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Fondo difuso de neutrinos de supernova

El fondo difuso de neutrinos de supernovas (DSNB) es una población teórica de neutrinos (y antineutrinos) que se originan acumulativamente de todos los eventos de supernovas de ...

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El fondo difuso de neutrinos de supernovas (DSNB) es una población teórica de neutrinos (y antineutrinos) que se originan acumulativamente de todos los eventos de supernovas de colapso de núcleo a lo largo de la historia del universo. Aunque aún no se ha detectado directamente, se teoriza que el DSNB es isotrópico y consiste en neutrinos con energías típicas en la escala de 10⁷ eV . [ 1 ] Los esfuerzos de detección actuales están limitados por la influencia del ruido de fondo en la búsqueda de neutrinos DSNB y, por lo tanto, se limitan a establecer límites en los parámetros del DSNB, es decir, el flujo de neutrinos . Las restricciones en estos parámetros se han vuelto más estrictas en los últimos años, pero muchos investigadores buscan realizar observaciones directas en un futuro cercano con detectores de próxima generación. [ 2 ] El DSNB no debe confundirse con el fondo cósmico de neutrinos (CNB), que está compuesto por neutrinos relictos que se produjeron durante el Big Bang y tienen energías mucho más bajas (10 −4 a 10 −6 eV). [ 3 ]

Fuentes

En una supernova de colapso de núcleo, se producen todos los sabores de neutrinos. Primero, los neutrinos electrónicos se producen al principio del colapso mediante la captura de electrones en protones en los núcleos del núcleo de hierro de la estrella: [ 4 ]

Diagrama de Feynman deνmi{\displaystyle \nu _{e}}producción mediante captura de electrones

pag+mi−→νmi+norte{\displaystyle p+e^{-}\rightarrow \nu _ {e}+n}

Algunos de los neutrones producidos en esta reacción luego sufren desintegración beta , produciendo antineutrinos electrónicos: [ 4 ]

norte→pag+mi−+νmi¯{\displaystyle n\rightarrow p+e^{-}+{\bar {\nu _ {e}}}}

Después de estos procesos, el colapso continúa antes de rebotar debido a la presión de la materia acumulada en el núcleo. Este rebote produce una onda de choque, en la cual muchos de los neutrinos electrónicos producidos previamente son eyectados en lo que se denomina un estallido de neutrinos . La energía transportada fuera de la supernova por el estallido de neutrinos debilita el choque, y la materia cae en el remanente de la estrella progenitora. En este punto, muchos neutrinos quedan atrapados por esta materia que cae, lo que resulta en una alta densidad. Cuando las temperaturas en el núcleo son suficientes (> 10 MeV), todos los sabores de neutrinos y sus respectivos antineutrinos se producen a través de interacciones débiles de pares electrón-positrón: [ 4 ]

mi−+mi+→νmi/τ/μ+ν¯mi/τ/μ{\displaystyle e^{-}+e^{+}\rightarrow \nu _{e/\tau /\mu }+{\bar {\nu }}_{e/\tau /\mu }}

Posteriormente, los neutrinos reenergizan la onda de choque mediante interacciones con protones y neutrones libres, así como con otros neutrinos, y son expulsados ​​una vez que pueden superar la densidad de la materia dentro de la onda de choque por la cual estaban previamente atrapados. [ 4 ]

Una supernova individual liberará tantos como1057{\displaystyle 10^{57}}Los neutrinos , que se pueden detectar como una breve ráfaga de eventos en la Tierra siempre que la supernova haya ocurrido lo suficientemente cerca, ya sea dentro de nuestra propia galaxia o en una de sus galaxias satélite ; el único ejemplo actual de esto es SN1987A . En contraste, el DSNB es una fuente continua de neutrinos acumulados de todas las supernovas de colapso de núcleo individuales a lo largo de la historia del universo. Debido a las incertidumbres en el espectro de neutrinos emitidos y la falta de detección directa, actualmente solo existen límites superiores experimentales para el flujo del DSNB.

Detecciones previstas

Las predicciones teóricas para el flujo del DSNB en la Tierra son difíciles, ya que dependen de muchos parámetros y supuestos diferentes, principalmente la tasa de eventos de supernovas de colapso de núcleo en el universo y el espectro de neutrinos de cada supernova. Las predicciones iniciales basadas en tasas de supernovas [ 5 ] [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] y evolución del gas cósmico [ 9 ] han sido revisadas en trabajos más recientes. [ 10 ] [ 11 ] Sin embargo, dadas las incertidumbres, el flujo del DSNB no debería ser más de un orden de magnitud inferior al límite experimental actual, por lo que debería ser detectable en un futuro próximo.

Intentos de detección

Con los detectores actuales, es difícil medir directamente el DSNB del orden de 10⁶ eV debido a la alta señal de fondo de los neutrinos solares, los antineutrinos de reactores y la radiactividad. Como resultado, múltiples experimentos han intentado sondear la señal del DSNB a una magnitud superior (10⁷ eV ) para establecer límites superiores al flujo y al espectro de detección en la Tierra. [ 2 ]

Super-Kamiokande

El observatorio de neutrinos Super-Kamiokande (SK) en Japón es el detector Cherenkov de agua más grande del mundo. El detector contiene 50 kilotones de agua, que funciona como un blanco para las interacciones de neutrinos. Los neutrinos interactúan con el agua objetivo y emiten radiación Cherenkov , medida por miles de tubos fotomultiplicadores (PMT) que rodean el volumen objetivo. [ 12 ] En 2003, el experimento SK arrojó un límite superior en el flujo de1.2νmi¯dometro−2s−1{\displaystyle 1.2{\bar {\nu _ {e}}}\,\mathrm {cm} ^{-2}\,\mathrm {s} ^{-1}}para neutrinos con energía mayor a 19,3 MeV, lo que ya permitía descartar algunos de los modelos DSNB en ese momento. [ 1 ] Estas restricciones fueron posteriormente mejoradas por el equipo SK tras mejoras en el detector y se descubrió que eran2.9νmi¯dometro−2s−1{\displaystyle 2.9{\bar {\nu _ {e}}}\,\mathrm {cm} ^{-2}\,\mathrm {s} ^{-1}}para neutrinos con energías superiores a 17,3 MeV. [ 13 ] En 2021, basándose en mediciones de SK-IV hasta 2018, el límite se reforzó a2.7νmi¯dometro−2s−1{\displaystyle 2.7{\bar {\nu _ {e}}}\,\mathrm {cm} ^{-2}\,\mathrm {s} ^{-1}}con un nivel de confianza del 90% . [ 2 ]

En 2020, el detector Super-Kamiokande se mejoró con la introducción de gadolinio para permitir una mejor identificación de las interacciones de neutrones y reducir la señal de fondo debida a la espalación . Esto permitiría a la colaboración sondear el DSNB a umbrales de energía más bajos, posiblemente tan bajos como 11,5 MeV antes de que el fondo comience a dominar la señal nuevamente. [ 2 ]

Hiper-Kamiokande

En 2021, el Observatorio Kamioka comenzó la construcción del detector Cherenkov de agua de próxima generación, conocido como Hyper-Kamiokande (HK). Este nuevo detector contará con una cantidad de agua considerablemente mayor que su predecesor, Super-Kamiokande, con 266 kilotones de agua en su tanque. Con la esperanza de medir las interacciones de neutrinos y el DSNB con mucha más precisión y menor ruido de fondo, el detector HK comenzará a recopilar datos en algún momento de 2027. [ 14 ]

Detector de antineutrinos de centelleo líquido Kamioka (KamLAND)

Otra rama del Observatorio Kamioka es el detector KamLAND, cuyo objetivo es detectar antineutrinos electrónicos mediante un gran centelleador líquido . Las interacciones medidas por el detector son desintegraciones beta inversas ; esta interacción antineutrino-protón produce un neutrón y un positrón , que emiten luz de centelleo que luego puede ser medida por el conjunto de tubos fotomultiplicadores que rodean el centelleador líquido para determinar la energía incidente del antineutrino entrante. [ 15 ]

En 2021, la colaboración publicó los resultados de sus datos de múltiples detecciones de antineutrinos electrónicos. Las detecciones abarcan energías de antineutrinos de 8,3 a 30,8  MeV, lo que dio como resultado los límites más estrictos impuestos hasta la fecha al flujo de antineutrinos del DSNB para el rango de energía de 8,3 a 13,3  MeV. La tabla a continuación muestra los resultados tabulados de la colaboración KamLAND. [ 15 ]

Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO)

El Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO) es un observatorio en Canadá que utiliza agua pesada para observar neutrinos solares y estudiar las oscilaciones de neutrinos. Las detecciones del SNO se basan en interacciones de corriente de carga (CC), interacciones de corriente neutra (NC) y dispersión elástica de electrones . [ 16 ] El enfoque principal de este experimento no es necesariamente sondear la detección del DSNB, pero los datos de neutrinos recopilados permitieron al equipo de investigación establecer limitaciones en el flujo de neutrinos del DSNB en un intervalo de energía específico. En 2006, el SNO estableció un límite superior en el flujo de2.7νmi¯dometro−2s−1{\displaystyle 2.7{\bar {\nu _ {e}}}\,\mathrm {cm} ^{-2}\,\mathrm {s} ^{-1}}para energías de neutrinos entre 22,9 y 36,9 MeV. [ 17 ]

Borexino

Borexino es un detector de centelleo líquido en los Laboratori Nazionali del Gran Sasso en Italia que se centra en la detección de neutrinos solares, específicamente aquellos producidos a través de la desintegración por captura electrónica del 7 Be. [ 18 ] Aunque no es el objetivo principal del experimento, el detector puede observar con precisión los neutrinos de supernovas de colapso de núcleo, lo que permite a la colaboración establecer límites al flujo del DSNB. [ 19 ] Con base en dos modelos DSNB y datos recopilados, se establecieron diferentes límites superiores para el flujo para rangos de energía de neutrinos de 2,8 a 16,8 MeV, así como un rango más estrecho de 7,8 a 16,8 MeV. Para 2,8 a 16,8 MeV, se encontró que el límite superior de flujo más conservador de los dos modelos era2.6×103νmi¯dometro−2s−1{\displaystyle 2.6\times 10^{3}{\bar {\nu _{e}}}\,\mathrm {cm} ^{-2}\,\mathrm {s} ^{-1}}y de 7,8 a 16,8 MeV la estimación más conservadora de los dos modelos arrojó un límite superior de un flujo de112.3νmi¯dometro−2s−1{\displaystyle 112.3{\bar {\nu _{e}}}\,\mathrm {cm} ^{-2}\,\mathrm {s} ^{-1}}. [ 20 ]

Véase también

Referencias

  1. 1 2 Beacom, John F. (2010). "El fondo difuso de neutrinos de supernovas". Annual Review of Nuclear and Particle Science . 60 : 439–462 . arXiv : 1004.3311 . Bibcode : 2010ARNPS..60..439B . doi : 10.1146/annurev.nucl.010909.083331 . S2CID 118519312 . 
  2. 1 2 3 4 Abe, K.; Bronner, C.; Hayato, Y.; Hiraide, K.; Ikeda, M.; Imaizumi, S.; Kameda, J.; Kanemura, Y.; Kataoka, Y.; Miki, S.; Miura, M.; Moriyama, S.; Nagao, Y.; Nakahata, M.; et al. (Colaboración Super-Kamiokande) (10 de diciembre de 2021). "Búsqueda de fondo de neutrinos de supernova difusa en Super-Kamiokande". Revisión física D. 104 (12) 122002. arXiv : 2109.11174 . Código Bib : 2021PhRvD.104l2002A . doi : 10.1103/PhysRevD.104.122002 . S2CID 237605488 .  
  3. ↑ Follin, Brent; Knox, Lloyd; Millea, Marius; Pan, Zhen (26 de agosto de 2015). "Primera detección del desplazamiento de fase de la oscilación acústica esperado del fondo de neutrinos cósmicos". Physical Review Letters . 115 (9) 091301. arXiv : 1503.07863 . Bibcode : 2015PhRvL.115i1301F . doi : 10.1103/PhysRevLett.115.091301 . PMID 26371637. S2CID 24763212 .  
  4. 1 2 3 4 Spurio, Maurizio (2018). Sondas de astrofísica multimensajero (2.ª ed.). Suiza: Springer. págs. 474–484 . ISBN   978-3-319-96853-7ISSN 0941-7834​​ 
  5. ↑ GS Bisnovatyi-Kogan y ZF Seidov, 1984, Sov. Astron., 26, 132.
  6. ^ ] LM Krauss, SL Glashow y DN Schramm, DN, 1984, Nature, 310, 191.
  7. ↑ ] SE Woosley, JR Wilson y R. Mayle, 1986, ApJ, 302, 19.
  8. ↑ Totani, Tomonori; Sato, Katsuhiko (1995-08-01). "Espectro del fondo de neutrinos relictos de supernovas pasadas y modelos cosmológicos" . Astroparticle Physics . 3 (4): 367– 376. arXiv : astro-ph/9504015 . doi : 10.1016/0927-6505(95)00015-9 . ISSN 0927-6505 . 
  9. ↑ Malaney, RA (1997-06-01). "Evolución del gas cósmico y el fondo de neutrinos de supernovas relictas" . Astroparticle Physics . 7 (1): 125– 136. arXiv : astro-ph/9612012 . doi : 10.1016/S0927-6505(97)00012-1 . ISSN 0927-6505 – vía arXiv:astro-ph/9612012. 
  10. ^ Mirizzi, A.; et al. (2016). "Neutrinos de supernova: producción, oscilaciones y detección". Rivista del Nuevo Cimento . 39 ( 1– 2): 1– 112. arXiv : 1508.00785 . Código Bib : 2016NCimR..39....1M . doi : 10.1393/ncr/i2016-10120-8 . S2CID 118527475 .  
  11. ↑ Ando, ​​Shin'ichiro; Ekanger, Nick; Horiuchi, Shunsaku; Koshio, Yusuke (2023). "Fondo difuso de neutrinos de supernovas de colapso de núcleo pasadas" . Actas de la Academia Japonesa, Serie B. 99 ( 10): 460– 479. doi : 10.2183/pjab.99.026 . PMC 10822721. PMID 38072453 .  
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  15. 1 2 Abe, S.; Asami, S.; Gando, A.; Gando, Y.; Gima, T.; Goto, A.; et al. (2022). "Límites en antineutrinos astrofísicos con el experimento KamLAND" . The Astrophysical Journal . 925 (1): 14. arXiv : 2108.08527 . Bibcode : 2022ApJ...925...14A . doi : 10.3847/1538-4357/ac32c1 . S2CID 237213567 .  
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