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neutrino solar

Diagrama que muestra los componentes del Sol. En el núcleo es donde tiene lugar la fusión nuclear, creando neutrinos solares. Un neutrino solar es un neutrino que se origina en ...

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Diagrama que muestra los componentes del Sol. En el núcleo es donde tiene lugar la fusión nuclear, creando neutrinos solares.

Un neutrino solar es un neutrino que se origina en la fusión nuclear del núcleo del Sol y es el tipo de neutrino más común que atraviesa cualquier fuente observada en la Tierra en un momento dado. Los neutrinos son partículas elementales con una masa en reposo extremadamente pequeña y una carga eléctrica neutra . Solo interactúan con la materia mediante la interacción débil y la gravedad , lo que dificulta enormemente su detección. Esto dio lugar al problema de los neutrinos solares, ahora resuelto . Se sabe mucho sobre los neutrinos solares, pero la investigación en este campo continúa.

Historia y antecedentes

Diagrama de la configuración del experimento Homestake

Experimento de Homestake

La cronología de los neutrinos solares y su descubrimiento se remonta a la década de 1960, con los astrofísicos John N. Bahcall y Raymond Davis Jr. El experimento, conocido como el experimento Homestake , llamado así por la ciudad donde se realizó (Homestake, Dakota del Sur ), tenía como objetivo contar los neutrinos solares que llegaban a la Tierra. Bahcall, utilizando un modelo solar que él mismo desarrolló, llegó a la conclusión de que la forma más eficaz de estudiar los neutrinos solares sería mediante la reacción cloro-argón. [ 1 ] Utilizando su modelo, Bahcall pudo calcular el número de neutrinos que se esperaba que llegaran a la Tierra desde el Sol. [ 2 ]

Una vez determinado el valor teórico, los astrofísicos comenzaron a buscar la confirmación experimental. Davis desarrolló la idea de tomar cientos de miles de litros de percloroetileno , un compuesto químico formado por carbono y cloro , y buscar neutrinos usando un detector de cloro-argón. [ 1 ] El proceso se llevó a cabo a gran profundidad, de ahí la decisión de realizar el experimento en Homestake, ya que la ciudad albergaba la mina de oro de Homestake. [ 1 ] Al realizar el experimento a gran profundidad, Bahcall y Davis pudieron evitar las interacciones de rayos cósmicos que podrían afectar el proceso y los resultados. [ 2 ] El experimento completo duró varios años, ya que solo pudo detectar unas pocas conversiones de cloro a argón cada día, y el equipo no obtuvo los primeros resultados hasta 1968. [ 2 ] Para su sorpresa, el valor experimental de los neutrinos solares presentes fue menos del 20% del valor teórico calculado por Bahcall. [ 2 ] En ese momento, se desconocía si había un error con el experimento o con los cálculos, o si Bahcall y Davis no tuvieron en cuenta todas las variables, pero esta discrepancia dio origen a lo que se conoció como el problema del neutrino solar .

Experimentación adicional

Davis y Bahcall continuaron su trabajo para comprender dónde pudieron haberse equivocado o qué les faltaba, junto con otros astrofísicos que también realizaron sus propias investigaciones sobre el tema. Muchos revisaron y rehicieron los cálculos de Bahcall en las décadas de 1970 y 1980, y aunque había más datos que hacían los resultados más precisos, la diferencia seguía presente. [ 3 ] Davis incluso repitió su experimento cambiando la sensibilidad y otros factores para asegurarse de que no se pasara nada por alto, pero no encontró nada y los resultados seguían mostrando neutrinos "faltantes". [ 3 ] A finales de la década de 1970, el resultado ampliamente esperado era que los datos experimentales arrojaban alrededor del 39% del número calculado de neutrinos. [ 2 ] En 1969, Bruno Pontecorvo , un astrofísico ítalo-ruso, sugirió una nueva idea: que tal vez no entendemos los neutrinos como creemos, y que estos podrían cambiar de alguna manera, lo que significa que los neutrinos liberados por el sol cambiaron de forma y dejaron de ser neutrinos como se creía cuando llegaron a la Tierra, donde se realizó el experimento. [ 3 ] Esta teoría de Pontecorvo explicaría la discrepancia entre los resultados experimentales y teóricos que persistía.

Solución al problema de los neutrinos solares

Pontecorvo nunca pudo demostrar su teoría, pero su razonamiento era prometedor. En 2002, los resultados de un experimento realizado a 2100 metros bajo tierra en el Observatorio de Neutrinos de Sudbury confirmaron y respaldaron la teoría de Pontecorvo, descubriendo que los neutrinos emitidos por el Sol pueden, de hecho, cambiar de forma o sabor, ya que no carecen completamente de masa. [ 4 ] Este descubrimiento de la oscilación de neutrinos resolvió el problema de los neutrinos solares, casi 40 años después de que Davis y Bahcall comenzaran a estudiarlos.

observatorios de neutrinos

Super-Kamiokande

El Super-Kamiokande es un detector Cherenkov de agua de 50 000 toneladas ubicado a 2700 metros (8900 pies) bajo tierra. [ 5 ] Los usos principales de este detector en Japón , además de la observación de neutrinos, son la observación de rayos cósmicos y la búsqueda de la desintegración de protones. En 1998, el Super-Kamiokande fue el sitio del experimento Super-Kamiokande, que condujo al descubrimiento de la oscilación de neutrinos, el proceso por el cual los neutrinos cambian de sabor, ya sea a electrón, muón o tau. 

El experimento Super-Kamiokande comenzó en 1996 y aún se encuentra activo. [ 6 ] En este experimento, el detector funciona detectando neutrinos mediante el análisis de la luz Cherenkov azul emitida por los electrones extraídos de las moléculas de agua por los neutrinos. [ 7 ] Por lo tanto, cuando se detecta esta luz azul, se puede inferir que hay un neutrino presente y se contabiliza.

El Observatorio de Neutrinos de Sudbury

El Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO), un observatorio subterráneo de 2100 m (6900 pies) de profundidad ubicado en Sudbury , Canadá, fue el otro lugar donde se llevaron a cabo investigaciones sobre la oscilación de neutrinos a finales de la década de 1990 y principios de la de 2000. Los resultados de los experimentos realizados en este observatorio, junto con los de Super-Kamiokande, fueron clave para resolver el problema de los neutrinos solares.  

El SNO también es un detector Cherenkov de agua pesada y está diseñado para funcionar de la misma manera que el Super-Kamiokande. Los neutrinos, al reaccionar con agua pesada, producen luz Cherenkov azul, lo que indica a los investigadores y observadores la detección de neutrinos. [ 8 ]

Detector de Borexino exterior

Borexino

El detector Borexino está ubicado en los Laboratori Nazionali de Gran Sasso , Italia. [ 9 ] Borexino es un detector activo y los experimentos aún están en curso. El objetivo del experimento Borexino es medir  neutrinos solares de baja energía, típicamente por debajo de 1 MeV, en tiempo real. [ 9 ] El detector es una estructura compleja que consta de centelleador líquido , fotomultiplicadores y sistemas de calibración que permiten tomar mediciones adecuadas de los neutrinos solares de baja energía. [ 9 ] Los fotomultiplicadores se utilizan como dispositivo de detección en este sistema, ya que son capaces de detectar luz para señales extremadamente débiles. [ 10 ]

Los neutrinos solares pueden proporcionar información directa sobre el núcleo del Sol porque es allí donde se originan. [ 1 ] Los neutrinos solares que salen del núcleo del Sol llegan a la Tierra antes que la luz, debido a que no interactúan con ninguna otra partícula o partícula subatómica durante su trayectoria, mientras que la luz ( fotones ) rebota de partícula en partícula. [ 1 ] El experimento Borexino utilizó este fenómeno para descubrir que el Sol libera la misma cantidad de energía actualmente que hace 100 000 años. [ 1 ]

Proceso de formación

Los neutrinos solares se producen en el núcleo del Sol mediante diversas reacciones de fusión nuclear , cada una de las cuales ocurre a una velocidad determinada y genera su propio espectro de energías. A continuación se describen con detalle las reacciones más importantes.

Neutrinos solares ( cadena protón-protón ) en el modelo solar estándar.

La contribución principal proviene de la cadena protón-protón . La reacción es:

pag+pag→d+mi++νmi{\displaystyle {\text{p}}+{\text{p}}\to {\text{d}}+{\text{e}}^{+}+\operatorname {\nu } _{\text{e}}}

o en palabras:

dos protones→{\displaystyle \to }deuterón + positrón + neutrino electrónico .

De todos los neutrinos solares, aproximadamente el 91% se producen a partir de esta reacción. [ 11 ] Como se muestra en la figura titulada "Neutrinos solares (cadena protón-protón) en el modelo solar estándar", el deuterón se fusionará con otro protón para crear un núcleo de 3He y un rayo gamma. Esta reacción puede verse como:

d+pag→3Él+γ{\displaystyle {\text{d}}+{\text{p}}\to {^{3}}{\text{Él}}+\operatorname {\gamma } }

El isótopo 4He se puede producir utilizando el 3He de la reacción anterior que se muestra a continuación.

3Él+3Él→4Él+2pag{\displaystyle {^{3}}{\text{Él}}+{^{3}}{\text{Él}}\to {^{4}}{\text{Él}}+2\,{\text{p}}}
Generación de neutrinos solares

Ahora que tanto el helio-3 como el helio-4 están presentes en el medio ambiente, un núcleo de helio de cada peso puede fusionarse para producir berilio:

3Él+4Él→7Ser+γ{\displaystyle {^{3}}{\text{Él}}+{^{4}}{\text{Él}}\to {^{7}}{\text{Ser}}+\operatorname {\gamma } }

El berilio-7 puede seguir dos caminos diferentes desde esta etapa: podría capturar un electrón y producir el núcleo de litio-7, más estable , y un neutrino electrónico, o bien, podría capturar uno de los protones abundantes, lo que crearía boro-8 . La primera reacción a través del litio-7 es:

7Ser+mi−→7Li+νmi{\displaystyle {^{7}}{\text{Be}}+{\text{e}}^{-}\to {^{7}}{\text{Li}}+\operatorname {\nu } _{\text{e}}}

Esta reacción que produce litio genera aproximadamente el 7% de los neutrinos solares. [ 11 ] El litio-7 resultante se combina posteriormente con un protón para producir dos núcleos de helio-4. La reacción alternativa es la captura de protones, que produce boro-8, el cual luego se desintegra beta + en berilio-8 como se muestra a continuación:

7Ser+pag→8B+γ{\displaystyle {^{7}}{\text{Be}}+{\text{p}}\to {^{8}}{\text{B}}+\operatorname {\gamma } }
8B→8Ser∗+mi++νmi{\displaystyle {^{8}}{\text{B}}\to {^{8}}{\text{Be}}{^{*}}+{\text{e}}^{+}+\operatorname {\nu } _{\text{e}}}

Esta reacción alternativa que produce boro genera aproximadamente el 0,02 % de los neutrinos solares; aunque son tan pocos que convencionalmente se ignorarían, estos raros neutrinos solares destacan por sus energías promedio más altas. El asterisco (*) en el núcleo de berilio-8 indica que se encuentra en un estado excitado e inestable. El núcleo de berilio-8 excitado se divide entonces en dos núcleos de helio-4: [ 12 ]

8Ser∗→4Él+4Él{\displaystyle {^{8}}{\text{Ser}}{^{*}}\to {^{4}}{\text{Él}}+{^{4}}{\text{Él}}}

Datos observados

La mayor parte de los neutrinos solares son productos directos de la reacción protón-protón (curva azul oscuro alta a la izquierda). Tienen una energía baja, que solo alcanza los 400  keV. Existen otros mecanismos de producción importantes, con energías de hasta 18  MeV. [ 13 ]

El mayor flujo de neutrinos solares proviene directamente de la reacción protón-protón y tiene una energía baja, de hasta 400  keV. También existen otros mecanismos de producción significativos, con energías de hasta 18  MeV. [ 13 ] En la Tierra, el flujo de neutrinos de la reacción protón-protón se mide como(6,1 ± 0,5) × 10 10  partículas·cm −2 ·s −1 ; otra reacción llamada 7 Be añade(4,99 ± 0,11) × 10 9  partículas·cm −2 ·s −1 . [ 14 ] [ 15 ] El número de neutrinos puede predecirse con gran confianza mediante el modelo solar estándar , pero el número de neutrinos detectados en la Tierra frente al número de neutrinos predichos difieren en un factor de un tercio, que es el problema de los neutrinos solares .

Los modelos solares predicen además la ubicación dentro del núcleo del Sol donde deberían originarse los neutrinos solares, dependiendo de la reacción de fusión nuclear que conduce a su producción. Los futuros detectores de neutrinos podrán detectar la dirección de entrada de estos neutrinos con la precisión suficiente para medir este efecto. [ 16 ]

Curvas teóricas de probabilidad de supervivencia de neutrinos solares que llegan de día (naranja, línea continua) o de noche (púrpura, línea discontinua), en función de la energía de los neutrinos. También se muestran los cuatro valores de energía de los neutrinos para los que se han realizado mediciones, correspondientes a cuatro ramas diferentes de la cadena protón-protón.

El espectro energético de los neutrinos solares también se predice mediante modelos solares. [ 17 ] Es esencial conocer este espectro energético porque los diferentes experimentos de detección de neutrinos son sensibles a distintos rangos de energía de los neutrinos. El experimento Homestake utilizó cloro y fue más sensible a los neutrinos solares producidos por la desintegración del isótopo de berilio 7 Be. El Observatorio de Neutrinos de Sudbury es más sensible a los neutrinos solares producidos por 8 B. Los detectores que utilizan galio son más sensibles a los neutrinos solares producidos por el proceso de reacción en cadena protón-protón, sin embargo, no pudieron observar esta contribución por separado. La observación de los neutrinos de la reacción básica de esta cadena, la fusión protón-protón en deuterio, fue lograda por primera vez por Borexino en 2014. En 2012, la misma colaboración informó la detección de neutrinos de baja energía para la reacción protón-electrón-protón ( reacción pep ) que produce 1 de cada 400  núcleos de deuterio en el Sol. [ 18 ] [ 19 ] El detector contenía 100  toneladas métricas de líquido y observó en promedio 3  eventos cada día (debido a la producción de 11 C ) de esta reacción termonuclear relativamente poco común. En 2014, Borexino informó de una detección directa exitosa de neutrinos de la reacción pp a una tasa de 144±33/día, consistente con la tasa prevista de 131±2/día que se esperaba según la predicción del modelo solar estándar de que la reacción pp genera el 99% de la luminosidad del Sol y su análisis de la eficiencia del detector. [ 20 ] [ 21 ] Y en 2020, Borexino informó de la primera detección de neutrinos del ciclo CNO desde las profundidades del núcleo solar. [ 22 ]

Cabe destacar que Borexino midió neutrinos de diversas energías; de esta manera, demostraron experimentalmente, por primera vez, el patrón de oscilaciones de neutrinos solares predicho por la teoría. Los neutrinos pueden desencadenar reacciones nucleares. Al observar minerales antiguos de diversas edades que han estado expuestos a neutrinos solares durante el tiempo geológico, podría ser posible investigar la luminosidad del Sol a lo largo del tiempo, [ 23 ] que, según el modelo solar estándar, ha cambiado a lo largo de los eones a medida que el helio, subproducto (actualmente) inerte, se ha acumulado en su núcleo.

Astrofísicos clave que han contribuido

Wolfgang Pauli fue el primero en sugerir la existencia de una partícula como el neutrino en nuestro universo en 1930. Creía que dicha partícula carecía por completo de masa. [ 24 ] Esta fue la creencia predominante en la comunidad astrofísica hasta que se resolvió el problema del neutrino solar.

Frederick Reines , de la Universidad de California en Irvine, y Clyde Cowan fueron los primeros astrofísicos en detectar neutrinos en 1956. Ganaron el Premio Nobel de Física por su trabajo en 1995. [ 25 ]

Raymond Davis Jr. recibe la Medalla de Ciencia de manos del presidente George W. Bush .

Raymond Davis y John Bahcall son los pioneros en el estudio de los neutrinos solares. Si bien Bahcall nunca ganó un Premio Nobel , Davis, junto con Masatoshi Koshiba, recibió el Premio Nobel de Física en 2002 tras la resolución del problema de los neutrinos solares, gracias a sus contribuciones para ayudar a resolverlo.

Pontecorvo, conocido por ser el primer astrofísico en sugerir la idea de que los neutrinos tienen masa y pueden oscilar, nunca recibió un Premio Nobel por sus contribuciones debido a su fallecimiento en 1993.

Arthur B. McDonald , físico canadiense, fue un colaborador clave en la construcción del Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO) a mediados de la década de 1980 y posteriormente se convirtió en director del SNO y líder del equipo que resolvió el problema de los neutrinos solares. [ 24 ] McDonald, junto con el físico japonés Kajita Takaaki, recibieron el Premio Nobel en 2015 por su trabajo en el descubrimiento de la oscilación de los neutrinos. [ 24 ]

Investigaciones y hallazgos actuales

El problema crucial de los neutrinos solares, que muchos astrofísicos interesados ​​en este fenómeno estudiaron e intentaron resolver a finales del siglo XX y principios del XXI, ya está resuelto. En el siglo XXI, incluso sin un problema principal que resolver, se siguen realizando investigaciones novedosas y únicas en este campo de la astrofísica.

Flujo de neutrinos solares a energías de keV

Esta investigación, publicada en 2017, tuvo como objetivo resolver el flujo de neutrinos y antineutrinos solares para energías extremadamente bajas (rango de keV). [ 26 ] Los procesos a estas bajas energías contenían información vital que informaba a los investigadores sobre la metalicidad solar . [ 26 ] La metalicidad solar es la medida de los elementos presentes en la estrella que son más pesados ​​que el hidrógeno y el helio ; típicamente en este campo, este elemento suele ser el hierro . [ 27 ] Los resultados de esta investigación arrojaron hallazgos significativamente diferentes en comparación con investigaciones anteriores en términos del espectro de flujo general. [ 26 ] Actualmente, aún no existe la tecnología para poner a prueba estos hallazgos. [ 26 ]

Limitación de los momentos magnéticos de los neutrinos con datos de neutrinos solares de la Fase II de Borexino.

Esta investigación, publicada en 2017, tuvo como objetivo buscar el momento magnético efectivo del neutrino solar . [ 28 ] La búsqueda se completó utilizando datos de exposición de la segunda fase del experimento Borexino, que consistió en datos durante 1291,5 días (3,54 años). [ 28 ] Los resultados mostraron que la forma del espectro de retroceso de electrones era la esperada, sin cambios ni desviaciones importantes. [ 28 ]

Véase también

Referencias

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Lecturas adicionales