Neutrino 1

Neutrino

Neutrino

Composición Partícula elemental

Familia Fermión

Interacción Débil y Gravedad

Estado descubierta

Símbolo(s) νe , νμ , ντ , νe , νμ, ντ

Antipartícula Antineutrino

Teorizada νe (Neutrino electrónico): 1930, Wolfgang Pauliνμ (Neutrino muónico): final de los años 40ντ (Neutrino tauónico): a mediados de los años 70

Descubierta νe: Clyde Cowan y Frederick Reines (1956)νμ: Leon Lederman, Melvin Schwartz y Jack Steinberger(1962)ντ: DONUT collaboration (2000)

Tipos 3: Neutrino electrónico, Neutrino muónico y Neutrino tauónico

Masa νe: < 2 eVνμ: < 190 keVντ: < 18,2 MeV[1]

Carga eléctrica 0 e

Espín 1/2Hipercarga débil -1

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Primera observación de un neutrino en una cámara de burbujas, en1970 en el Argonne National Laboratory de EE. UU., la observaciónse realizó gracias a las líneas observadas en la Cámara de burbujas

basada en hidrógeno líquido.

Los neutrinos (término inventado por el científicoitaliano Enrico Fermi, que en italiano significa‘pequeños neutrones’) son partículas subatómicas detipo fermiónico, sin carga y espín 1/2. Desde hace unosaños se sabe, en contra de lo que se pensaba, que estaspartículas tienen masa, pero muy pequeña, y es muydifícil medirla. Hoy en día (2013), se cree que la masade los neutrinos es inferior a unos 5,5 eV/c2, lo quesignifica menos de una milmillonésima de la masa deun átomo de hidrógeno.[2] Su conclusión se basa en elanálisis de la distribución de galaxias en el universo yes, según afirman estos científicos, la medida másprecisa hasta ahora de la masa del neutrino. Además, suinteracción con las demás partículas es mínima, por loque pasan a través de la materia ordinaria sin apenasperturbarla.

La masa del neutrino tiene importantes consecuencias en el modelo estándar de física de partículas, ya que implicaríala posibilidad de transformaciones entre los tres tipos de neutrinos existentes en un fenómeno conocido comooscilación de neutrinos.

En todo caso, los neutrinos no se ven afectados por las fuerzas electromagnética o nuclear fuerte, pero sí por lafuerza nuclear débil y la gravitatoria.

HistoriaLa existencia del neutrino fue propuesta en 1930 por el físico Wolfgang Pauli para compensar la aparente pérdida deenergía 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 hipotéticadenominada «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 podíadetectar 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 sólo se estableció de forma teórica.De hecho, es muy pequeña la posibilidad de que un neutrino interactúe con la materia ya que, según los cálculos defísica cuántica, sería necesario un bloque de plomo de una longitud de un año luz (9,46 billones de kilómetros) paradetener la mitad de los neutrinos que lo atravesaran.En 1956 Clyde Cowan y Frederick Reines demostraron su existencia experimentalmente. Lo hicieron bombardeandoagua pura con un haz de 1018 neutrones por segundo. Observaron la emisión subsiguiente de fotones, quedando asídeterminada 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 neutrinoal detectar por primera vez al neutrino muónico. En el año 2000 fue anunciado por parte de la Colaboración DONUTen Fermilab el descubrimiento del neutrino tauónico. Su existencia ya había sido predicha, puesto que los resultadosdel 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,[3][4] lo que aparentemente contradiría la teoría de la

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relatividad.Sin embargo, en los días posteriores al anuncio (que tuvo una espectacular difusión internacional), a través delbritánico Institute of Physics [5] se hicieron patentes algunos desacuerdos entre miembros del equipo internacionalsobre la necesidad de efectuar más pruebas, y de publicar los resultados en revistas con peer review, antes de dar máspublicidad a estos primeros resultados.Más recientemente, el 10 de noviembre de 2011, el director del CERN, Sergio Bertolucci, ha declarado a la prensaque «el experimento está siendo repetido por nosotros y por otros científicos en Estados Unidos, Japón e Italia», yque «lo más probable es que se demuestre que hubo un error en el experimento inicial y que el límite sigue siendo lavelocidad de la luz». Un nuevo experimento en el CERN (Organización Europea para la Investigación Nuclear) haarrojado el mismo resultado que el estudio del pasado mes de septiembre. No obstante Fernando Ferroni, presidentedel INFN, afirmó: «El resultado positivo del experimento nos hace confiar más en el resultado, aunque habrá queesperar a ver los resultados de otros experimentos análogos en otras partes del mundo antes de decir la últimapalabra». Se ha dicho desde el mismo organismo que a la hora de la medida de la distancia recorrida por losneutrinos hubo un fallo en el sistema de posicionamiento (GPS), al tener un cable desconectado, por lo que la medidade la velocidad superlumínica ha sido descartada.

ClasesExisten 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 comooscilación de neutrinos. La oscilación entre las distintas familias se produce aleatoriamente, y la probabilidad decambio parece ser más alta en un medio material que en el vacío. Dada la aleatoriedad del proceso, las proporcionesentre cada uno de los sabores tienden a repartirse por igual (1/3 del total para cada tipo de neutrino) a medida que seproducen sucesivas oscilaciones. Fue este hecho el que permitió considerar por primera vez la oscilación de losneutrinos, ya que al observar los neutrinos procedentes del Sol (que deberían ser principalmente electrónicos) seencontró que sólo llegaban un tercio de los esperados. Los dos tercios que faltaban habían oscilado a los otros dossabores y por tanto no fueron detectados. Esto es el llamado «Problema de los neutrinos solares».La oscilación de los neutrinos implica directamente que éstos han de tener una masa no nula, ya que el paso de unsabor a otro sólo puede darse en partículas masivas.

Implicaciones astrofísicas de su masaEn el modelo estándar se consideraba inicialmente al neutrino como a una partícula sin masa. De hecho, en muchossentidos 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 cosmológicosal neutrino se le considera materia caliente, o materia relativista. En contraposición la materia fría sería la materia norelativista.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

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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 deneutrinos a través de los procesos dedesintegración beta de las reaccionesque acaecen en su núcleo. Como losneutrinos no interaccionan fácilmentecon la materia, escapan libremente delnúcleo solar atravesando también laTierra. Aparte de las reaccionesnucleares, hay otros procesosgeneradores de neutrinos, los cuales sedenominan neutrinos térmicos ya que,a diferencia de los neutrinos nucleares,se absorbe parte de la energía emitidapor dichas reacciones para convertirlaen neutrinos. De esta forma, una partede la energía fabricada por las estrellasse 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 essignificativa, pero en los colapsos finales de las estrellas más masivas, cuando su núcleo moribundo se encuentra aelevadísimas densidades, se producen muchos neutrinos en un medio que ya no es transparente a ellos, por lo que susefectos 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 elproblema 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 unneutrino y la segunda dos. Las hipótesis que se plantearon fueron que, quizá, la PPII tuviera una ocurrencia menor ala calculada debido a una falta de helio en el núcleo favorecido por algún tipo de mecanismo (frenado de la rotaciónpor 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.

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Fuentes artificialesLas principales fuentes de neutrinos artificiales son las centrales nucleares, las cuales pueden llegar a generar unos5·1020 anti-neutrinos por segundo, y en menor medida, los aceleradores de partículas.

Fenómenos astrofísicos

SN 1987A.

En las supernovas tipo II son losneutrinos los que provocan laexpulsión de buena parte de la masa dela estrella al medio interestelar. Laemisión de energía en forma deneutrinos es enorme y sólo unapequeña parte se transforma en luz yen energía cinética. Cuando sucedió laSN 1987A los detectores captaron eldébil flujo de neutrinos procedentes dela lejana explosión.

Radiación cósmica de fondo

Se cree que, al igual que la radiaciónde microondas de fondo procedente delBig Bang, hay un fondo de neutrinosde baja energía en nuestro Universo.En la década de 1980 se propuso queéstos pueden ser la explicación de lamateria oscura que se piensa que existeen 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 avelocidades 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 uniformementeen 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 grandesestructuras galácticas que vemos.Además, estas mismas galaxias y grupos de galaxias parecen estar rodeadas de materia oscura que no es losuficientemente rápida para escapar de estas galaxias. Presumiblemente, esta materia proveyó el núcleo gravitacionalpara la formación de estas galaxias. Esto implica que los neutrinos constituyen sólo una pequeña parte de la cantidadtotal de materia oscura.De los argumentos cosmológicos, los neutrinos reliquia (del fondo de baja energía) son estimados en poseer densidadde 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 elcaso contrario, serían mucho más fríos si su masa excede los 0.001 eV. Aunque su densidad es bastante alta, debidoa las extremadamente bajas secciones cruzadas de neutrinos a energías bajo 1 eV, el fondo de neutrinos de bajaenergía aún no ha sido observado en el laboratorio.En contraste, neutrinos solares de boro-8, que son emitidos con una mayor energía, han sido detectadosdefinitivamente a pesar de poseer una densidad espacial más baja que la de los neutrino reliquia, alrededor de 6órdenes de magnitud.

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La Tierra y la atmósferaLas reacciones de desintegración beta de isótopos radiactivos terrestres proporcionan una pequeña fuente deneutrinos, que se producen como consecuencia de la radiación natural de fondo. En particular, las cadenas dedesintegración de 238,92U and 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 primeraindicación de geoneutrinos fue encontrado por el experimento KamLAND en 2005. KamLAND principalesantecedentes en la medición de geoneutrino son los anti-neutrinos procedentes de los reactores. Varios experimentosfuturos apuntan a mejorar la medición geoneutrino y estas necesariamente tendrá que estar lejos de los reactores.

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

Detectores basados en procesos radiactivosSin embargo, en 1967 Raymond Davis logró dar con un sistema de detección. Observó que el cloro-37 era capaz deabsorber 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 elcloro-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 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, se puede tener mezclado con otros átomos o moléculas, siempre conociendo su proporción. Para evitarmediciones falsas debidas al argón-37 ya presente en la mezcla, el primer paso fue efectuar un limpiado delproducto. Hecho esto, se debía dejar reposar la mezcla de cloro-37 durante unos meses hasta que llegaba a unasituación estacionaria. Esto es cuando la cantidad de argón que se desintegra se iguala a la cantidad que se forma. Elmomento 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 mezclaclorada en una mina de oro de Dakota del Sur a mucha profundidad. Sin embargo, las primeras observaciones sólodieron cotas superiores, compatibles aún con cero2. Los resultados eran menores a lo esperado y se confundían conel ruido. Tras repetidos aumentos en la sensibilidad de los instrumentos y en la pureza de la mezcla de cloro-37 selogró, por fin, calcular que nos llegaba aproximadamente un tercio del flujo esperado3. Estos resultados no fuerontomados muy en serio en un principio, por lo que se prosiguió experimentando con mezclas mejores pero tambiénmás 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 alestar 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 medioneutrino al día.

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Detectores basados en el efecto CherenkovLas dudas acerca de los métodos utilizados por Davis incentivaron la búsqueda de alternativas para la detección detan escurridizas partículas. Así surgió una nueva línea de detectores que se basaban en la colisión de neutrinos conelectrones 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 sumomento confiriéndole a éste una velocidad en ocasiones superior a la de la luz en ese mismo medio acuoso. Es enese momento cuando se produce una emisión de luz característica, conocida como radiación de Cherenkov, que escaptada por los fotomultiplicadores que recubren las paredes del recipiente. Como lo que se observa es unatransmisión de momento lineal podemos inferir aproximadamente la masa de éstos y la dirección de la que procedenmientras que con el anterior sistema de detección solo podíamos calcular el flujo de neutrinos.En vez de agua convencional se usa agua pesada porque ésta tiene más probabilidades de capturar neutrinos. Éste esel caso del más famoso detector de neutrinos. El Super-Kamiokande, que recibe su nombre de la mina japonesa deKamioka. Lo primero que se hizo con este enorme recipiente, de 40 metros de diámetro por 40 de altura dotado deunos 11.000 tubos fotomultiplicadores, fue detectar los neutrinos procedentes de la supernova 1987A. Luego semidió el flujo de los neutrinos solares corroborando los resultados del detector de Davis. Su mayor éxito ha sido lareciente medición de la masa del neutrino. Fue con el experimento de la supernova con el que el laboratorio se hizomás famoso al poder determinar que la masa del neutrino no era nula llegando a acotar su valor a partir de lamedición del retraso con que llegaron los neutrinos procedentes de la explosión. Si estos hubiesen carecido de masahubiesen llegado junto a los fotones (la luz de la supernova).

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 .[2] 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 .[3] ¿Neutrinos más rápidos que la luz? (http:/ / www. elpais. com/ articulo/ sociedad/ Neutrinos/ rapidos/ luz/ elpepusoc/ 20110922elpepusoc_10/

Tes)[4] Measurement of the neutrino velocity with the OPERA detector in the CNGS beam (http:/ / arxiv. org/ abs/ 1109. 4897)[5] http:/ / www. iop. org/

Bibliografía• Neutrino properties (http:/ / pdg. lbl. gov/ 2010/ listings/ rpp2010-list-neutrino-prop. pdf). Extraido de Nakamura,

K. et ál. (2010). JPG 37: 075021. doi: 10.1088/0954-3899/37/7A/075021 (http:/ / dx. doi. org/ 10. 1088/ 0954-3899/ 37/7A/ 075021)., review del Particle Data Group en 2010.

Enlaces externos• Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Neutrino. Commons• Wikcionario tiene definiciones para neutrino.WikcionarioWikinoticias• Artículos en Wikinoticias: Los neutrinos ponen en jaque la Teoría de la relatividad

Fuentes y contribuyentes del artículo 8

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