS beam
  6. Francisco Villatoro (mayo de 2012). . Revista de Divulgación Científica JoF. Archivado desde el original el 20 de octubre de 2012. Consultado el mayo. 

Bibliografía

  • Neutrino properties. Extraído de Nakamura, K. et al. (2010). JPG 37. 075021. doi:10.1088/0954-3899/37/7A/075021. , review del Particle Data Group en 2010.

Enlaces externos

  •   Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Neutrino.
  •   Wikcionario tiene definiciones y otra información sobre neutrino.
  •   Artículos en Wikinoticias: Los neutrinos ponen en jaque la Teoría de la relatividad
  •   Datos: Q2126
  •   Multimedia: Neutrino physics

neutrino, neutrino, término, italiano, significa, pequeño, neutrón, descubierto, clyde, cowman, federick, reines, partícula, subatómica, tipo, fermiónico, carga, espín, desde, principios, siglo, después, varios, experimentos, llevados, cabo, instalaciones, obs. El neutrino termino que en italiano significa pequeno neutron descubierto por Clyde Cowman y Federick Reines es una particula subatomica de tipo fermionico sin carga y con espin Desde principios del siglo XXI despues de varios experimentos llevados a cabo en las instalaciones del Observatorio de Neutrinos de Sudbury SNO 2 en Canada y en el Super Kamiokande en Japon entre otros se sabe contrariando al modelo electrodebil que estas particulas tienen masa pero muy pequena y que es muy dificil medirla Hasta 2016 la cota superior de la masa de los neutrinos es 5 5 eV c2 lo que significa menos de una milmillonesima parte de la masa de un atomo de hidrogeno 3 Su conclusion se basa en el analisis de la distribucion de galaxias en el universo y es segun afirman estos cientificos la medida mas precisa hasta ahora de la masa del neutrino Ademas su interaccion con las demas particulas es minima por lo que pasan a traves de la materia ordinaria sin apenas perturbarla Neutrino ne nm nt n e n m n tComposicionparticula elementalFamiliafermionInteracciondebil y gravitatoriaEstadodescubiertaAntiparticulaantineutrino ella misma vease particulas Majorana Teorizadane neutrino electronico 1930 Wolfgang Paulinm neutrino muonico final de los anos 1940 nt neutrino tauonico a mediados de los anos 1970Descubiertane Clyde Cowan y Frederick Reines 1956 nm Leon Lederman Melvin Schwartz y Jack Steinberger 1962 nt DONUT collaboration 2000 Tipos3 neutrino electronico neutrino muonico y neutrino tauonicoMasane lt 1 eVnm lt 190 keV nt lt 18 2 MeV 1 Carga electrica0 eEspin1 2Hipercarga debil 1 editar datos en Wikidata Primera observacion de un neutrino en una camara de burbujas en 1970 en el Argonne National Laboratory de los Estados Unidos La observacion se realizo gracias a las lineas observadas en la camara de burbujas basada en hidrogeno liquido La masa del neutrino tiene importantes consecuencias en el modelo estandar de la fisica de particulas ya que implicaria la posibilidad de transformaciones entre los tres tipos de neutrinos existentes en un fenomeno conocido como oscilacion de neutrinos cita requerida En todo caso los neutrinos no se ven afectados por las fuerzas electromagneticas o nuclear fuerte pero si por la fuerza nuclear debil y por la gravitatoria cita requerida Indice 1 Historia 2 Clases 3 Implicaciones astrofisicas de su masa 4 Fuentes 4 1 El Sol 4 2 Fuentes artificiales 4 3 Fenomenos astrofisicos 4 4 Radiacion cosmica de fondo 4 5 La Tierra y la atmosfera 5 Detectores 5 1 Detectores basados en centelleadores 5 2 Detectores basados en procesos radiactivos radioquimicos 5 3 Detectores basados en el efecto Cherenkov 5 3 1 Super Kamiokande 5 3 2 Sudbury Neutrino Observatory SNO 6 Vease tambien 7 Referencias 8 Bibliografia 9 Enlaces externosHistoria EditarLa existencia del neutrino fue propuesta en 1930 por el fisico Wolfgang Pauli para compensar la aparente perdida de energia y momento lineal en la desintegracion b de los neutrones segun la siguiente ecuacion n p e n e displaystyle mathrm n rightarrow mathrm p mathrm e bar nu e Wolfgang Pauli interpreto que tanto la masa como la energia serian conservadas si una particula hipotetica denominada neutrino participase en la desintegracion incorporando las cantidades perdidas Desafortunadamente esta particula hipoteticamente prevista habia de ser sin masa ni carga ni interaccion fuerte por lo que no se podia detectar con los medios de la epoca Esto era el resultado de una seccion eficaz muy reducida s m 10 44 cm 2 displaystyle sigma mu sim 10 44 text cm 2 Durante 25 anos la idea de la existencia de esta particula solo se establecio de forma hipotetica De hecho es muy pequena la posibilidad de que un neutrino interactue con la materia ya que segun los calculos de fisica cuantica seria necesario un bloque de plomo de una longitud de un ano luz 9 46 billones de kilometros para detener la mitad de los neutrinos que lo atravesaran En 1956 Clyde Cowan y Frederick Reines demostraron su existencia experimentalmente Lo hicieron bombardeando agua pura con un haz de 1018 neutrones por segundo Observaron la emision subsiguiente de fotones quedando asi determinada su existencia A este ensayo se le denomina experimento del neutrino En 1962 Leon Max Lederman Melvin Schwartz y Jack Steinberger mostraron que existia mas de un tipo de neutrino al detectar por primera vez al neutrino muonico En el ano 2000 fue anunciado por parte de la Colaboracion DONUT en Fermilab el descubrimiento del neutrino tauonico Su existencia ya habia sido predicha puesto que los resultados del decaimiento del boson Z medidos por LEP en CERN eran compatibles con la existencia de 3 neutrinos En septiembre de 2011 la colaboracion OPERA anuncio que el analisis de las medidas para la velocidad de los neutrinos en su experimento arrojaba valores superluminicos En particular la velocidad de una cierta clase de neutrino podria ser un 0 002 mayor que la de la luz 4 5 constituyendo la anomalia de neutrinos superluminicos en contradiccion con la teoria de la relatividad Sin embargo el mismo organismo reconocio meses despues que a la hora de la medida de la distancia recorrida por los neutrinos hubo un fallo en el sistema de posicionamiento GPS al tener un cable desconectado por lo que la medida de la velocidad superluminica ha sido descartada 6 Clases EditarExisten tres tipos de neutrinos asociados a cada una de las familias leptonicas o sabores neutrino electronico n e displaystyle nu e neutrino muonico n m displaystyle nu mu y neutrino tauonico n t displaystyle nu tau mas sus respectivas antiparticulas Los neutrinos pueden pasar de una familia a otra es decir cambiar de sabor en un proceso conocido como oscilacion de neutrinos La oscilacion entre las distintas familias se produce aleatoriamente y la probabilidad de cambio parece ser mas alta en un medio material que en el vacio Dada la aleatoriedad del proceso las proporciones entre cada uno de los sabores tienden a repartirse por igual 1 3 del total para cada tipo de neutrino a medida que se producen sucesivas oscilaciones Fue este hecho el que permitio considerar por primera vez la oscilacion de los neutrinos ya que al observar los neutrinos procedentes del Sol que deberian ser principalmente electronicos se encontro que solo llegaban un tercio de los esperados Los dos tercios que faltaban habian oscilado a los otros dos sabores y por tanto no fueron detectados Esto es el llamado Problema de los neutrinos solares La oscilacion de los neutrinos implica directamente que estos tienen una masa no nula ya que el paso de un sabor a otro solo puede darse en particulas masivas Esto es debido a que para particulas de masa nula el tiempo propio es cero lo que implica que desde el punto de vista de la particula toda la trayectoria es recorrida en el mismo instante de tiempo lo que no da margen a un cambio de estado en algun punto de ella Implicaciones astrofisicas de su masa EditarEn el modelo estandar se consideraba inicialmente al neutrino como a una particula sin masa De hecho en muchos sentidos se la puede considerar de masa nula pues esta es por lo menos diez mil veces menor que la del electron Esto implica que los neutrinos viajan a velocidades muy cercanas a la de la luz Por ello en terminos cosmologicos al neutrino se le considera materia caliente o materia relativista En contraposicion la materia fria seria la materia no relativista En 1998 durante la conferencia 0 mass neutrino se presentaron los primeros trabajos que mostraban que estas particulas tienen una masa infima Previamente a estos trabajos se habia considerado que la hipotetica masa de los neutrinos podia tener una contribucion importante dentro de la materia oscura del universo Sin embargo resulto que la masa del neutrino era insuficiente demasiado pequena para ser siquiera tenida en cuenta en la ingente cantidad de materia oscura que se calcula que hay en el universo Por otro lado los modelos de evolucion cosmologica no cuadraban con las observaciones si se introducia materia oscura caliente En ese caso las estructuras se formaban de mayor a menor escala Mientras que las observaciones parecian indicar que primero se formaron las agrupaciones de gas luego estrellas luego proto galaxias luego cumulos cumulos de cumulos etc Las observaciones pues cuadraban con un modelo de materia oscura fria Por estos dos motivos se desecho la idea de que el neutrino contribuyera de forma destacada a la masa total del universo Fuentes EditarEl Sol Editar Generacion de neutrinos solares en las cadenas proton proton Vease tambien Problema de los neutrinos solares El Sol es la mas importante fuente de neutrinos a traves de los procesos de desintegracion beta de las reacciones que acaecen en su nucleo Como los neutrinos no interaccionan facilmente con la materia escapan libremente del nucleo solar atravesando tambien la Tierra Aparte de las reacciones nucleares hay otros procesos generadores de neutrinos los cuales se denominan neutrinos termicos ya que a diferencia de los neutrinos nucleares se absorbe parte de la energia emitida por dichas reacciones para convertirla en neutrinos De esta forma una parte de la energia fabricada por las estrellas se pierde y no contribuye a la presion siendo la razon por la que se dice que los neutrinos son sumideros de energia Su contribucion a la energia emitida en las primeras etapas secuencia principal combustion del helio no es significativa pero en los colapsos finales de las estrellas mas masivas cuando su nucleo moribundo se encuentra a elevadisimas densidades se producen muchos neutrinos en un medio que ya no es transparente a ellos por lo que sus efectos se tienen que tener en cuenta Segun los modelos solares se deberia recibir el triple de neutrinos que se detectan ausencia que es conocida como el problema de los neutrinos solares Durante un tiempo se intento justificar este deficit revisando los modelos solares El Sol quema el hidrogeno principalmente mediante dos cadenas de reacciones la PPI y la PPII La primera emite un neutrino y la segunda dos Las hipotesis que se plantearon fueron que quiza la PPII tuviera una ocurrencia menor que la calculada debido a una falta de helio en el nucleo favorecido por algun tipo de mecanismo frenado de la rotacion por viscosidad que mezclara parte del helio producido con el manto lo cual reduciria la cadencia de la PPII Actualmente el problema va camino de resolverse al plantearse la teoria de la oscilacion de neutrinos Fuentes artificiales Editar Las principales fuentes de neutrinos artificiales son las centrales nucleares las cuales pueden llegar a generar unos 5 1020 anti neutrinos por segundo y en menor medida los aceleradores de particulas Fenomenos astrofisicos Editar SN 1987A Vease tambien Supernova En las supernovas tipo II son los neutrinos los que provocan la expulsion de buena parte de la masa de la estrella al medio interestelar La emision de energia en forma de neutrinos es enorme y solo una pequena parte se transforma en luz y en energia cinetica Cuando sucedio la SN 1987A los detectores captaron el debil flujo de neutrinos procedentes de la lejana explosion Radiacion cosmica de fondo Editar Se cree que al igual que la radiacion de microondas de fondo procedente del Big Bang hay un fondo de neutrinos de baja energia en nuestro Universo En la decada de 1980 se propuso que estos pueden ser la explicacion de la materia oscura que se piensa que existe en el universo Los neutrinos tienen una importante ventaja sobre la mayoria de los candidatos a materia oscura sabemos que existen Sin embargo tambien tienen problemas graves De los experimentos de particulas se sabe que los neutrinos son muy ligeros Esto significa que se mueven a velocidades cercanas a la de la luz Asi la materia oscura hecha de neutrinos se denomina materia oscura caliente El problema es que al encontrarse en rapido movimiento los neutrinos habrian tendido a expandirse uniformemente en el Universo antes que la expansion cosmologica los enfriara lo suficiente como para concentrarse en cumulos Esto causaria que la parte de materia oscura hecha de neutrinos se expandiera siendo incapaz de formar las grandes estructuras galacticas que vemos Ademas estas mismas galaxias y grupos de galaxias parecen estar rodeadas de materia oscura que no es lo suficientemente rapida para escapar de estas galaxias Presumiblemente esta materia proveyo el nucleo gravitacional para la formacion de estas galaxias Esto implica que los neutrinos constituyen solo una pequena parte de la cantidad total de materia oscura De los argumentos cosmologicos los neutrinos reliquia del fondo de baja energia son estimados en poseer densidad de 56 por cada centimetro cubico y de tener temperatura de 1 9 K 1 7 10 4 eV esto es si no poseen masa En el caso contrario serian mucho mas frios si su masa excede los 0 001 eV Aunque su densidad es bastante alta debido a las extremadamente bajas secciones cruzadas de neutrinos a energias bajo 1 eV el fondo de neutrinos de baja energia aun no ha sido observado en el laboratorio En contraste neutrinos solares de boro 8 que son emitidos con una mayor energia han sido detectados definitivamente a pesar de poseer una densidad espacial mas baja que la de los neutrino reliquia alrededor de 6 ordenes de magnitud La Tierra y la atmosfera Editar Las reacciones de desintegracion beta de isotopos radiactivos terrestres proporcionan una pequena fuente de neutrinos que se producen como consecuencia de la radiacion natural de fondo En particular las cadenas de desintegracion de 238 92U y 232 90Th asi como 40 19K incluyen desintegracion beta que emiten anti neutrinos Estos llamados geoneutrinos puede proporcionar informacion valiosa sobre el interior de la Tierra Una primera indicacion de geoneutrinos fue encontrado por el experimento KamLAND en 2005 KamLAND principales antecedentes en la medicion de geoneutrino son los anti neutrinos procedentes de los reactores Varios experimentos futuros apuntan a mejorar la medicion geoneutrino y estas necesariamente tendra que estar lejos de los reactores Vease tambien Radiactividad naturalDetectores EditarAl conocerse con exactitud las reacciones nucleares que se dan en el Sol se calculo que un apreciable flujo de neutrinos solares tenia que atravesar la Tierra a cada instante Este flujo es enorme pero los neutrinos apenas interactuan con la materia ordinaria Incluso las condiciones del interior del Sol son transparentes a estos De hecho un ser humano es atravesado por miles de millones de estas diminutas particulas por segundo sin que se entere Asi pues se hacia dificil concebir algun sistema que pudiese detectarlos Detectores basados en centelleadores Editar Las primeras particulas de este tipo jamas detectadas fueron los antineutrinos electronicos emitidos por el reactor nuclear de la planta de Savannah River en Georgia EE UU que gracias al experimento de Frederick Reines y Clyde Cowan experimento Reines Cowan se pudieron observar directamente mediante el uso de dos dianas de cloruro de cadmio disuelto en agua Los protones del agua eran los objetivos de los anti neutrinos si poseian una energia de mas de 1 8 MeV eran capaces de causar una interaccion de corriente cargada CC llamada decaimiento beta inverso que daria como resultado positrones y neutrones n e p n 0 e displaystyle bar nu e p longrightarrow n 0 e Los positrones se aniquilarian rapidamente con electrones del ambiente dando lugar a una senal rapida consistente en dos fotones coincidentes de 511 keV Esta era la senal de centelleo rapida y se podia detectar con dos detectores de centelleo colocados encima y debajo del tanque diana Los iones de cadmio disueltos en el agua eran el objetivo de los neutrones que una vez termalizados tenian una gran probabilidad de ser capturados por dichos nucleos atomicos lo que resultaba en una senal retardada con respecto a la rapida de los positrones con emision de rayos gamma de unos 8 MeV que venian detectados unos pocos microsegundos tras la senal de la aniquilacion del positron El experimento probo la existencia de los neutrinos pero no apuntaba a medir el flujo total ya que solo en torno al 3 de los antineutrinos producidos por un reactor nuclear tipico tienen suficiente energia gt 1 8 MeV como para dar lugar a una reaccion de decaimiento beta inverso Mas recientemente detectores mucho mas grandes y sofisticados utilizan el sistema de centelleo no solo en la observacion de neutrinos sino tambien para otros objetivos KamLAND por ejemplo usa deteccion de centelleo para estudiar las oscilaciones de antineutrinos de 53 reactores nucleares japoneses Borexino es un detector que utiliza el centelleador organico liquido pseudocumeno con difeniloxazolo con menor concentracion de elementos radiactivos de cualquier material en el mundo Gracias a el es capaz de detectar y separar las componentes de neutrinos provenientes del Sol la fuente natural mas importante de neutrinos a traves de la dispersion elastica elastic scattering de los neutrinos de baja energia contra los electrones deslocalizados en los orbitales de los anillos bencenicos de las moleculas aromaticas de su centelleador mediada por las interacciones de corriente cargada CC mediada por los bosones W para los neutrinos electronicos y en menor medida por las interacciones de corriente neutra NC mediada por el boson neutro Z0 para el resto de sabores de neutrinos muonicos y tauonicos n e e n e e displaystyle nu e e longrightarrow nu e e interaccion de corriente cargada n x e n x e displaystyle nu x e longrightarrow nu x e interaccion de corriente neutra donde x e µ t Borexino tambien es sensible a la reaccion de decaimiento beta inverso para observar antineutrinos de reactores nucleares de todo el mundo provenientes del interior de la propia Tierra o de material radiactivo concentrado cerca del detector como el generador de antineutrinos para el estudio de las oscilaciones a corta distancia de su programa experimental SOX Detectores basados en procesos radiactivos radioquimicos Editar Sin embargo en 1967 Raymond Davis logro dar con un sistema de deteccion Observo que el cloro 37 era capaz de absorber un neutrino para convertirse en argon 37 tal y como se muestra en la ecuacion siguiente 37 C l n e 37 A r e displaystyle 37 mathrm Cl nu e rightarrow 37 mathrm Ar mathrm e Naturalmente esta no era la unica reaccion entre los neutrinos y la materia ordinaria Lo que tenia de especial el cloro 37 es que cumplia ciertos requisitos para poderse usar en un futuro detector a La seccion eficaz de la interaccion cloro 37 con un neutrino es bastante grande lo que implica una mayor probabilidad de que tal reaccion se produzca b El argon 37 es radioactivo por lo que es posible detectar su presencia por sus emisiones c El cloro 37 aunque no es el isotopo del cloro mas abundante es muy facil de obtener Normalmente el cloro 37 aparece mezclado con otros isotopos Particularmente con el cloro 35 el mas abundante Ademas se puede tener mezclado con otros atomos o moleculas siempre conociendo su proporcion Para evitar mediciones falsas debidas al argon 37 ya presente en la mezcla el primer paso fue efectuar un limpiado del producto Hecho esto se debia dejar reposar la mezcla de cloro 37 durante unos meses hasta que llegaba a una situacion estacionaria Esto es cuando la cantidad de argon que se desintegra se iguala a la cantidad que se forma El momento de equilibrio vendra determinado por el periodo de semidesintegracion Para proteger al detector del ruido de fondo producido por la radiacion cosmica se enterro el tanque1 de la mezcla clorada en una mina de oro de Dakota del Sur a mucha profundidad Sin embargo las primeras observaciones solo dieron cotas superiores compatibles aun con cero2 Los resultados eran menores a lo esperado y se confundian con el ruido Tras repetidos aumentos en la sensibilidad de los instrumentos y en la pureza de la mezcla de cloro 37 se logro por fin calcular que nos llegaba aproximadamente un tercio del flujo esperado3 Estos resultados no fueron tomados muy en serio en un principio por lo que se prosiguio experimentando con mezclas mejores pero tambien mas caras basadas en el galio o el boro 1El tanque contenia 380 000 litros de tetracloroetileno un liquido empleado frecuentemente en tintorerias 2La sensibilidad inicial del detector estaba prevista para detectar el flujo esperado de neutrinos solares Pero al estar este por debajo de la precision del sistema inicialmente solo se obtuvo una cota superior 3Se esperaba una media de un neutrino y medio capturado cada dia Pero el resultado fue de solo medio neutrino al dia Detectores basados en el efecto Cherenkov Editar Las dudas acerca de los metodos utilizados por Davis incentivaron la busqueda de alternativas para la deteccion de tan escurridizas particulas Asi surgio una nueva linea de detectores que se basaban en la colision de neutrinos con electrones contenidos en un medio acuoso n e e e n e displaystyle nu e e rightarrow e nu e Estos detectores se basan en el hecho de que el neutrino al impactar contra un electron le transmite parte de su momento confiriendole a este una velocidad en ocasiones superior a la de la luz en ese mismo medio acuoso Es en ese momento cuando se produce una emision de luz caracteristica conocida como radiacion de Cherenkov que es captada por los fotomultiplicadores que recubren las paredes del recipiente De manera que cuando el neutrino impacta contra el electron que orbita el atomo de la materia de interaccion genera un momento de inercia causando una aceleracion instantanea que ante la friccion por colision provoca un diferencial de potencia instantaneo que produce dicha emision luminica momentanea Como lo que se observa es una transmision de momento lineal podemos inferir aproximadamente la masa de estos y la direccion de la que proceden mientras que con el anterior sistema de deteccion solo podiamos calcular el flujo de neutrinos Super Kamiokande Editar Es el detector de neutrinos mas famoso Recibe su nombre por la mina japonesa en la que se encuentra Kamioka a 1000 metros de profundidad Consiste en un cilindro de 39 3 metros de diametro y 41 metros de alto cuyas paredes estan cubiertas por 11 200 multiplicadores para detectar la luz del efecto Cherenkov Esta lleno de 50 000 toneladas de agua pura que sirven para provocar la interaccion con los neutrinos Lo primero que se hizo fue detectar los neutrinos procedentes de la supernova 1987A Luego se midio el flujo de los neutrinos solares corroborando los resultados del detector de Davis Fue con el experimento de la supernova con el que el laboratorio se hizo famoso al poder determinar que la masa del neutrino no era nula llegando a acotar su valor que no medirlo con exactitud a partir de la medicion del retraso con que llegaron los neutrinos procedentes de la explosion Si estos hubiesen carecido de masa hubiesen llegado junto a los fotones la luz de la supernova Pero lo que les ha dado la fama mundial han sido los experimentos que demuestran la oscilacion de los neutrinos y por lo que su director Takaaki Kajita recibio el Premio Nobel de Fisica 2015 junto al director del Observatorio de Neutrinos de Subdury en Canada Sudbury Neutrino Observatory SNO Editar Este detector de neutrinos consiste en una esfera de 17 8 metros de diametro situada a 2100 metros de profundidad en la mina Creighton en Subdury Ontario Canada En vez de agua convencional se usa agua pesada porque esta tiene mas probabilidades de interactuar con los neutrinos encerrada en una esfera acrilica de 12 metros de diametro y con una capacidad para 1000 toneladas Alrededor de este recipiente hasta rellenar el detector existe agua normal pura para darle flotacion y como escudo anti radiacion Sus resultados tambien demuestran el fenomeno de la oscilacion de los neutrinos por lo que su director Arthur B McDonald recibio tambien el Premio Nobel de Fisica en 2015 Vease tambien EditarAntineutrino Neutrino electronico Neutrino tauonico Neutrino muonico Experimento del neutrino Lista de particulas Takaaki KajitaReferencias Editar Los datos de las masas son los recomendados en la revision del Particle Data Group del ano 2010 Notese que estos valores son efectivos para cada sabor que de por si no tienen masa definida Vease Nakamura y otros 2010 Sudbury s Neutrino Detection Methods hyperphysics phy astr gsu edu Consultado el 9 de febrero de 2019 Esta cota que en realidad es para la suma de las masas de los tres neutrinos mas ligeros es la mayor de entre las cotas del Particle Data Group de 2010 Vease Nakamura y otros 2010 Neutrinos mas rapidos que la luz Measurement of the neutrino velocity with the OPERA detector in the CNGS beam Francisco Villatoro mayo de 2012 Francisco Villatoro Sherlock Holmes y el fantasma de la opera Revista de Divulgacion Cientifica JoF Archivado desde el original el 20 de octubre de 2012 Consultado el mayo Bibliografia EditarNeutrino properties Extraido de Nakamura K et al 2010 JPG 37 075021 doi 10 1088 0954 3899 37 7A 075021 review del Particle Data Group en 2010 Enlaces externos Editar Wikimedia Commons alberga una categoria multimedia sobre Neutrino Wikcionario tiene definiciones y otra informacion sobre neutrino Articulos en Wikinoticias Los neutrinos ponen en jaque la Teoria de la relatividad Datos Q2126 Multimedia Neutrino physicsObtenido de https es wikipedia org w index php title Neutrino amp oldid 138386648, wikipedia, wiki, leyendo, leer, libro, biblioteca,

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