Neutrino

Un neutrino ( / nj uː ˈ t r iː n oʊ / new- TREE -noh ; denotado por la letra griega ν ) es una partícula elemental que interactúa mediante la interacción débil y la gravedad . ^{[ 2 ] [ 3 ]} El neutrino recibe este nombre porque es eléctricamente neutro y porque su masa en reposo es tan pequeña ( -ino ) que durante mucho tiempo se pensó que era cero . La masa en reposo del neutrino es mucho menor que la de las demás partículas elementales conocidas (excluyendo las partículas sin masa ). ^{[ 4 ]} La fuerza débil tiene un alcance muy corto, la interacción gravitatoria es extremadamente débil debido a la masa muy pequeña del neutrino, y los neutrinos no participan en la interacción electromagnética ni en la interacción fuerte . ^{[ 5 ]} En consecuencia, los neutrinos normalmente atraviesan la materia normal sin impedimentos y sin ningún efecto detectable. ^{[ 2 ] [ 3 ]}

Las interacciones débiles crean neutrinos en uno de tres sabores leptónicos : neutrino electrónico , ν_mi; neutrino muónico , ν_μy el neutrino tau , ν_τCada sabor está asociado con el leptón cargado correspondientemente nombrado . ^{[ 6 ]} Aunque durante mucho tiempo se creyó que los neutrinos no tenían masa, ahora se sabe que existen tres masas discretas de neutrinos con diferentes valores (todas minúsculas, la más pequeña de las cuales podría ser cero ^{[ 7 ]} ), pero las tres masas no corresponden de forma única a los tres sabores: un neutrino creado con un sabor específico es una mezcla específica de los tres estados de masa (una superposición cuántica ). De forma similar a otras partículas neutras , los neutrinos oscilan entre diferentes sabores en vuelo como consecuencia. Por ejemplo, un neutrino electrónico producido en una reacción de desintegración beta puede interactuar en un detector distante como un neutrino muónico o tau. ^{[ 8 ] [ 9 ]} Los tres valores de masa aún no se conocen a fecha de 2024, pero los experimentos de laboratorio y las observaciones cosmológicas han determinado las diferencias de sus cuadrados, ^{[ 10 ]} un límite superior en su suma (< 0,120 eV/ c ² ), ^{[ 1 ]} y un límite superior en la masa del neutrino electrónico. ^{[ 11 ]} Los neutrinos son fermiones , que tienen espín de ⁠1/2ħ .​

Para cada neutrino, también existe una antipartícula correspondiente , llamada antineutrino , que también tiene un espín de ⁠1/2ħ y sin carga eléctrica. Los antineutrinos se distinguen de los neutrinos por tener un número leptónico de signo opuesto y un isospín débil , y quiralidad dextrógira en lugar de levógira. Para conservar el número leptónico total (en la desintegración beta nuclear), los neutrinos electrónicos solo aparecen junto con positrones (antielectrones) o antineutrinos electrónicos, mientras que los antineutrinos electrónicos solo aparecen con electrones o neutrinos electrónicos. ^{[ 12 ] [ 13 ]}

Los neutrinos se crean mediante diversas desintegraciones radiactivas . Estas incluyen la desintegración beta de núcleos atómicos o hadrones y reacciones nucleares naturales como las que tienen lugar en el núcleo de una estrella . Otros mecanismos incluyen reacciones nucleares artificiales en reactores nucleares , bombas nucleares o aceleradores de partículas , supernovas , durante la desaceleración de una estrella de neutrones y cuando los rayos cósmicos o haces de partículas aceleradas impactan contra los átomos.

La mayoría de los neutrinos que se detectan alrededor de la Tierra provienen de reacciones nucleares dentro del Sol. En la superficie de la Tierra, el flujo es de aproximadamente 66 mil millones (6,5 × 10¹⁰ neutrinos solares , por segundo por centímetro cuadrado. Los neutrinos pueden utilizarse para ^la tomografía del interior de la Tierra. ^{[ 14 ] [ 15 ]}

El neutrino ^{[ a ]} fue postulado por primera vez por Wolfgang Pauli en 1930 para explicar cómo la desintegración beta podía conservar la energía , el momento y el momento angular ( espín ). A diferencia de Niels Bohr , quien propuso una versión estadística de las leyes de conservación para explicar los espectros de energía continuos observados de los electrones en la desintegración beta , Pauli hipotetizó una partícula no detectada a la que llamó "neutrón", utilizando la misma terminación -on empleada para nombrar tanto al protón como al electrón . Consideró que la nueva partícula era emitida del núcleo junto con las partículas beta (electrones o positrones) y tenía una masa similar a la del electrón. ^{[ 16 ] [ b ]}

James Chadwick descubrió en 1932 una partícula nuclear neutra mucho más masiva y también la denominó neutrón , dejando así dos tipos de partículas con el mismo nombre. La palabra «neutrino» se incorporó al vocabulario científico gracias a Enrico Fermi , quien la utilizó durante una conferencia en París en julio de 1932 y en la Conferencia Solvay en octubre de 1933, donde Pauli también la empleó. El nombre (el equivalente italiano de «pequeño neutro») fue acuñado en tono jocoso por Edoardo Amaldi durante una conversación con Fermi en el Instituto de Física de Via Panisperna en Roma, para distinguir esta partícula neutra ligera del neutrón pesado de Chadwick. ^{[ 17 ]}

En la teoría de Fermi sobre la desintegración beta , la partícula neutra grande de Chadwick podría desintegrarse en un protón, un electrón y la partícula neutra más pequeña (ahora llamada antineutrino electrónico ):

norte⁰→ p⁺+ e⁻+ ν_mi

El artículo de Fermi, escrito en 1934, ^{[ 18 ]} unificó el neutrino de Pauli con el positrón de Paul Dirac y el modelo neutrón-protón de Werner Heisenberg y proporcionó una sólida base teórica para futuros trabajos experimentales. ^{[ 18 ] [ 19 ] [ 20 ]}

Para 1934, existía evidencia experimental en contra de la idea de Bohr de que la conservación de la energía no es válida para la desintegración beta: En la conferencia Solvay de ese año, se informaron mediciones de los espectros de energía de las partículas beta (electrones), mostrando que hay un límite estricto en la energía de los electrones de cada tipo de desintegración beta. Tal límite no se esperaría si la conservación de la energía no fuera válida, en cuyo caso cualquier cantidad de energía estaría estadísticamente disponible en al menos algunas desintegraciones. La explicación natural del espectro de desintegración beta, tal como se midió por primera vez en 1934, era que solo una cantidad limitada (y conservada) de energía estaba disponible, y una nueva partícula a veces tomaba una fracción variable de esta energía limitada, dejando el resto para la partícula beta. Pauli aprovechó la ocasión para enfatizar públicamente que el "neutrino" aún no detectado debía ser una partícula real. ^{[ 20 ] : 25} La primera evidencia de la realidad de los neutrinos llegó en 1938 a través de mediciones simultáneas en cámara de nubes del electrón y el retroceso del núcleo. ^{[ 21 ]}

En 1942, Wang Ganchang propuso por primera vez el uso de la captura beta para detectar experimentalmente neutrinos. ^{[ 22 ]} En el número del 20 de julio de 1956 de Science , Clyde Cowan , Frederick Reines , Francis B. "Kiko" Harrison, Herald W. Kruse y Austin D. McGuire publicaron la confirmación de que habían detectado el neutrino, ^{[ 23 ] [ 24 ]} un resultado que fue recompensado casi cuarenta años después con el Premio Nobel de 1995. ^{[ 25 ]}

En este experimento, ahora conocido como el experimento de neutrinos de Cowan-Reines , los antineutrinos creados en un reactor nuclear por desintegración beta reaccionaron con protones para producir neutrones y positrones:

ν_mi+ p⁺→ n⁰+ e⁺

El positrón encuentra rápidamente un electrón y ambos se aniquilan . Los dos rayos gamma (γ) resultantes son detectables. El neutrón puede detectarse por su captura en un núcleo adecuado, liberando un rayo gamma. La coincidencia de ambos eventos —aniquilación del positrón y captura del neutrón— proporciona una señal única de la interacción de un antineutrino.

En febrero de 1965, el primer neutrino hallado en la naturaleza fue identificado por un grupo que incluía a Frederick Reines y Friedel Sellschop . ^{[ 26 ] [ 27 ]} El experimento se llevó a cabo en una cámara especialmente preparada a una profundidad de 3 km en la mina de oro East Rand ("ERPM") cerca de Boksburg , Sudáfrica. Una placa en el edificio principal conmemora el descubrimiento. Los experimentos también implementaron una astronomía de neutrinos primitiva y analizaron cuestiones de física de neutrinos e interacciones débiles. ^{[ 28 ]}

El antineutrino descubierto por Clyde Cowan y Frederick Reines era la antipartícula del neutrino electrónico.

En 1962, Leon M. Lederman , Melvin Schwartz y Jack Steinberger demostraron que existe más de un tipo de neutrino al detectar primero las interacciones del neutrino muónico (ya hipotetizado con el nombre de neutretto ), ^{[ 29 ]} lo que les valió el Premio Nobel de Física de 1988 .

Cuando el tercer tipo de leptón, el tau , fue descubierto en 1975 en el Centro del Acelerador Lineal de Stanford , también se esperaba que tuviera un neutrino asociado (el neutrino tau). La primera evidencia de este tercer tipo de neutrino provino de la observación de energía y momento faltantes en las desintegraciones del tau, análogas a la desintegración beta, lo que condujo al descubrimiento del neutrino electrónico. La primera detección de interacciones del neutrino tau fue anunciada en 2000 por la colaboración DONUT en Fermilab ; su existencia ya había sido inferida tanto por la consistencia teórica como por los datos experimentales del Gran Colisionador de Electrones y Positrones . ^{[ 30 ]}

En la década de 1960, el ahora famoso experimento Homestake realizó la primera medición del flujo de neutrinos electrónicos provenientes del núcleo del Sol y halló un valor que se encontraba entre un tercio y la mitad del número predicho por el Modelo Solar Estándar . Esta discrepancia, conocida como el problema de los neutrinos solares , permaneció sin resolver durante unos treinta años, mientras se investigaban posibles problemas tanto del experimento como del modelo solar, pero no se encontró ninguno. Finalmente, se comprendió que ambos eran correctos y que la discrepancia entre ellos se debía a que los neutrinos eran más complejos de lo que se suponía. Se postuló que los tres neutrinos tenían masas distintas de cero y ligeramente diferentes, y que, por lo tanto, podían oscilar en sabores indetectables durante su viaje a la Tierra. Esta hipótesis fue investigada mediante una nueva serie de experimentos, abriendo así un nuevo e importante campo de investigación que aún continúa. La confirmación final del fenómeno de la oscilación de neutrinos condujo a dos premios Nobel: uno para R. Davis , quien concibió y dirigió el experimento Homestake, y para Masatoshi Koshiba de Kamiokande, cuyo trabajo lo confirmó; y otro para Takaaki Kajita de Super-Kamiokande y AB McDonald del Observatorio de Neutrinos de Sudbury por su experimento conjunto, que confirmó la existencia de los tres sabores de neutrinos y no encontró ningún déficit. ^{[ 31 ]}

Bruno Pontecorvo propuso por primera vez en 1957 un método práctico para investigar las oscilaciones de neutrinos, utilizando una analogía con las oscilaciones de kaones . Durante los siguientes diez años, desarrolló el formalismo matemático y la formulación moderna de las oscilaciones del vacío. En 1985, Stanislav Mikheyev y Alexei Smirnov (basándose en el trabajo de Lincoln Wolfenstein de 1978 ) observaron que las oscilaciones de sabor pueden modificarse cuando los neutrinos se propagan a través de la materia. Este efecto, denominado efecto Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (efecto MSW), es importante para comprenderlo, ya que muchos neutrinos emitidos por la fusión en el Sol atraviesan la materia densa del núcleo solar (donde tiene lugar prácticamente toda la fusión solar) en su camino hacia los detectores en la Tierra.

A partir de 1998, los experimentos comenzaron a demostrar que los neutrinos solares y atmosféricos cambian de sabor (véase Super-Kamiokande y el Observatorio de Neutrinos de Sudbury ). Esto resolvió el problema de los neutrinos solares: los neutrinos electrónicos producidos en el Sol habían cambiado parcialmente a otros sabores que los experimentos no podían detectar.

Aunque los experimentos individuales, como el conjunto de experimentos de neutrinos solares, son consistentes con mecanismos no oscilatorios de conversión de sabor de neutrinos, tomados en conjunto, los experimentos de neutrinos implican la existencia de oscilaciones de neutrinos. Especialmente relevantes en este contexto son el experimento del reactor KamLAND y los experimentos de acelerador como MINOS . El experimento KamLAND ha identificado oscilaciones como el mecanismo de conversión de sabor de neutrinos involucrado en los neutrinos electrónicos solares. De manera similar, MINOS confirma la oscilación de los neutrinos atmosféricos y proporciona una mejor determinación del desdoblamiento del cuadrado de la masa. ^{[ 32 ]} Takaaki Kajita de Japón y Arthur B. McDonald de Canadá recibieron el Premio Nobel de Física 2015 por su hallazgo trascendental, teórico y experimental, de que los neutrinos pueden cambiar de sabor.

Además de las fuentes específicas, se espera que un nivel general de fondo de neutrinos impregne el universo, que se teoriza que se origina debido a dos fuentes principales: el Big Bang y las supernovas. Aproximadamente 1 segundo después del Big Bang , los neutrinos se desacoplaron, dando lugar a un nivel de fondo de neutrinos conocido como fondo cósmico de neutrinos (CNB). Un segundo fondo difuso de neutrinos tiene su origen en las supernovas. ^{[ 33 ]}

Raymond Davis, Jr. y Masatoshi Koshiba recibieron conjuntamente el Premio Nobel de Física de 2002 por su trabajo pionero en la detección de neutrinos solares . El trabajo de Koshiba también dio como resultado la primera observación en tiempo real de neutrinos de la supernova SN 1987A en la cercana Gran Nube de Magallanes . Estos esfuerzos marcaron el comienzo de la astronomía de neutrinos . ^{[ 34 ]}

SN 1987A representa la única detección verificada de neutrinos provenientes de una supernova. Sin embargo, muchas estrellas han explotado como supernovas en el universo, dejando un fondo difuso de neutrinos de supernovas (teorizado) .

Los neutrinos tienen espín semientero ( ⁠1/2ħ ); por lo tanto, son fermiones . Los neutrinos son leptones ; por lo tanto , son fermiones incoloros que no pueden interactuar con los gluones de la fuerza fuerte . Solo se ha observado que interactúan a través de la fuerza débil , aunque se supone que también interactúan gravitacionalmente. Dado que tienen masa distinta de cero, algunas teorías permiten, pero no requieren, que los neutrinos interactúen magnéticamente; hasta el momento no hay evidencia experimental de un momento magnético distinto de cero en los neutrinos. ^{[ 35 ]}

Las interacciones débiles crean neutrinos en uno de tres sabores leptónicos : neutrinos electrónicos ( ν_mi), neutrinos muónicos ( ν_μ), o neutrinos tau ( ν_τ), asociado con los leptones cargados correspondientes, el electrón ( e⁻), muón ( μ⁻), y tau ( τ⁻), respectivamente. ^{[ 36 ]}

Aunque durante mucho tiempo se creyó que los neutrinos no tenían masa, ahora se sabe que existen tres masas de neutrinos discretas; cada estado de sabor de neutrino es una combinación lineal de los tres autoestados de masa distintos . A partir de cálculos basados ​​en modelos cosmológicos , la suma de las tres masas de neutrinos debe ser inferior a0,120 eV/ c² . ^{[ 1 ]} Mediciones directas e independientes realizadas por el experimento de neutrinos de tritio de Karlsruhe ( ^KATRIN ) hallaron el límite superior de la masa del antineutrino electrónico como0,45 eV/ c² , que es al menos 5 órdenes de magnitud inferior al siguiente fermión más ligero . ^{[ 37 ] Esta gran relación sugiere la posibilidad de que el mecanismo de creación de} masa para los neutrinos difiera del de otros fermiones. ^{[ 11 ]}

De forma más formal, los autoestados de sabor de los neutrinos (combinaciones de creación y aniquilación) no son lo mismo que los autoestados de masa de los neutrinos (simplemente etiquetados como "1", "2" y "3"). A fecha de 2024, se desconoce cuál de estos tres es el más pesado. La jerarquía de masas de los neutrinos consta de dos configuraciones posibles. Por analogía con la jerarquía de masas de los leptones cargados, la configuración en la que la masa 2 es más ligera que la masa 3 se denomina convencionalmente "jerarquía normal", mientras que en la "jerarquía invertida" ocurriría lo contrario. Se están llevando a cabo varios esfuerzos experimentales importantes para ayudar a determinar cuál es la correcta. ^{[ 39 ]}

Un neutrino creado en un autoestado de sabor específico se encuentra en una superposición cuántica específica asociada de los tres autoestados de masa. Las tres masas difieren tan poco que resulta imposible distinguirlas experimentalmente dentro de cualquier trayectoria de vuelo práctica. Se ha descubierto que la proporción de cada estado de masa en los estados de sabor puro producidos depende profundamente del sabor. La relación entre los autoestados de sabor y masa está codificada en la matriz PMNS . Los experimentos han establecido valores de precisión moderada a baja para los elementos de esta matriz, y la única fase compleja en la matriz se conoce con poca precisión, a fecha de 2016. ^{[ 10 ]}

Una masa distinta de cero implica que los neutrinos podrían tener un pequeño momento magnético . De ser así, los neutrinos interactuarían electromagnéticamente, aunque probablemente de forma indetectable dada su enorme velocidad. Nunca se ha observado tal interacción. ^{[ 40 ]}

Los neutrinos oscilan entre diferentes sabores durante su vuelo. Por ejemplo, un neutrino electrónico producido en una reacción de desintegración beta puede interactuar en un detector distante como un neutrino muónico o tauónico, según el sabor del leptón cargado producido en el detector. Esta oscilación se produce porque los tres componentes del estado de masa del sabor producido viajan a velocidades ligeramente diferentes, de modo que sus paquetes de ondas cuánticas desarrollan desfases relativos que modifican su combinación para producir una superposición variable de tres sabores. Cada componente de sabor oscila a medida que el neutrino viaja, y las intensidades relativas de los sabores varían. Las proporciones relativas de los sabores cuando el neutrino interactúa representan las probabilidades relativas de que ese sabor de interacción produzca el sabor correspondiente del leptón cargado. ^{[ 8 ] [ 9 ]}

Hay otras posibilidades en las que los neutrinos podrían oscilar incluso si no tuvieran masa: si la simetría de Lorentz no fuera una simetría exacta, los neutrinos podrían experimentar oscilaciones que violan la simetría de Lorentz . ^{[ 41 ]}

Los neutrinos que viajan a través de la materia, en general, experimentan un proceso análogo al de la luz que viaja a través de un material transparente . Este proceso no es directamente observable porque no produce radiación ionizante , pero da lugar al efecto Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein . Solo una pequeña fracción de la energía del neutrino se transfiere al material. ^{[ 42 ]}

Por cada neutrino, existe también una antipartícula correspondiente , llamada antineutrino , que tampoco tiene carga eléctrica y su espín es semientero. Se distinguen de los neutrinos por tener signos opuestos en el número leptónico y quiralidad opuesta (y, por consiguiente, isospín débil de signo opuesto). Hasta 2016, no se había encontrado evidencia de ninguna otra diferencia.

Hasta ahora, a pesar de las extensas y continuas búsquedas de excepciones, en todos los procesos leptónicos observados nunca ha habido ningún cambio en el número total de leptones; por ejemplo, si el número total de leptones es cero en el estado inicial, entonces el estado final solo tiene pares de leptones y antileptones coincidentes: los neutrinos electrónicos aparecen en el estado final junto con positrones (antielectrones) o antineutrinos electrónicos, y los antineutrinos electrónicos con electrones o neutrinos electrónicos. ^{[ 12 ] [ 13 ]}

Los antineutrinos se producen en la desintegración beta nuclear junto con una partícula beta (en la desintegración beta, un neutrón se desintegra en un protón, un electrón y un antineutrino). Todos los antineutrinos observados hasta ahora tenían quiralidad dextrógira (es decir, solo se ha observado uno de los dos posibles estados de espín), mientras que los neutrinos eran todos levógiros. Sin embargo, debido a que los neutrinos tienen masa, su quiralidad depende del sistema de referencia , por lo que los físicos de partículas han recurrido a la propiedad de quiralidad , independiente del sistema de referencia , que está estrechamente relacionada con la quiralidad y, a efectos prácticos, es la misma que la de los neutrinos ultrarrelativistas que se pueden observar en los detectores.

Los antineutrinos se detectaron por primera vez como resultado de su interacción con protones en un gran tanque de agua. Este se instaló junto a un reactor nuclear como fuente controlable de antineutrinos (véase el experimento de neutrinos de Cowan-Reines ). Investigadores de todo el mundo han comenzado a estudiar la posibilidad de utilizar antineutrinos para la monitorización de reactores en el contexto de la prevención de la proliferación de armas nucleares . ^{[ 43 ] [ 44 ]}

Debido a que los antineutrinos y los neutrinos son partículas neutras, es posible que sean la misma partícula. En lugar de los fermiones de Dirac convencionales , las partículas neutras pueden ser otro tipo de espín  .1/2Las partículas llamadas partículas de Majorana reciben su nombre del físico italiano Ettore Majorana, quien propuso el concepto por primera vez. En el caso de los neutrinos, esta teoría ha ganado popularidad, ya que, en combinación con el mecanismo de balancín , puede explicar por qué las masas de los neutrinos son tan pequeñas en comparación con las de otras partículas elementales, como los electrones o los quarks. Los neutrinos de Majorana tendrían la propiedad de que el neutrino y el antineutrino solo podrían distinguirse por su quiralidad; lo que los experimentos observan como una diferencia entre el neutrino y el antineutrino podría deberse simplemente a una partícula con dos posibles quiralidades.

Hasta 2019, se desconoce si los neutrinos son partículas de Majorana o de Dirac . Es posible comprobar esta propiedad experimentalmente. Por ejemplo, si los neutrinos son efectivamente partículas de Majorana, se permitirían procesos que violan el número leptónico, como la desintegración beta doble sin neutrinos , mientras que no se permitirían si los neutrinos fueran partículas de Dirac . Se han realizado y se siguen realizando varios experimentos para buscar este proceso, por ejemplo, GERDA , ^{[ 45 ]} EXO , ^{[ 46 ]} SNO+ , ^{[ 47 ]} y CUORE . ^{[ 48 ]} El fondo cósmico de neutrinos también sirve para determinar si los neutrinos son partículas de Majorana , ya que debería detectarse un número diferente de neutrinos cósmicos en el caso de Dirac o de Majorana. ^{[ 49 ]}

Los neutrinos pueden interactuar con un núcleo, transformándolo en otro diferente. Este proceso se utiliza en detectores radioquímicos de neutrinos . En este caso, se deben tener en cuenta los niveles de energía y los estados de espín dentro del núcleo objetivo para estimar la probabilidad de interacción. En general, la probabilidad de interacción aumenta con el número de neutrones y protones dentro de un núcleo. ^{[ 31 ] [ 50 ]}

Resulta muy difícil identificar de forma unívoca las interacciones de neutrinos entre la radiactividad natural. Por ello, en los primeros experimentos se optó por un canal de reacción especial para facilitar la identificación: la interacción de un antineutrino con uno de los núcleos de hidrógeno de las moléculas de agua. Un núcleo de hidrógeno es un protón, por lo que no es necesario considerar las interacciones nucleares simultáneas, que ocurrirían dentro de un núcleo más pesado, para el experimento de detección. En un metro cúbico de agua situado justo fuera de un reactor nuclear, solo se pueden registrar relativamente pocas interacciones de este tipo, pero actualmente el sistema se utiliza para medir la tasa de producción de plutonio del reactor.

Al igual que los neutrones en los reactores nucleares , los neutrinos pueden inducir reacciones de fisión en núcleos pesados . ^{[ 51 ]} Hasta ahora, esta reacción no se ha medido en un laboratorio, pero se predice que ocurre en estrellas y supernovas. El proceso afecta la abundancia de isótopos que se observan en el universo . ^{[ 50 ]} La desintegración de núcleos de deuterio inducida por neutrinos se ha observado en el Observatorio de Neutrinos de Sudbury, que utiliza un detector de agua pesada . ^{[ 52 ]}

Existen tres tipos conocidos ( sabores ) de neutrinos: neutrino electrónico ν_mi, neutrino muónico ν_μy el neutrino tau ν_τ, nombrados en honor a sus leptones compañeros en el Modelo Estándar (ver tabla a la derecha). La mejor medición actual del número de tipos de neutrinos proviene de la observación de la desintegración del bosón Z. Esta partícula puede desintegrarse en cualquier neutrino ligero y su antineutrino, y cuantos más tipos de neutrinos ligeros estén disponibles, ^{[ c ]} menor será la vida media del bosón Z. Las mediciones de la vida media del Z han demostrado que tres sabores de neutrinos ligeros se acoplan al Z. ^{[ 36 ]} La correspondencia entre los seis quarks en el Modelo Estándar y los seis leptones, entre ellos los tres neutrinos, sugiere a la intuición de los físicos que debería haber exactamente tres tipos de neutrinos.

Existen varias áreas de investigación activas relacionadas con el neutrino con aspiraciones de encontrar:

• los tres valores de masa del neutrino
• el grado de violación de CP en el sector leptónico (que puede conducir a la leptogénesis )
• evidencia de física que podría romper el Modelo Estándar de la física de partículas , como la desintegración beta doble sin neutrinos , lo que sería evidencia de una violación de la conservación del número leptónico.

Las colaboraciones científicas internacionales instalan grandes detectores de neutrinos cerca de reactores nucleares o en haces de neutrinos provenientes de aceleradores de partículas para determinar con mayor precisión las masas de los neutrinos y los valores de magnitud y frecuencia de oscilaciones entre los distintos sabores de neutrinos. Estos experimentos buscan, por lo tanto, la existencia de violación de CP en el sector de los neutrinos; es decir, si las leyes de la física tratan de manera diferente a los neutrinos y antineutrinos. ^{[ 10 ]}

El experimento KATRIN en Alemania comenzó a adquirir datos en junio de 2018 ^{[ 53 ]} para determinar el valor de la masa del neutrino electrónico, con otros enfoques para este problema en etapas de planificación. ^{[ 4 ]}

A pesar de su ínfima masa, los neutrinos son tan numerosos que su fuerza gravitatoria puede influir en otra materia del universo.

Los tres sabores de neutrinos conocidos son los únicos candidatos a materia oscura que son partículas elementales establecidas experimentalmente; específicamente, serían materia oscura caliente . Sin embargo, los tipos de neutrinos actualmente conocidos parecen estar prácticamente descartados como una proporción sustancial de materia oscura, según las observaciones del fondo cósmico de microondas . Aún parece plausible que los neutrinos más pesados ​​y estériles puedan componer la materia oscura caliente , si es que existen. ^{[ 54 ]}

Otros esfuerzos buscan evidencia de un neutrino estéril : un cuarto sabor de neutrino que no interactuaría con la materia como los tres sabores de neutrino conocidos. ^{[ 55 ] [ 56 ] [ 57 ] [ 58 ]} La posibilidad de neutrinos estériles no se ve afectada por las mediciones de desintegración del bosón Z descritas anteriormente: si su masa es mayor que la mitad de la masa del bosón Z, no podrían ser un producto de desintegración. Por lo tanto, para ser consistente con no haber sido detectados en desintegraciones del bosón Z, los neutrinos estériles pesados ​​necesitarían tener una masa de al menos 45,6 GeV.

La existencia de tales partículas está de hecho sugerida por datos experimentales del experimento LSND . Por otro lado, el experimento MiniBooNE, actualmente en curso, sugirió que los neutrinos estériles no son necesarios para explicar los datos experimentales, ^{[ 59 ]} aunque la investigación más reciente en esta área está en curso y las anomalías en los datos de MiniBooNE podrían permitir tipos exóticos de neutrinos, incluidos los neutrinos estériles. ^{[ 60 ]} Un reanálisis de datos de espectros de electrones de referencia del Institut Laue-Langevin en 2011 ^{[ 61 ]} también ha sugerido un cuarto neutrino estéril ligero. ^{[ 62 ]} Impulsados ​​por los hallazgos de 2011, varios experimentos a distancias muy cortas de reactores nucleares han buscado neutrinos estériles desde entonces. Si bien la mayoría de ellos pudieron descartar la existencia de un neutrino estéril ligero, los resultados combinados son ambiguos. ^{[ 63 ]}

Según un análisis publicado en 2010, los datos de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson de la radiación de fondo cósmico son compatibles con tres o cuatro tipos de neutrinos. ^{[ 64 ]}

Otra hipótesis se refiere a la "desintegración beta doble sin neutrinos", que, de existir, violaría la conservación del número leptónico. Se están realizando búsquedas de este mecanismo, pero aún no se han encontrado pruebas de su existencia. Si se encontraran, entonces lo que ahora se denomina antineutrinos no podrían ser verdaderas antipartículas.

Los experimentos de neutrinos de rayos cósmicos detectan neutrinos provenientes del espacio para estudiar tanto la naturaleza de los neutrinos como las fuentes cósmicas que los producen. ^{[ 65 ]}

Antes de que se descubriera que los neutrinos oscilaban, generalmente se asumía que carecían de masa y se propagaban a la velocidad de la luz ( c ). Según la teoría de la relatividad especial , la cuestión de la velocidad de los neutrinos está estrechamente relacionada con su masa : si los neutrinos no tienen masa, deben viajar a la velocidad de la luz, y si tienen masa, no pueden alcanzarla. Debido a su masa ínfima, la velocidad predicha es extremadamente cercana a la de la luz en todos los experimentos, y los detectores actuales no son sensibles a la diferencia esperada.

Además, existen algunas variantes de la gravedad cuántica que violan la simetría de Lorentz y que podrían permitir la existencia de neutrinos que viajan más rápido que la luz. Un marco integral para las violaciones de Lorentz es la Extensión del Modelo Estándar (SME).

Las primeras mediciones de la velocidad de los neutrinos se realizaron a principios de la década de 1980 utilizando haces de piones pulsados ​​(producidos por haces de protones pulsados ​​que impactaban contra un blanco). Los piones se desintegraron produciendo neutrinos, y las interacciones de neutrinos observadas dentro de una ventana de tiempo en un detector a cierta distancia fueron consistentes con la velocidad de la luz. Esta medición se repitió en 2007 utilizando los detectores MINOS , que encontraron la velocidad deLos neutrinos de 3  GeV estarán, con un nivel de confianza del 99%, en el rango entre0,999976 c  y​1.000 126  c . El valor central de1,000 051  c es mayor que la velocidad de la luz, pero, teniendo en cuenta la incertidumbre, también es consistente con una velocidad exactamente de c o ligeramente menor. Esta medición estableció un límite superior para la masa del neutrino muónico en50 MeV con un 99% de confianza . ^{[ 66 ] [ 67 ]} Después de que los detectores del proyecto se actualizaron en 2012, MINOS refinó su resultado inicial y encontró concordancia con la velocidad de la luz, con la diferencia en el tiempo de llegada de los neutrinos y la luz de−0,0006% ± 0,0012% . ^{[ 68 ]}

Se realizó una observación similar, a una escala mucho mayor, con la supernova 1987A ( SN 1987A ). Se detectaron antineutrinos con una energía de 10 MeV provenientes de la supernova dentro de un intervalo de tiempo consistente con la velocidad de la luz para los neutrinos. Hasta el momento, todas las mediciones de la velocidad de los neutrinos han sido consistentes con la velocidad de la luz. ^{[ 69 ] [ 70 ]}

En septiembre de 2011, la colaboración OPERA publicó cálculos que mostraban velocidades de neutrinos de 17 GeV y 28 GeV superiores a la velocidad de la luz en sus experimentos. En noviembre de 2011, OPERA repitió su experimento con modificaciones para poder determinar la velocidad individualmente para cada neutrino detectado. Los resultados mostraron la misma velocidad superior a la de la luz. En febrero de 2012, se informó que los resultados podrían haber sido causados ​​por un cable de fibra óptica suelto conectado a uno de los relojes atómicos que medían los tiempos de salida y llegada de los neutrinos. Una recreación independiente del experimento en el mismo laboratorio por ICARUS no encontró ninguna diferencia discernible entre la velocidad de un neutrino y la velocidad de la luz. ^{[ 71 ]}

El Modelo Estándar de la física de partículas asumió que los neutrinos no tienen masa. ^{[ 72 ]} El fenómeno experimentalmente establecido de la oscilación de neutrinos, que mezcla estados de sabor de neutrinos con estados de masa de neutrinos (de forma análoga a la mezcla CKM ), requiere que los neutrinos tengan masas distintas de cero. ^{[ 73 ]} Los neutrinos masivos fueron concebidos originalmente por Bruno Pontecorvo en la década de 1950. Ampliar el marco básico para acomodar su masa es sencillo añadiendo un lagrangiano diestro. ^{[ 74 ]}

La consideración de la masa del neutrino puede hacerse de dos maneras, y algunas propuestas utilizan ambas:

• Si, al igual que otros fermiones fundamentales del Modelo Estándar, la masa se genera mediante el mecanismo de Dirac , entonces el marco teórico requeriría un componente quiral derecho adicional, que sería un singlete SU(2) . Este componente tendría las interacciones de Yukawa convencionales con el componente neutro del doblete de Higgs ; pero, por lo demás, no tendría interacciones con las partículas del Modelo Estándar.
• O bien, la masa puede generarse mediante el mecanismo de Majorana , lo que requeriría que el neutrino y el antineutrino fueran la misma partícula.

Un límite superior estricto para las masas de los neutrinos proviene de la cosmología : el modelo del Big Bang predice que existe una relación fija entre el número de neutrinos y el número de fotones en el fondo cósmico de microondas . Si la masa total de los tres tipos de neutrinos superara un promedio de50  eV/ c² por ^neutrino , habría tanta masa en el universo que colapsaría. ^{[ 75 ]} Este límite puede sortearse asumiendo que el neutrino es inestable, pero existen limitaciones dentro del Modelo Estándar que lo dificultan. Una restricción mucho más estricta proviene de un análisis cuidadoso de datos cosmológicos, como la radiación cósmica de fondo de microondas, los estudios de galaxias y el bosque Lyman-alfa . El análisis de datos del telescopio espacial de microondas WMAP encontró que la suma de las masas de las tres especies de neutrinos debe ser menor que0,3 eV/ c ² . ^{[ 76 ]} En 2018, la colaboración Planck publicó un límite más fuerte de0,11 eV/ c ² , que se derivó combinando sus observaciones de intensidad total del CMB, polarización y lente gravitacional con mediciones de oscilación acústica de bariones de estudios de galaxias y mediciones de supernovas de Pantheon. ^{[ 77 ]} Un reanálisis de 2021 que agrega mediciones de distorsión del espacio de corrimiento al rojo del estudio SDSS-IV eBOSS obtiene un límite superior aún más ajustado de0,09 eV/ c² ^{. [ 78 ]} Sin embargo, varios telescopios terrestres con barras de error de tamaño similar a las de Planck prefieren valores más altos para la suma de masas de neutrinos, lo que indica cierta tensión en los conjuntos de datos . ^{[ 79 ]}

El Premio Nobel de Física 2015 fue otorgado a Takaaki Kajita y Arthur B. McDonald por su descubrimiento experimental de las oscilaciones de neutrinos, que demuestra que los neutrinos tienen masa. ^{[ 80 ] [ 81 ]}

En 1998, los resultados de la investigación en el detector de neutrinos Super-Kamiokande determinaron que los neutrinos pueden oscilar de un sabor a otro, lo que requiere que tengan una masa distinta de cero. ^{[ 82 ]} Si bien esto demuestra que los neutrinos tienen masa, la escala de masa absoluta de los neutrinos aún se desconoce. Esto se debe a que las oscilaciones de los neutrinos son sensibles solo a la diferencia en los cuadrados de las masas. ^{[ 83 ]} A partir de 2020, ^{[ 84 ]} el valor de mejor ajuste de la diferencia de los cuadrados de las masas de los autoestados de masa 1 y 2 es | Δ m ₂₁ ² | =0,000 074  (eV/ c ² ) ² , mientras que para los autoestados 2 y 3 es | Δ m ₃₂ ² | =0,002 51  (eV/ c ² ) ² . Dado que | Δ m ₃₂ ² | es la diferencia de dos masas al cuadrado, al menos una de ellas debe tener un valor que sea al menos la raíz cuadrada de este valor. Por lo tanto, existe al menos un autoestado de masa de neutrino con una masa de al menos0,05 eV ^/ c2 ^{. [ 85} ]

Se están realizando varios esfuerzos para determinar directamente la escala de masa absoluta del neutrino en experimentos de laboratorio, especialmente utilizando la desintegración beta nuclear. Los límites superiores de las masas efectivas de los neutrinos electrónicos provienen de las desintegraciones beta del tritio. El experimento de masa de neutrinos de Mainz estableció un límite superior de m <2,2 eV/ c² con un nivel de confianza del 95%. ^{[ 86 ]} Desde junio de 2018, el ^experimento KATRIN busca una masa entre0,2 eV/ c ² y2 eV/ c ² en desintegraciones de tritio. ^{[ 53 ]} Un límite superior de m _ν <KATRIN estableció 0,45 eV/ c2 al 90% CL a partir ^{de 259 días de medición. [ 87 ]}

El 31 de mayo de 2010, los investigadores de OPERA observaron el primer evento candidato a neutrino tau en un haz de neutrinos muónicos, la primera vez que se observaba esta transformación en neutrinos, lo que proporciona más evidencia de que tienen masa. ^{[ 88 ]}

Si el neutrino es una partícula de Majorana , su masa puede calcularse hallando la vida media de la desintegración beta doble sin neutrinos de ciertos núcleos. El límite superior más bajo actual para la masa de Majorana del neutrino ha sido establecido por KamLAND -Zen:0,060–0,161 eV / c2 ^{. [ 89 ]}

Los resultados experimentales muestran que, dentro del margen de error, todos los neutrinos producidos y observados tienen helicidades levógiras (espines antiparalelos a los momentos ), y todos los antineutrinos tienen helicidades dextrógiras. ^{[ 90 ]} En el límite de masa nula, esto significa que solo se observa una de las dos posibles quiralidades para cada partícula. Estas son las únicas quiralidades incluidas en el Modelo Estándar de interacciones de partículas.

Es posible que sus contrapartes (neutrinos diestros y antineutrinos zurdos) simplemente no existan. Si existen , sus propiedades son sustancialmente diferentes de las de los neutrinos y antineutrinos observables. ^{[ 91 ]} Se teoriza que son muy pesados ​​(del orden de la escala GUT —véase el mecanismo Seesaw ), no participan en la interacción débil (los llamados neutrinos estériles ), o ambas cosas.

La existencia de masas de neutrinos distintas de cero complica un poco la situación. Los neutrinos se producen en interacciones débiles como autoestados de quiralidad. La quiralidad de una partícula masiva no es una constante de movimiento; la helicidad sí lo es, pero el operador de quiralidad no comparte autoestados con el operador de helicidad. Los neutrinos libres se propagan como mezclas de estados de helicidad levógiros y dextrógiros, con amplitudes de mezcla del orden de ⁠m _ν/miEsto no afecta significativamente a los experimentos, porque los neutrinos involucrados son casi siempre ultrarrelativistas y, por  lo tanto, las amplitudes de mezcla son insignificantes. En efecto, viajan tan rápido y el tiempo transcurre tan lentamente en sus sistemas de referencia en reposo que no tienen tiempo suficiente para cambiar a lo largo de ninguna trayectoria observable. Por ejemplo, la mayoría de los neutrinos solares tienen energías del orden de0,1 MeV a1 MeV ; en consecuencia, la fracción de neutrinos con helicidad "incorrecta" entre ellos no puede exceder10 ⁻¹⁰ . ^{[ 92 ] [ 93 ]}

Un reactor de fisión nuclear produjo alrededor de ^10²⁰ antineutrinos electrónicos por segundo. Fisión de²³⁵U , así como²³⁸U ,²³⁹Pu y²⁴¹El Pu produce nucleidos hijos ricos en neutrones que rápidamente experimentan una serie de desintegraciones beta adicionales, produciendo alrededor de seis antineutrinos electrónicos por fisión. ^{[ 94 ] : 750} Incluyendo estas desintegraciones subsiguientes, la fisión nuclear promedio libera aproximadamente200 MeV de energía, de la cual aproximadamente el 95,5% permanece en el núcleo como calor, y aproximadamente el 4,5% (o aproximadamente9 MeV ) ^{[ 95 ]} se irradia como antineutrinos.

El espectro de energía de los antineutrinos depende del grado de combustión del combustible (los antineutrinos de fisión del plutonio-239 tienen, en promedio, un poco más de energía que los de la fisión del uranio-235), pero en general, los antineutrinos detectables de la fisión tienen una energía máxima entre aproximadamente 3,5 y4 MeV , con una energía máxima de aproximadamente10 MeV . ^{[ 96 ]} No existe un método experimental establecido para medir el flujo de antineutrinos de baja energía, aunque se están realizando experimentos para demostrar la capacidad de detección de neutrinos de baja energía a través de la interacción CEνNS sin umbral . Solo los antineutrinos con una energía superior al umbral de1,8 MeV puede desencadenar la desintegración beta inversa y, por lo tanto, ser identificada sin ambigüedad (véase la sección Detección más abajo).

Se estima que el 3% de todos los antineutrinos de un reactor nuclear transportan una energía superior a ese umbral. Por lo tanto, una central nuclear promedio puede generar más deSe detectan entre 10 ^{y 20} antineutrinos por segundo por encima del umbral, pero también una cantidad mucho mayor ( 97 % / 3 % ≈ 30 veces esta cantidad) por debajo del umbral de energía; estos antineutrinos de menor energía son invisibles para la tecnología de detección actual.

Algunos aceleradores de partículas se han utilizado para producir haces de neutrinos. La técnica consiste en hacer colisionar protones con un blanco fijo, produciendo piones o kaones cargados . Estas partículas inestables se enfocan magnéticamente en un túnel largo donde se desintegran durante su trayectoria. Debido al impulso relativista de la partícula que se desintegra, los neutrinos se producen como un haz en lugar de isotrópicamente. Se están realizando esfuerzos para diseñar una instalación aceleradora donde los neutrinos se produzcan mediante la desintegración de muones. ^{[ 97 ]} Dicha configuración se conoce generalmente como una "fábrica de neutrinos" .

A diferencia de otras fuentes artificiales, los colisionadores producen neutrinos y antineutrinos de todos los sabores a energías muy altas. La primera observación directa de neutrinos de colisionador fue reportada en 2023 por el experimento FASER en el Gran Colisionador de Hadrones . ^{[ 98 ]}

Fred Reines y Clyde Cowan sospechaban que las armas nucleares producían cantidades muy grandes de neutrinos, pero concluyeron que la corta duración de la explosión haría imposible su detección. En su lugar, recurrieron a los reactores nucleares como posible fuente; ^{[ 99 ]} el líder de la división de física de Los Alamos, JMB Kellogg, recomendó un reactor de fisión como una mejor alternativa. ^{[ 100 ]} Las armas de fisión producen antineutrinos (del proceso de fisión), y las armas de fusión producen tanto neutrinos (del proceso de fusión) como antineutrinos (de la explosión de fisión inicial).

Los neutrinos se producen junto con la radiación de fondo natural . En particular, las cadenas de desintegración de²³⁸U y²³²isótopos de Th , así como⁴⁰K , incluyen desintegraciones beta que emiten antineutrinos. Estos llamados geoneutrinos pueden proporcionar información valiosa sobre el interior de la Tierra. El experimento KamLAND encontró una primera indicación de geoneutrinos en 2005; KamLAND ha presentado resultados actualizados ^{[ 101 ]} y Borexino ^{[ 102 ]} .El principal ruido de fondo en las mediciones de geoneutrinos son los antineutrinos provenientes de reactores.

Los neutrinos atmosféricos resultan de la interacción de los rayos cósmicos con los núcleos atómicos en la atmósfera terrestre , creando lluvias de partículas, muchas de las cuales son inestables y producen neutrinos al desintegrarse. Una colaboración de físicos de partículas del Instituto Tata de Investigación Fundamental (India), la Universidad de la Ciudad de Osaka (Japón) y la Universidad de Durham (Reino Unido) registró la primera interacción de un neutrino de rayos cósmicos en un laboratorio subterráneo en Kolar Gold Fields, India, en 1965. ^{[ 103 ]}

Los neutrinos solares se originan a partir de la fusión nuclear que alimenta al Sol . En la reacción nuclear primaria, cuatro protones se fusionan para convertirse en un núcleo de helio , dos positrones y dos neutrinos electrónicos. ^{[ 104 ]}

El Sol envía enormes cantidades de neutrinos en todas direcciones. Cada segundo, unos 65 mil millones (6,5 × 10¹⁰ neutrinos solares atraviesan cada centímetro cuadrado de la parte de la Tierra ortogonal a la dirección del Sol. ^{[ 105 ] [ 106 ] Dado} que los neutrinos son absorbidos insignificantemente por la masa de la Tierra, el área de la superficie en el lado de la Tierra opuesto al Sol recibe aproximadamente la misma cantidad de neutrinos que el lado que mira hacia el Sol.

Colgate y White (1966) ^{[ 107 ]} calcularon que los neutrinos se llevan la mayor parte de la energía gravitacional liberada durante el colapso de estrellas masivas, ^{[ 107 ]} eventos ahora categorizados como supernovas de tipo Ib y Ic y de tipo II . Cuando tales estrellas colapsan, las densidades de materia en el núcleo se vuelven tan altas (10 ¹⁷  kg/m ³ ) que la degeneración de electrones no es suficiente para evitar que protones y electrones se combinen para formar un neutrino y un neutrino electrónico. Mann (1997) ^{[ 108 ]} encontró que una segunda fuente de neutrinos más profusa es la energía térmica (100 mil millones  de kelvins ) del núcleo de neutrones recién formado, que se disipa a través de la formación de pares neutrino-antineutrino de todos los sabores. ^{[ 108 ]}

La teoría de Colgate y White sobre la producción de neutrinos en supernovas se confirmó en 1987, cuando se detectaron neutrinos de la Supernova 1987A. Los detectores basados ​​en agua Kamiokande II e IMB detectaron 11 y 8 antineutrinos (número leptónico = −1) de origen térmico, ^{[ 108 ]} respectivamente, mientras que el detector Baksan basado en centelleadores encontró 5 neutrinos (número leptónico = +1) de origen térmico o de captura electrónica, en una ráfaga de menos de 13 segundos de duración. La señal de neutrinos de la supernova llegó a la Tierra varias horas antes de la llegada de la primera radiación electromagnética, como se esperaba del hecho evidente de que esta última emerge junto con la onda de choque. La interacción excepcionalmente débil con la materia ordinaria permitió que los neutrinos atravesaran la masa turbulenta de la estrella en explosión, mientras que los fotones electromagnéticos se ralentizaron.

Debido a que los neutrinos interactúan muy poco con la materia, se cree que las emisiones de neutrinos de una supernova contienen información sobre las regiones más internas de la explosión. Gran parte de la luz visible proviene de la desintegración de elementos radiactivos producidos por la onda de choque de la supernova, e incluso la luz de la explosión misma se dispersa por gases densos y turbulentos, y por lo tanto se retrasa. Se espera que la ráfaga de neutrinos llegue a la Tierra antes que cualquier onda electromagnética, incluyendo la luz visible, los rayos gamma o las ondas de radio. El retraso exacto en la llegada de las ondas electromagnéticas depende de la velocidad de la onda de choque y del grosor de la capa exterior de la estrella. Para una supernova de tipo II, los astrónomos esperan que el flujo de neutrinos se libere segundos después del colapso del núcleo estelar, mientras que la primera señal electromagnética puede surgir horas después, una vez que la onda de choque de la explosión haya tenido tiempo de llegar a la superficie de la estrella. El proyecto del Sistema de Alerta Temprana de Supernovas utiliza una red de detectores de neutrinos para monitorear el cielo en busca de posibles eventos de supernova; la señal de neutrinos proporcionará una útil alerta temprana de una estrella que explota en la Vía Láctea . ^{[ 109 ]}

Aunque los neutrinos atraviesan los gases exteriores de una supernova sin dispersarse, proporcionan información sobre el núcleo más profundo de la supernova con evidencia de que allí, incluso los neutrinos se dispersan en una medida significativa. En un núcleo de supernova las densidades son las de una estrella de neutrones (que se espera que se forme en este tipo de supernova), ^{[ 110 ]} llegando a ser lo suficientemente grandes como para influir en la duración de la señal de neutrinos al retrasar algunos neutrinos. La señal de neutrinos de 13 segundos de duración de SN 1987A duró mucho más de lo que tardarían los neutrinos sin impedimentos en cruzar el núcleo generador de neutrinos de una supernova, que se espera que tenga solo 3200 kilómetros de diámetro para SN 1987A.

El número de neutrinos contados también fue consistente con una energía total de neutrinos de2,2 × 10 ⁴⁶  julios , que se estimó que era casi toda la energía total de la supernova. ^{[ 34 ]}

Para una supernova promedio, aproximadamenteSe liberan 10 ⁵⁷ (un octodecillón ) de neutrinos, pero el número real detectado por un detector terrestre será mucho menor, del orden de donde es la masa del detector (por ejemplo, Super Kamiokande tiene una masa de 50 kton) y es la distancia a la supernova. ^{[ 111 ]} Por lo tanto, en la práctica, solo será posible detectar ráfagas de neutrinos de supernovas dentro o cerca de la Vía Láctea (nuestra propia galaxia). Además de la detección de neutrinos de supernovas individuales, también debería ser posible detectar el fondo difuso de neutrinos de supernovas , que se origina en todas las supernovas del Universo. ^{[ 33 ]}${\displaystyle N}$$${\displaystyle N\sim 10^{4}\left({\frac {M}{25\,{\mathsf {kton}}}}\right)\left({\frac {10\,{\mathsf {kpc}}}{d}}\right)^{2},}$$${\displaystyle M}$${\displaystyle d}$

La energía de los neutrinos de supernova varía desde unos pocos hasta varias decenas de MeV. Se espera que los lugares donde se aceleran los rayos cósmicos produzcan neutrinos al menos un millón de veces más energéticos, generados a partir de entornos gaseosos turbulentos remanentes de supernovas . Baade y Zwicky atribuyeron el origen de los rayos cósmicos a las supernovas ; esta hipótesis fue refinada por Ginzburg y Syrovatskii , quienes atribuyeron el origen a los remanentes de supernovas y respaldaron su afirmación con la observación crucial de que las pérdidas de rayos cósmicos de la Vía Láctea se compensan si la eficiencia de aceleración en los remanentes de supernovas es de aproximadamente el 10 por ciento. La hipótesis de Ginzburg y Syrovatskii está respaldada por el mecanismo específico de "aceleración por onda de choque" que ocurre en los remanentes de supernovas, el cual es consistente con el modelo teórico original de Enrico Fermi y está recibiendo apoyo de datos observacionales. Los neutrinos de muy alta energía aún no se han detectado, pero esta rama de la astronomía de neutrinos está en sus inicios. Los principales experimentos existentes o futuros que buscan observar neutrinos de muy alta energía provenientes de nuestra galaxia son Baikal , AMANDA , IceCube , ANTARES , NEMO y Nestor . Observatorios de rayos gamma de muy alta energía , como VERITAS , HESS y MAGIC , proporcionan información relacionada . Se supone que las colisiones de rayos cósmicos producen piones cargados, cuya desintegración genera en los neutrinos, piones neutros y rayos gamma el entorno de un remanente de supernova, transparente a ambos tipos de radiación.

Los neutrinos de energía aún mayor, resultantes de las interacciones de los rayos cósmicos extragalácticos, podrían observarse con el Observatorio Pierre Auger o con el experimento específico denominado ANITA .

Se cree que, al igual que la radiación cósmica de fondo de microondas remanente del Big Bang, existe una radiación de fondo de neutrinos de baja energía en nuestro universo. En la década de 1980, se propuso que estos podrían explicar la existencia de la materia oscura . Los neutrinos tienen una ventaja importante sobre la mayoría de los demás candidatos a materia oscura: se sabe que existen. Sin embargo, esta idea también presenta serios problemas.

Gracias a los experimentos con partículas, se sabe que los neutrinos son muy ligeros. Esto significa que se mueven fácilmente a velocidades cercanas a la de la luz . Por esta razón, la materia oscura compuesta de neutrinos se denomina " materia oscura caliente ". El problema es que, al moverse tan rápido, los neutrinos tenderían a dispersarse uniformemente por el universo antes de que la expansión cosmológica los enfriara lo suficiente como para agruparse. Esto provocaría que la parte de la materia oscura compuesta de neutrinos se dispersara y no pudiera generar las grandes estructuras galácticas que observamos.

Estas mismas galaxias y grupos de galaxias parecen estar rodeados de materia oscura que no es lo suficientemente rápida como para escapar de ellas. Presumiblemente, esta materia proporcionó el núcleo gravitacional para su formación . Esto implica que los neutrinos no pueden constituir una parte significativa de la cantidad total de materia oscura.

A partir de argumentos cosmológicos, se estima que los neutrinos de fondo reliquia tienen una densidad de 56 de cada tipo por centímetro cúbico y temperatura1,9 K (1,7 × 10 ⁻⁴  eV ) si no tienen masa, mucho más fríos si su masa supera0,001 eV/ c² ^. Aunque su densidad es bastante alta, aún no se han observado en el laboratorio, ya que su energía está por debajo de los umbrales de la mayoría de los métodos de detección, y debido a secciones transversales de interacción de neutrinos extremadamente bajas a energías sub-eV. En contraste, los neutrinos solares de boro-8 , que se emiten con una energía mayor, se han detectado definitivamente a pesar de tener una densidad espacial que es menor que la de los neutrinos reliquia en unos seis órdenes de magnitud .

Los neutrinos son extremadamente difíciles de detectar directamente, ya que no poseen carga eléctrica, lo que significa que no ionizan los materiales que atraviesan. Sin embargo, poseen una carga débil y, por lo tanto, pueden interactuar con la materia mediante la interacción débil , tanto en forma de corriente cargada como neutra . No obstante, debido a su corto alcance y débil acoplamiento, dichas interacciones son extremadamente raras.

Los antineutrinos se detectaron por primera vez en la década de 1950 cerca de un reactor nuclear. ^{[ 94 ] : 750} Reines y Cowan utilizaron dos tanques gigantes de solución centelleadora , uno cargado con octoato de cadmio para detectar el neutrino de la reacción

El tanque con cadmio producía dos señales para la detección de neutrinos: una de positrones y otra de neutrones. La presencia simultánea de ambas señales, junto con la ausencia de señal en el segundo tanque, se consideraba un neutrino. El recuento simultáneo en ambos tanques se consideraba un evento de rayos cósmicos . Se midieron aproximadamente 36 eventos de neutrinos válidos por hora. ^{[ 112 ]}

Antineutrinos con una energía por encima del umbral de1,8 MeV provocó interacciones de corriente cargada con los protones en el agua, una interacción generalmente conocida como desintegración beta inversa , produciendo positrones y neutrones. Esto es muy similar a β⁺desintegración, donde se utiliza energía para convertir un protón en un neutrón, un positrón ( e⁺) y un neutrino electrónico ( ν_mi) se emite:

En el experimento de Cowan y Reines, en lugar de un neutrino saliente, un antineutrino entrante ( ν_mi) procedente de un reactor nuclear interactúa con un protón:

La aniquilación de positrones resultante con electrones en el material del detector creó fotones con una energía de aproximadamente0,5 MeV . Los pares de fotones en coincidencia podían ser detectados por los dos detectores de centelleo situados encima y debajo del blanco. Los neutrones eran capturados por los núcleos de cadmio, lo que resultaba en rayos gamma de aproximadamenteSe detectaron rayos de 8 MeV unos pocos microsegundos después de los fotones procedentes de un evento de aniquilación de positrones.

Desde entonces, se han utilizado diversos métodos de detección. Super Kamiokande es un gran volumen de agua rodeado de tubos fotomultiplicadores que detectan la radiación Cherenkov emitida cuando un neutrino incidente crea un electrón o un muón en el agua. El Observatorio de Neutrinos de Sudbury es similar, pero utiliza agua pesada como medio de detección, que emplea los mismos efectos, pero además permite la reacción adicional de fotodisociación de deuterio por neutrinos de cualquier sabor, lo que da como resultado un neutrón libre que luego se detecta a partir de la radiación gamma después de la captura por cloro. Otros detectores, como el utilizado en el Experimento Homestake, han consistido en grandes volúmenes de cloro o galio que se revisan periódicamente para detectar excesos de argón o germanio , respectivamente, que se crean por la interacción de los electronneutrinos con la sustancia original. MINOS utilizó un centelleador plástico sólido acoplado a tubos fotomultiplicadores, mientras que Borexino utiliza un centelleador de pseudocumeno líquido también observado por tubos fotomultiplicadores y el detector NOνA utiliza un centelleador líquido observado por fotodiodos de avalancha . El Observatorio de Neutrinos IceCube utiliza1 km³ ^de la capa de hielo antártica cerca del Polo Sur con tubos fotomultiplicadores distribuidos por todo el volumen. Otro método de detección moderno es la Cámara de Proyección de Tiempo de Argón Líquido (LArTPC) , que consiste en un gran volumen de argón líquido con un campo de alto voltaje aplicado para derivar los electrones ionizados hacia una serie de planos de recolección de carga, lo que permite la reconstrucción 3D de las trayectorias de las partículas. Varios experimentos han utilizado esta tecnología, incluidos MicroBooNE , el Detector Cercano de Línea de Base Corta y el próximo Experimento de Neutrinos Subterráneos Profundos .

De forma más exótica, algunos experimentos (como COHERENT y CONUS ) aprovechan la interacción de corriente neutra de los neutrinos con un núcleo completo, la interacción de dispersión elástica coherente neutrino-núcleo (CEνNS) , para detectar neutrinos por debajo del umbral de desintegración beta inversa. Estos experimentos, que en su gran mayoría utilizan detectores basados ​​en cristales muy similares a los detectores de estado sólido empleados para la detección directa de experimentos de materia oscura, son algunos de los detectores de partículas más sensibles de la física moderna, con umbrales tan bajos como 20 eV ^{[ 113 ]} depositados en el detector. Esto es necesario ya que los núcleos más pesados, seleccionados por su alta probabilidad de interacción, retendrán muy poca energía en una dispersión elástica, al ser mucho más masivos que el neutrino.

Otras formas en que los neutrinos podrían afectar su entorno, como el efecto MSW , no producen radiación detectable y no se prevé que lo sean.

La baja masa y la carga neutra de los neutrinos implican que interactúan de forma extremadamente débil con otras partículas y campos. Esta característica de interacción débil interesa a los científicos porque permite utilizar los neutrinos para explorar entornos que otras radiaciones (como la luz o las ondas de radio) no pueden penetrar.

El uso de neutrinos como sonda se propuso por primera vez a mediados del siglo XX como una forma de detectar las condiciones en el núcleo del Sol. El núcleo solar no se puede visualizar directamente porque la radiación electromagnética (como la luz) se difunde por la gran cantidad y densidad de materia que lo rodea. Por otro lado, los neutrinos atraviesan el Sol con pocas interacciones. Mientras que los fotones emitidos desde el núcleo solar pueden requerirLos neutrinos generados en las reacciones de fusión estelar en el núcleo tardan 40 000  años en difundirse hasta las capas exteriores del Sol; esta distancia la recorren prácticamente sin impedimentos, casi a la velocidad de la luz. ^{[ 114 ] [ 115 ]}

Los neutrinos también son útiles para investigar fuentes astrofísicas más allá del Sistema Solar, ya que son las únicas partículas conocidas que no se atenúan significativamente al atravesar el medio interestelar. Los fotones ópticos pueden ser oscurecidos o difundidos por el polvo, el gas y la radiación de fondo. Los rayos cósmicos de alta energía, en forma de protones y núcleos atómicos de alta velocidad, no pueden viajar más de unos 100  megaparsecs debido al límite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin (corte GZK). Los neutrinos, en cambio, pueden viajar distancias aún mayores con una atenuación mínima.

El núcleo galáctico de la Vía Láctea está completamente oscurecido por gas denso y numerosos objetos brillantes. Los neutrinos producidos en el núcleo galáctico podrían ser medibles mediante telescopios de neutrinos terrestres . ^{[ 20 ]}

Otro uso importante del neutrino es la observación de supernovas , las explosiones que ponen fin a la vida de estrellas de gran masa. La fase de colapso del núcleo de una supernova es un evento extremadamente denso y energético. Es tan denso que ninguna partícula conocida puede escapar del frente del núcleo en avance, excepto los neutrinos. En consecuencia, se sabe que las supernovas liberan aproximadamente el 99 % de su energía radiante en una breve ráfaga (de 10 segundos) de neutrinos. ^{[ 116 ]} Estos neutrinos son una sonda muy útil para los estudios de colapso del núcleo.

La masa en reposo del neutrino es una prueba importante para las teorías cosmológicas y astrofísicas. La importancia del neutrino para investigar fenómenos cosmológicos es tan grande como la de cualquier otro método, y por lo tanto es un foco principal de estudio en las comunidades astrofísicas. ^{[ 117 ]}

El estudio de los neutrinos es importante en la física de partículas porque los neutrinos suelen tener la menor masa en reposo entre las partículas masivas (es decir, la menor masa en reposo distinta de cero, excluyendo la masa en reposo cero de los fotones y los gluones), y por lo tanto son ejemplos de las partículas masivas de menor energía teorizadas en extensiones del Modelo Estándar de la física de partículas.

En noviembre de 2012, científicos estadounidenses utilizaron un acelerador de partículas para enviar un mensaje coherente de neutrinos a través de 238 metros de roca. Esto marca el primer uso de neutrinos para la comunicación, y futuras investigaciones podrían permitir el envío de mensajes binarios de neutrinos a distancias inmensas a través incluso de los materiales más densos, como el núcleo de la Tierra. ^{[ 118 ]}

En julio de 2018, el Observatorio de Neutrinos IceCube anunció que había rastreado un neutrino de energía extremadamente alta que impactó su estación de investigación en la Antártida en septiembre de 2017 hasta su punto de origen en el blazar TXS 0506+056, ubicado a 3700 millones de años luz de distancia en dirección a la constelación de Orión . Esta es la primera vez que se ha utilizado un detector de neutrinos para localizar un objeto en el espacio y que se ha identificado una fuente de rayos cósmicos. ^{[ 119 ] [ 120 ] [ 121 ]}

En noviembre de 2022, el Observatorio de Neutrinos IceCube encontró evidencia de emisión de neutrinos de alta energía de NGC 1068, también conocida como Messier 77 , una galaxia activa en la constelación de Cetus y una de las galaxias más conocidas y mejor estudiadas hasta la fecha. ^{[ 122 ]}

En junio de 2023, los astrónomos informaron haber utilizado una nueva técnica para detectar, por primera vez, la liberación de neutrinos desde el plano galáctico de la galaxia Vía Láctea . ^{[ 123 ] [ 124 ]}

• Lista de experimentos con neutrinos
• Astronomía multimensajero  : coordinación de observaciones astronómicas relacionadas.
• Oscilación de neutrinos  : fenómeno en el que un neutrino cambia de sabor leptónico a medida que viaja.
• Astronomía de neutrinos  : observación de partículas estelares de baja masa.
• Matriz Pontecorvo-Maki-Nakagawa-Sakata  - Modelo de oscilación de neutrinos