Neutrino

neutrino
Clasificación	Partícula elemental
Familia	Fermiones
Grupo	leptonas
Interacciones	Gravedad , débil
Símbolo	ν mi , ν μ , ν τ
Antipartícula	Antineutrino ( ν e , ν μ , ν τ )
N° tipos	3 ( electrón , muón y neutrino tau )
teorizado	ν e : Wolfgang Pauli ( 1930 ) ν μ : Finales de la década de 1940 ν τ : Mediados de la década de 1970
Descubrimiento	ν e : Clyde Cowan , Frederick Reines ( 1956 ) ν μ : Leon Lederman , Melvin Schwartz , Jack Steinberger ( 1962 ) ν τ : DONUT Collaboration ( 2000 )
Propiedades físicas
Masa	alrededor de 0,05 eV / c 2 8,913309 × 10 −38 kg
Carga eléctrica	0 y
carga de color	No
Girar	½

En física de partículas, el neutrino es una partícula elemental subatómica de masa muy pequeña y carga eléctrica nula . [1] , perteneciente al grupo de los leptones ya la familia de los fermiones . Tiene una helicidad igual a -1 (helicidad para zurdos).

El nombre fue acuñado por Edoardo Amaldi durante una conversación con Enrico Fermi en el Instituto de Física en via Panisperna en Roma , como un divertido diminutivo de la palabra neutrón , otra partícula neutra mucho más masiva. El término fue adoptado posteriormente por Fermi en una conferencia en París en julio de 1932 y en el congreso de Solvay de 1933, donde también fue utilizado por Wolfgang Pauli , y desde allí se extendió a la comunidad científica internacional [2] .

Los neutrinos interactúan sólo con la fuerza nuclear débil y la fuerza gravitatoria , y no se ven afectados ni por la interacción fuerte ni por la interacción electromagnética . Después de haber sido considerado durante mucho tiempo sin él, algunos experimentos han demostrado que tiene una masa de 100 000 a 1 millón de veces menor que la del electrón , con un valor muy probablemente alrededor de 0,05 eV/c 2 .

Aún se desconoce si el neutrino es igual a su antipartícula, el antineutrino; si es así, el neutrino sería un fermión de Majorana . [3]

Descubrimiento del neutrino

La existencia del neutrino fue postulada en 1930 por Wolfgang Pauli para explicar el espectro continuo de la desintegración beta . También fue estudiado por Enrico Fermi en 1934 pero descubierto solo 22 años después, en 1956 , por los físicos Clyde Cowan y Fred Reines durante un conocido experimento realizado en el reactor de fisión del río Savannah , que mostró reacciones inducidas por neutrinos libres.

El interés de colocar todo el aparato cerca de este tipo de reactor es que es una fuente muy importante de antineutrinos : durante la fisión nuclear se desarrollan muchos neutrones , que se desintegran emitiendo antineutrinos.

norte \ flecha derecha pags ^ + + mi ^ - + \ bar {\ nu} _e

El aparato experimental consistía en un bidón de 200 litros de agua mezclada con cloruro de cadmio , con el fin de aprovechar la reacción inversa de la desintegración de neutrones:

\ bar {\ nu} _e + pag ^ + \ rightarrow n + e ^ +

con la creación de un neutrón y un positrón.

Dada la baja sección transversal del proceso, está claro que se necesita una gran cantidad de protones (es decir, agua) para tener una señal útil.

El positrón se aniquila con un electrón presente en el aparato, dando lugar a dos fotones de energía total igual a las masas de las partículas; el neutrón producido es moderado por el agua y absorbido por el cadmio , que, tras la absorción, se encuentra en estado excitado y por tanto emite un fotón.

La señal buscada, por tanto, está compuesta por dos fotones de igual energía (0,511 MeV), seguidos de un fotón de mucha mayor energía en una corta distancia de tiempo.

El alto flujo disponible permitió dos revelaciones por hora y el fondo calculado para este experimento fue mucho menor que este valor.

El experimento resultó, por lo tanto, ser concluyente.

El neutrino en el Modelo Estándar

Neutrinos en el Modelo Estándar
de partículas elementales

Fermión	Símbolo	Masa
Generación 1 (electrón)
neutrino electrónico	$\nu_{e}$	<2,2 eV
antineutrino electrónico	${\ barra {\ nu}} _ {e}$	<2,2 eV
Generación 2 (muón)
neutrino muón	$\nu_{\mu}$	<170 keV
antineutrino muón	${\ bar {\ nu}} _ {\ mu}$	<170 keV
Generación 3 (tau)
neutrino tauónico	$\nu_{{\tau}}$	<15,5 MeV
antineutrino tauónico	${\ bar {\ nu}} _ {\ tau}$	<15,5 MeV

Dado que el neutrino interactúa débilmente, cuando se mueve a través de la materia sus posibilidades de interacción son muy pequeñas. Se necesitaría una hipotética pared de plomo de un año luz de espesor para bloquear la mitad de los neutrinos que la atraviesan. Los detectores de neutrinos suelen contener cientos de toneladas de material, construido de tal manera que unos pocos átomos por día interactúan con los neutrinos entrantes. En una supernova que colapsa , la densidad del núcleo se vuelve lo suficientemente alta (10 14 g/cm³) para interceptar parte de los neutrinos producidos.

Hay tres tipos diferentes de neutrinos: [1] el neutrino electrónico ν e , el neutrino muónico ν μ y el neutrino tau ν τ , en relación directa respectivamente con los leptones del modelo estándar ( electrón , muón y tau ). La existencia de tres familias de neutrinos se midió en el Gran Colisionador de Electrones y Positrones . En particular, la medición del ancho de decaimiento del bosón Z ha establecido que existen tres tipos de neutrinos que tienen una masa inferior a 45 GeV y que interactúan débilmente [4] .

La mayor parte de la energía de una supernova que colapsa se irradia en forma de neutrinos, producidos cuando los protones y electrones en el núcleo se combinan para formar neutrones . Esta reacción produce un flujo considerable de neutrinos. La primera prueba experimental de este hecho se produjo en 1987 , cuando se detectaron los neutrinos de la supernova 1987a .

La masa de neutrinos y sus consecuencias

Bajo el Modelo Estándar (MS), se asume que existen neutrinos y que no tienen masa. Sin embargo, experimentos recientes sugieren que esto es falso. De hecho, los flujos de neutrinos pueden oscilar entre los tres estados propios de interacción , en un fenómeno conocido como oscilación de neutrinos (que proporciona una solución al problema de los neutrinos solares y el de los neutrinos atmosféricos ). Esto conduce inevitablemente a una modificación del MS, introduciendo nuevos términos para satisfacer el requisito de que los neutrinos sean partículas con masa [5] [6] , como teorizó el físico Ettore Majorana .

Hace unos años se pensaba que los neutrinos podrían ser los responsables de la materia oscura , sin embargo con el conocimiento actual de su masa se sabe que solo pueden contribuir en una fracción muy pequeña, esto sigue siendo un paso hacia la comprensión de los componentes de la materia. oscuro

Una extensión del Modelo Estándar que explica la masa de los neutrinos es el mecanismo de balancín .

Detectores de neutrinos

Hay varios tipos de detectores de neutrinos. Cada tipo consiste en grandes cantidades de material (necesario debido a la alta penetrabilidad de los neutrinos) colocados en cuevas subterráneas que tienen el propósito de blindar la radiación cósmica .

Los detectores de cloro consisten en tanques llenos de tetracloruro de carbono (CCl 4 ). En estos detectores un neutrino convierte un átomo de cloro en un átomo de argón según la reacción

\ nu _ {e} + ^ {{37}} Cl \ a ^ {{37}} Ar + e ^ {{-}}

El fluido se purga periódicamente con helio que elimina el argón. La cantidad de átomos de argón producidos se mide por la actividad radiactiva del gas extraído (el isótopo de argón 37 se desintegra en cloro con una vida media de 35 días). La desventaja de estos detectores consiste en que no es posible determinar la dirección del neutrino incidente, ni su energía: la única información es el flujo medio, además en periodos del orden del mes. Fue el detector de cloro de Homestake , Dakota del Sur , que contenía 520 toneladas de CCl 4 , el primero que detectó el déficit de neutrinos del sol y condujo al problema de los neutrinos solares . Este tipo de detector es sensible únicamente a los neutrinos electrónicos ν e . La energía umbral de reacción utilizada en estos detectores (la energía mínima que debe tener el neutrino incidente para ser detectado) es igual a 814 keV.

Los detectores de galio son similares a los detectores de cloro en funcionamiento, pero son más sensibles a los neutrinos de baja energía. Se basan en la reacción.

\ nu _ {e} + ^ {{71}} Ga \ a ^ {{71}} Ge + e ^ {{-}}

De nuevo, no se obtiene información sobre la dirección del neutrino. Entre estos detectores cabe mencionar los utilizados en el experimento GALLEX , que luego se convirtió en GNO, realizado en Italia en los Laboratorios Nacionales INFN Gran Sasso , ubicados en el túnel Gran Sasso d'Italia .

Los detectores de agua pura como el Super-Kamiokande contienen una gran masa de agua, rodeada por detectores de luz llamados " tubos fotomultiplicadores ". En estos detectores, el neutrino transfiere parte de su energía a un electrón, que al impactar se mueve más rápido que la luz en el agua (pero en todo caso no más rápido que la luz en el vacío). Esto genera una emisión óptica (en luz visible), conocida como radiación de Čerenkov, que puede ser detectada por los tubos fotomultiplicadores. Este detector tiene la ventaja de que el neutrino se registra en tiempo real y es posible recopilar información sobre su trayectoria, construyendo un mapa real del cielo visto en neutrinos. Fue este tipo de detector el que registró el flujo de neutrinos de la supernova de 1987a . Este detector es sensible a todo tipo de neutrinos, aunque con diferentes secciones transversales (mayor por un factor de 6 para los neutrinos electrónicos que para los demás). Una desventaja de este tipo de detectores es el alto umbral (alrededor de 5 MeV) en energía, debido a la imposibilidad de detectar la emisión de electrones golpeados por neutrinos de energía demasiado baja.
Los detectores de agua pesada utilizan tres tipos de reacciones para detectar neutrinos. El primero es el mismo que para los detectores de agua pura. El segundo implica la colisión del neutrino con un átomo de deuterio , con la consiguiente liberación de un electrón. En el tercero, el neutrino divide el átomo de deuterio en dos. Los resultados de estas reacciones son revelados por los "tubos fotomultiplicadores". Este tipo de detector opera en el Observatorio de Neutrinos de Sudbury y es capaz de detectar los tres tipos de neutrinos.
El experimento OPERA , por otro lado, tiene como objetivo observar directamente el fenómeno de oscilación ( apariencia de neutrinos ) de neutrinos muónicos en neutrinos tau . Los neutrinos muónicos son producidos por el proyecto CNGS del CERN en Ginebra (Suiza) y enviados al sitio experimental OPERA en los Laboratorios Nacionales Gran Sasso . El experimento consta de dos supermódulos que consisten en un objetivo y un espectrómetro magnético. El blanco está formado por planos de centelleadores de plástico, entre los que se insertan unos ladrillos formados por pilas de láminas de plomo (1 mm de espesor) y placas de emulsión fotográfica (granos de 1 micra de diámetro). Cuando un neutrino de tipo tau interactúa con un bloque objetivo, la partícula tau producida viaja una distancia corta hacia el objetivo (una fracción de milímetro, por lo general) y luego se desintegra en partículas más ligeras, como un muón y un par de neutrinos. . El análisis microscópico de las huellas dejadas en las emulsiones fotográficas por las partículas cargadas permite reconstruir los vértices (primario y secundario) del evento. La masa de OPERA es de aproximadamente 1250 toneladas. En cinco años de toma de datos, OPERA planea medir un pequeño número de tales eventos (alrededor de 10 a 20, dependiendo de la diferencia de masa entre los dos tipos de neutrinos) pero con una contaminación de fondo extremadamente baja. $\nu_{\mu}$ $\nu_{\tau}$
En Los Álamos , EE . UU ., el Liquid Scintillator Neutrino Detector ( LSND ) ha recopilado datos durante seis años de actividad que ofrecen más pruebas a favor de la teoría de la oscilación de neutrinos. En particular, los datos sugieren que los antineutrinos muónicos pueden oscilar y convertirse en antineutrinos electrónicos. [7] . Este resultado fue refutado por el experimento MiniBooNE posterior [8][9] .
El experimento BooNE (acrónimo de Booster Neutrine Experiment) se inició en Fermilab desde 1997 . El primer experimento detector de neutrinos se llevó a cabo en septiembre de 2002, y el primer experimento detector anti-neutrinos se llevó a cabo en enero de 2006. [10]

Cambio de sabor

De varios experimentos realizados por numerosas colaboraciones internacionales (entre las que podemos mencionar a Super-Kamiokande , Sudbury Neutrino Observatory y KamLAND), surgió la evidencia del fenómeno conocido como "oscilación del sabor" de los neutrinos, fenómeno que hace que la partícula cambie. de una "familia" a otra, sugiriendo que esta partícula tiene masa, como ya teorizó el físico Bruno Pontecorvo en 1969.

Los neutrinos existen en tres "sabores" conocidos, muón, electrónico y tau, junto con sus antineutrinos. Para el cálculo de sus proporciones se observa una notable diferencia entre los valores teóricos y experimentales; por ejemplo, solo se ha registrado en la Tierra 1/3 de los neutrinos que se cree que son emitidos por las reacciones nucleares del Sol. Como posible solución al problema de los neutrinos solares , se teorizó que los neutrinos que faltaban eran los muones, que se había transformado en tauónico, mucho más difícil de observar.

Desde 2007 se lleva a cabo un experimento a distancia para probar esta teoría; El CERN en Ginebra genera neutrinos muónicos y los dispara en dirección al laboratorio INFN en Gran Sasso. De miles de millones de neutrinos lanzados por el CERN y que llegaron a los laboratorios del INFN desde 2007, los científicos observaron un primer neutrino en 2010 que oscilaba de muón a tau, pero el resultado es suficiente para sugerir que los neutrinos tienen masa y que pueden oscilar. de un sabor a otro. [11] Investigaciones posteriores confirman las fluctuaciones del sabor de los neutrinos. [12] [13]

En 2012, el experimento Gran Sasso OPERA observó por segunda vez una oscilación de sabor del neutrino muón en el neutrino tau. Las oscilaciones observadas de neutrino muón a neutrino electrónico, el 6 de junio de 2012, fueron en cambio 19. [14]

Hoy podemos afirmar haber entrado en la era de la astronomía de neutrinos, gracias a "telescopios" de neutrinos como el IceCube, un detector con un volumen de 1 km cúbico colocado en el hielo del Polo Sur.IceCube ha observado los primeros neutrinos extraterrestres y gracias para que puedan comprender mejor lo que sucede en áreas remotas del universo [15] . De hecho, los neutrinos son excelentes mensajeros cósmicos ya que tienen pocas posibilidades de interactuar con el entorno que los rodea y por eso llevan información intacta desde el lugar donde se crean hasta nosotros en la Tierra.

En el Modelo Estándar , se piensa que los neutrinos no tienen masa, por lo que el resultado de este experimento implica la necesidad de modificar la teoría, aportando nuevas explicaciones e iniciando nuevas investigaciones con todas las implicaciones posibles en cosmología, astrofísica y física de partículas. [16] [17] [18] Se han propuesto varias extensiones del modelo estándar para tener en cuenta la masa de los neutrinos; uno de ellos es el mecanismo de balancín .

Anomalía en el experimento OPERA sobre la velocidad de los neutrinos

En septiembre de 2011, los investigadores del experimento OPERA afirmaron haber encontrado una anomalía en la medición de la velocidad de los neutrinos que parecía ser mayor que la de la luz , [19] pero comprobaciones posteriores, publicadas en marzo de 2012, llevaron a los investigadores a afirmar que esta anomalía se justifica por la presencia de dos errores sistemáticos en el montaje experimental. [20] Un libro publicado en 2017 rastrea con gran detalle los eventos que engañaron a la colaboración OPERA [21] .

Notas

^ a b Libro de oro de la IUPAC, "neutrino (neutrino electrónico)"
^ Edoardo Amaldi, Del descubrimiento del neutrón al descubrimiento de la fisión nuclear , en Phys. Rep. , 111 (1-4), 1-331 (1984), nota 227 p.306.
^ Sandro Iannaccone, La caza de neutrinos de Majorana continúa , en wired.it , 23 de septiembre de 2019.
^ Las colaboraciones ALEPH, DELPHI, L3, OPAL, SLD, el grupo de trabajo electrodébil LEP y los grupos de sabor pesado y electrodébil SLD, mediciones electrodébiles de precisión en la resonancia Z , en Phys. Rep. , vol. 427, 2006, págs. 257-454, DOI : 10.1016 /j.physrep.2005.12.006 , archivo iv : hep-ex/ 0509008 .
^ A. Goobar, S. Hannestad, E. Mörtsell, H. Tu, La masa de neutrinos unida a partir de los datos de 3 años de WMAP, el pico acústico bariónico, las supernovas SNLS y el bosque Lyman-α , en Journal of Cosmology and Astroparticle Physics , vol. 606, 2006, pág. 19, DOI : 10.1088/1475-7516/2006/06/019 , archivo iv : astro-ph/ 0602155 .
^ Es concebible que con los años el término MS indicará el modelo estándar actual con la presencia ya contemplada de neutrinos como partículas masivas
^ Publicaciones científicas sobre LSND
^ MiniBooNE y BooNE en Fermilab
^ Artículo de colaboración MiniBooNE
^ Publicaciones científicas sobre BoNE Archivado el 21 de agosto de 2007 en Internet Archive .
^ OPERA capta su primer tau-neutrino , en cerncourier.com . Consultado el 30 de marzo de 2012 .
^ Oscilaciones de neutrinos medidas con precisión récord , en blogs.nature.com . Consultado el 2 de mayo de 2012 .
^ Bajo la gran piedra se transforman los neutrinos , en punto-informatico.it . Consultado el 11 de junio de 2012 .
↑ Confirmó la existencia de los escurridizos neutrinos mutantes , en lescienze.it . Consultado el 11 de junio de 2012 .
^ A. Palladino, G. Pagliaroli y FL Villante, ¿Cuál es el sabor de los neutrinos cósmicos vistos por IceCube? , en Physical Review Letters , vol. 114, núm. 17, 28 de abril de 2015, pág. 171101, DOI : 10.1103/PhysRevLett.114.171101 . Consultado el 1 de junio de 2015 .
^ Aquí está el neutrino "mutante": cambia como un camaleón , en repubblica.it . Consultado el 31 de mayo de 2010 .
^ Historia de un neutrino "mutante"
^ ( EN ) Comunicado de prensa de OPERA Mayo 2010
^ ( EN ) (PrePrint) The OPERA Collaboration, Medición de la velocidad del neutrino con el detector OPERA en el haz CNGS , en arXiv , 2011.
^ Maximiliano Sioli, Resultados actualizados del análisis de velocidad de neutrinos de OPERA , en agenda.infn.it , infn.it, 28 de marzo de 2012. Consultado el 19 de octubre de 2012 .
^ El neutrino anómalo , Daedalus, Bari 2017.

Bibliografía

( EN ) Chung Wook Kim, Neutrinos en Física y Astrofísica . Routledge, 1993. ISBN 978-3-7186-0566-8
Lino Miramonti y Franco Reseghetti, Neutrino. La partícula fantasma Franco Muzzio Editore , 2004. ISBN 88-7413-107-0
Frank Close, Neutrino Raffaello Cortina Editore , 2012. ISBN 978-88-6030-45-20

Otros proyectos

Wikiquote contiene citas de o sobre neutrinos
Wikcionario contiene el diccionario lema « neutrino »
Wikimedia Commons contiene imágenes u otros archivos sobre neutrinos

Enlaces externos

neutrino , en Treccani.it - Enciclopedias en línea , Instituto de la Enciclopedia Italiana .

neutrino , en Sapienza.it , De Agostini .

( EN ) Neutrino / Neutrino (otra versión) , en Encyclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.

Difusión de Neutrinos escrito en el portal del Instituto Nacional de Física Nuclear - LNGS
( ES ) Neutrino Unbound recopila información sobre física y astrofísica de neutrinos
( ES ) IceCube , en icecube.wisc.edu .
( ES ) AMANDA , en amanda.wisc.edu .
( EN ) OPERA - Oscilación de neutrinos - , en operaweb.web.cern.ch . Consultado el 15 de septiembre de 2006 (archivado desde el original el 7 de septiembre de 2006) .