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Neutrino

El neutrino es una partícula subatómica de tipo fermiónico de carga neutra y spin 1/2. La discusión sobre su masa no se ha zanjado aún pero como resultado de los últimos experimentos en el Super-Kamiokande parece ser que no sería nula. Su valor es tan pequeño que, de hecho, no se conoce con exactitud habiéndose obtenido tan sólo cotas superiores. La masa del neutrino tiene importantes consecuencias en el modelo estándar de física de partículas ya que implicaría la posibilidad de transformaciones entre tres tipos de partículas denominadas neutrinos. En todo caso, los neutrinos no se ven afectados por las fuerzas electromagnética, gravitatoria, o nuclear fuerte pero sí por la fuerza nuclear débil.

Historia del Neutrino

Fermión	Símbolo	Masa
Familia del electrón
Neutrino electrónico		< 2.5 eV
Antineutrino electrónico		< 2.5 eV
Familia del muón
Neutrino muónico		< 170 keV
Antineutrino muónico		< 170 keV
Familia del tau
Neutrino tauónico		< 18 MeV
Antineutrino tauónico		< 18 MeV

El neutrino fue propuesto por primera vez en 1930 por Wolfgang Pauli para compensar la aparente pérdida de energía y momento lineal en la desintegración de los neutrones.

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. Desgraciadamente la partícula prevista había de ser muy escurridiza, sin masa, ni carga, ni interacción fuerte por lo que con los medios de la época no podía ser detectada. La idea quedó aparcada durante 25 años.

Nota: De hecho, la posibilidad de que un neutrino interactúe con la materia es muy pequeña. Se necesitaría un bloque de plomo de una longitud de un año luz para detener la mitad de los neutrinos que lo atravesasen.

En 1956 Clyde Cowman y Frederick Reines demostraron su existencia experimentalmente. Lo hicieron bombardeando agua pura con un haz de 10¹⁸ neutrinos por segundo. Observaron la emisión de fotones subsiguiente y así quedó determinada su existencia. Véase neutrino experiment .

En 1962 Leon Max Lederman, Melvin Schwartz y Jack Steinberger descubrieron los dos restantes tipos de neutrinos.

Clases de neutrinos

Existen tres tipos de neutrinos asociados a cada una de las familias leptónicas: neutrino electrónico ( n_e ), neutrino muónico ( n_m ) y neutrino tauónico ( n_t ) más sus respectivas antipartículas. El descubrimiento de la masa del neutrino permitió teorizar que éste podría mutar a cualquiera de las otras familias. Este fenómeno se conoce como oscilación de neutrinos y algunos experimentos recientes parecen confirmarlo. La citada oscilación consiste en que los neutrinos varían entre sus distintas clases (tambien llamadas sabores) aleatoriamente. La probabilidad de cambio parece ser más alta en un medio material que en el vacío. En cualquier caso, si transcurre el tiempo suficiente las cantidades de estos tienden a repartirse por igual por lo que al final tenemos una mezcla de 1/3 de cada tipo. De hecho, con la reciente detección de los neutrinos solares se ha observado, justamente, que nos llegan 1/3 de los previstos. La escasa detección de neutrinos solares fue, de hecho, lo que motivó a sugerir la oscilación.

Implicaciones astrofísicas de la masa del neutrino

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 diezmil 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 protogalaxias, 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 de neutrinos

El Sol

El Sol es la más importante fuente de neutrinos a través de los procesos de desintegración Beta. Como los neutrinos no interaccionan fácilmente con la materia escapan fácilmente del núcleo solar atravesando la Tierra.

• Más información en Neutrinos solares

Centrales nucleares

• Más información en [[Central nuclear]

Fenómenos astrofísicos

Radiación cósmica de fondo

• Más información en Radiación cósmica de fondo

La Tierra y la Atmósfera

Las reacciones de desintegración beta de isótopos radiactivos terrestres proporcionan una pequeña fuente de neutrinos.

• Más información en Radiación natural

Detectores de neutrinos

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 como sabemos apenas interactúan con la materia ordinaria. Incluso las condiciones del interior del Sol son transparentes a éstos. De hecho, cada segundo nos atraviesan miles de millones de estas diminutas partículas sin que nos enteremos. Así pues se hacía difícil concebir algún sistema que pudiese detectarlos.

Detectores basados en procesos radiativos

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

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

a) El cloro-37 tiene una sección eficaz 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 isotopo 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, podemos tenerlo mezclado con otros átomos o moléculas, siempre conociendo su proporción. Para evitar mediciones falsas devidas 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. Si bien, inicialmente, las primeras observaciones solo dieron cotas superiores, compatibles aún con zero². 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 percloretileno, un líquido empleado frecuentemente en tintorerías.

²La sensibilidad inicial del detector estaba prevista para detectar el flujo esperado de neutrinos solares. Pero al estar éste 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 linea de detectores que se basaban en la colisión de neutrinos con electrones.

Estos detectores se basan en el hecho de que el neutrino al impactar contra un electrón le transmite parte de su momento confiriéndole a éste 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 Cherenkov, que es captada por los fotomultiplicadores que recubren las paredes del recipiente. Decir también que en vez de agua convencional se usa agua pesada porque ésta tiene más probabilidades de capturar neutrinos. Este es el caso del más famoso detector de neutrinos. El super-kamiokande, que recibe su nombre de la mina de Kamioka. Lo primero que hicieron con este enorme recipiente de 40 metros de diámetro por 40 de altura dotado de 13.000 tubos fotomultiplicadores fue detectar los neutrinos procedentes de la supernova 1987A. Luego midió los neutrinos solares corroborando los resultados del detector de Davis. Su mayor éxito ha sido la reciente medición de la masa del neutrino.