Los Neutrinos Solares

7/24/2019 Los Neutrinos Solares

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La

Construir un detector del tamao de unedificio de diez pisos a dos kilmetros de

profundidad es una extraa manera de

estudiar los fenmenos solares. Sin em-

bargo, slo as se ha podido desentraar

un enigma, planteado desde hace decenios, rela-

tivo a los procesos fsicos del interior del Sol. El

fsico ingls Arthur Eddington propuso ya en 1920

que la fusin nuclear generaba la energa del Sol,

pero los esfuerzos emprendidos hace ms de treinta

aos por confirmar detalles fundamentales de esta

idea chocaron con un obstculo: los experimentosconcebidos para detectar un componente distin-

tivo de las reacciones de fusin nuclear en el Sol,

los neutrinos, slo observaban una fraccin del

nmero de ellos que se esperaba hallar. Por fin,

el ao pasado, con los resultados del observatorio

subterrneo de neutrinos de Sudbury, el Sudbury

Neutrino Observatory (SNO), en Ontario, se zanj

este problema; terminaba as de confirmarse ple-

namente la propuesta de Eddington.


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resolucin del problema

de los neutrinos solaresEl Observatorio de Neutrinos de Sudbury ha despejado un enigmaplanteado hace 30 aos al demostrar que los neutrinos provenientes del Sol

cambian de clase en su camino hacia la Tierra

Arthur B. McDonald, Joshua R. Klein y David L. Wark

SLIMF

ILMS

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16 INVESTIGACIN Y CIENCIA, jun io, 2003

Como todos los experimentos subterrneos disea-dos para estudiar el Sol, el SNO persigue detectarneutrinos, que se producen en grandes cantidades enel ncleo solar. Pero al contrario que la mayora delas instalaciones construidas en las tres dcadas ante-riores, el SNO detecta los neutrinos solares con aguapesada, en la que cada tomo de hidrgeno de lasmolculas de agua est ligado a un neutrn (es decir,ese hidrgeno se encuentra en la forma del istopodeuterio). Esos neutrones adicionales permiten al SNOobservar los neutrinos solares de una nueva manera,contando por igual los tres tipos, o sabores, de neu-trinos. As, el SNO ha demostrado que el dficit deneutrinos solares visto en los experimentos anterioresno era el resultado de mediciones imprecisas, ni deque no se supiese bien qu pasaba en el Sol, sino eldescubrimiento de una nueva propiedad de los neutri-nos mismos.

Pero la confirmacin de la mejor teora acerca delSol saca a luz el primer fallo del modelo estndar dela fsica de partculas, la mejor teora acerca de losconstituyentes fundamentales de la materia. Ahora co-

nocemos el Sol mejor que el universo microscpico.

El problema

El primer experimento sobre los neutrinos solares,realizado en los primeros aos sesenta por RaymondDavis, Jr., de la Universidad de Pennsylvania, y suscolaboradores, quera ser a la vez una triunfante con-firmacin de que la fusin generaba la energa solar yel inicio de un nuevo campo, donde los neutrinos nosharan saber ms acerca del Sol. El experimento deDavis, localizado en la mina de oro de Homestake, cercade Lead, en Dakota del Sur, detectaba neutrinos me-diante una tcnica radioqumica. El detector contena615 toneladas mtricas de tetracloroetileno lquido, elfluido que se utiliza para la limpieza en seco. Los neu-trinos transformaban los tomos de cloro del fluido entomos de argn. Pero en vez de crearse un tomo deargn cada da, tal y como predeca la teora, Davis

observ slo uno cada 2,5 das. (En el ao 2002 Daviscomparti el premio Nobel con Masatoshi Koshiba, dela Universidad de Tokio, por sus trabajos, que abrie-ron camino en la fsica de neutrinos.) Los experimen-tos realizados en los treinta aos siguientes encontra-ron resultados similares pese a que empleaban unagran variedad de tcnicas diferentes. El nmero deneutrinos procedentes del Sol siempre era a las clarasmenor que el total predicho; en algunos casos no lle-gaba ni a un tercio, en otros se quedaba en tres quin-tos, dependiendo de las energas de los neutrinos es-tudiados. Hasta que no se supiese por qu diferantanto predicciones y medidas, habra que dejar de ladoel objetivo original de estudiar el ncleo solar me-diante la observacin de los neutrinos que emita.

Mientras los fsicos experimentales seguan con susexperimentos neutrnicos, los tericos mejoraron losmodelos con que se predeca la generacin de neutri-nos solares. Pese a su complejidad, parten slo deunas pocas hiptesis acerca de la energa solar: que esgenerada por reacciones nucleares que modifican lasabundancias de los elementos, que crea una presin

hacia afuera que se equilibra con la atraccin haciadentro de la gravedad y que la transportan hacia el ex-terior fotones y fenmenos de conveccin. Los mode-los solares siguieron prediciendo flujos de neutrinosque superaban los medidos, pero otras de sus predic-ciones, el espectro de las vibraciones heliossmicas dela superficie solar por ejemplo, concordaban muy biencon las observaciones.

La misteriosa diferencia entre las predicciones y lasmedidas vino a conocerse como el problema de losneutrinos solares. Aunque muchos fsicos an creanque las dificultades inherentes a la deteccin de neu-trinos y al clculo de su ritmo de produccin en el Soleran, de una u otra manera, la causa de la discrepan-cia, una tercera posibilidad gan muchos adeptos a pe-sar de sus revolucionarias implicaciones. El modeloestndar de la fsica de partculas mantiene que haytres sabores de neutrinos sin masa, que no se mez-clan entre s: el neutrino electrnico, el neutrino mu-nico y el neutrino tau. Las reacciones de fusin en elcentro del Sol slo pueden producir neutrinos electr-nicos; los experimentos del tipo del de Davis estabanpensados para que buscaran ese sabor (a las energasde los neutrinos solares slo los neutrinos electrni-cos pueden convertir los tomos de cloro en argn).Pero si el modelo estndar fuese incompleto y los sa-bores de los neutrinos no estuvieran separados del todo,

sino que, de alguna forma, se mezclasen, los neutrinoselectrnicos del Sol podran transformarse en uno delos otros sabores y as escapar a la deteccin.

No hay mecanismo de cambio del sabor de los neu-trinos mejor considerado que la oscilacin neutrnica(vase el recuadro La deteccin de los neutrinos va-riables); requiere que los sabores de los neutrinos(los neutrinos del electrn, del muon y del tau) estnconstituidos por mezclas de estados de neutrinos (de-signados por 1, 2 y 3) con masas diferentes. Un neu-trino electrnico podra entonces ser una mezcla delos estados 1 y 2, y un neutrino munico una mezcladiferente de los dos mismos estados. La teora predice

Desde los aos sesenta, los experimentos subterrneos hanvenido contando muchos menos neutrinos electrnicos pro-cedentes del Sol de los que predice la teora. Problema delos neutrinos solares se llama a esta situacin.

En el ao 2002 el Observatorio de Neutrinos de Sudbury(SNO) resolvi el problema de los neutrinos solares al deter-minar que muchos de los neutrinos electrnicos producidosen el interior del Sol cambian a otros sabores neutrnicosantes de llegar a la Tierra; por eso no daban con ellos losanteriores experimentos.

Los resultados del SNO confirman la exactitud de nuestrosconocimientos acerca de la generacin de energa en el Sol.Adems, se infiere de ellos que los neutrinos, pese a que nose les atribua antes, s tienen masa. El modelo estndar dela fsica de partculas, que ha cosechado xitos extraordina-rios, debe modificarse a fin de acomodar los neutrinos conmasa.

Resumen/Oscilaciones de neutrinos


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que tales mezclas de neutrinos oscilaran entre un sa-bor y otro durante el viaje del Sol a la Tierra.

El proyecto Super-Kamiokande, una cooperacin in-ternacional, ofreci una prueba especialmente convin-cente de la oscilacin de los neutrinos en 1998: en-contr que los neutrinos municos producidos en laalta atmsfera por los rayos csmicos desaparecancon una probabilidad que dependa de la distancia quehubiesen recorrido. Esta desaparicin de neutrinos seexplicaba de maravilla con las oscilaciones neutrni-

cas, en este caso con las oscilaciones de los neutrinosmunicos, que probablemente se convierten en neutri-nos tau. Super-Kamiokande detecta los neutrinos mu-nicos con facilidad a las energas de los rayos csmi-cos, pero los tau, en general, se le escapan.

Un proceso similar podra explicar el dficit de neu-trinos solares. Segn un modelo, los neutrinos oscilarandurante los ocho minutos de su viaje a travs del es-pacio vaco entre el Sol y la Tierra. En otro modelo,la oscilacin se amplificara durante los dos primeros

INVESTIGACIN Y CIENCIA, jun io, 2003 17

CORTESIA

DE

SUDBURY

NEUTRINOO

BSERVATORY

ESTOS TUBOS FOTOMULTIPLICADORES ms de 9500, ins-talados en una esfera geodsica de 18 metros de dimetro,son los ojos del Observatorio de Neutrinos de Sudbury. Rodeany observan otra esfera, acrlica, de 12 metros de dimetro,que contiene 1000 toneladas de agua pesada. Cada tubo de-

tecta un solo fotn de luz. El conjunto est suspendido enagua ordinaria. Los materiales que forman el detector debenhallarse exentos de trazas de elementos radiactivos natura-les, para evitar que los tubos se sobrecarguen con falsos re-cuentos de neutrinos solares.


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NEUTRINO TIPO 1

NEUTRINO TIPO 2

OSCILACION EN EL SOL OSCILACION EN EL VACIO OSCILACION EN LA TIERRA

NEUTRINO MUONICO O TAU

NEUTRINOELECTRONICO

NEUTRINOSELECTRONICOS

RESULTADOSDIURNOS

RESULTADOSNOCTURNOSCREACION

DE NEUTRINOSELECTRONICOS

NEUTRINOELECTRONICO

NEUTRINOSMUONICOS O TAU

DATOS REALES DE UN POSIBLE EPISODIO NEUTRINICO

LA DETECCION DE LOS NEUTRINOS VARIABLESASI OSCILAN LOS NEUTRINOS

Un neutrino electrnico (izquierda) es en realidad una superposicin de los neutrinos detipo 1 y de tipo 2, con sus nmeros cunticos en fase. Como las ondas de tipo 1 y de tipo 2tienen distintas longitudes de onda, tras recorrer una cierta distancia se habrn desfasado;el resultado ser un neutrino munico o un neutrino tau (en medio). Nuevas oscilacionesvolvern a convertir el neutrino en un neutrino electrnico (derecha).

DONDE OSCILAN LOS NEUTRINOS

Los neutrinos electrnicos producidos en el centro del Sol oscilarn mientras an estn dentro del Solo, una vez hayan emergido, durante su viaje de ocho minutos hacia la Tierra. La magnitud de la oscila-cin depender de ciertos detalles (las diferencias de masas y los grados de mezcla intrnsecos de los

neutrinos de tipo 1 y de tipo 2). Puede haber tambin nuevas oscilaciones dentro de la Tierra; se mani-fiestan mediante diferencias entre los resultados diurnos y los nocturnos.

ASI DETECTA EL SNO LOS NEUTRINOS

La deteccin de un neutrino en el Observatorio de Neutri-nos de Sudbury (o SNO) (pgina opuesta) consiste en quese registre un anillo caracterstico de luz de Cerenkov,emitida por un electrn de gran velocidad. El neutrino pro-duce el electrn energtico en el agua pesada del SNO ( es-fera azul grande) de tres maneras. En una rotura de deu-tern (a) el neutrino (azul) escinde un ncleo de deuterioen el protn (prpura) y el neutrn (verde) que lo compo-

nen. El neutrn se combinar con otro deutern y se des-prender un rayo gamma (lnea ondulada), que a su vezliberar un electrn (rosa) cuya luz de Cerenkov (amarilla)se detectar. En la absorcin de neutrinos (b) un neutrnabsorbe un neutrino y, con ello, se convierte en un protny un electrn dotados de energa. Slo los neutrinoselectrnicos pueden ser absorbidos de esta manera. Me-nos a menudo, el neutrino puede chocar directamente conun electrn (c). Los muones de los rayos csmicos (rojo)se distinguen de los neutrinos por la cantidad de luz deCerenkov que producen y por dnde la producen tantofuera como dentro del detector. El nmero de muonesse reduce a niveles manejables al instalar el detector a doskilmetros de profundidad.

SLIMF

ILMS


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a

bc

MUON DE RAYOSCOSMICOS

CUALQUIER NEUTRINO

CUALQUIER NEUTRINONEUTRINOELECTRONICO

NEUTRON

RAYO GAMMA

ELECTRON

ELECTRONENERGETICO

PROTON

LUZDE CERENKOW

PROTON

EDIFICIOEMPIRE STATE

DEUTERON

SNO

(20 KILOMETROSDE PROFUNDIDAD)


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segundos de viaje, dentro del propio Sol, en razn dela peculiar interaccin respectiva de cada sabor de neu-trino con la materia. Cada modelo requiere un inter-valo especfico de cada parmetro neutrnico, a saber,las diferencias de masas entre los neutrinos y la can-tidad intrnseca de mezcla de sabores. A pesar de losindicios aportados por el Super-Kamiokande y otras ins-talaciones, habra una cierta posibilidad de que losneutrinos no estuvieran desapareciendo a causa de lasoscilaciones, sino por algn otro proceso. Hasta el ao2001 no se cont con una prueba directa de la oscila-cin de los neutrinos solares: no haba una deteccinde los propios neutrinos solares transformados.

El observatorio

El Observatorio de Neutrinos de Sudbury se disepara que hallase esa prueba directa. Detecta losneutrinos aprovechando varias de las diferentes inte-racciones que experimentan con las 1000 toneladas deagua pesada que lo componen. Una de esas reaccio-

nes cuenta nada ms neutrinos electrnicos; las otras,todos los sabores, sin distinguir entre ellos. Si losneutrinos solares que llegan a la Tierra son slo elec-trnicos y, por tanto, no ha ocurrido ninguna trans-formacin de sabores, el recuento de neutrinos detodos los sabores coincidir con la anotacin de neu-trinos electrnicos. Por otro lado, si la cuenta de to-dos los sabores fuera muy superior a la de los neu-trinos electrnicos, se probara que los neutrinos delSol cambian de sabor.

La clave de la capacidad del SNO para contar tantolos neutrinos electrnicos slo como los de todos lossabores estriba en los ncleos de deuterio del agua pe-sada, o deuterones. El neutrn de un deutern producedos reacciones neutrnicas distintas: la absorcin, enla que un neutrino electrnico es absorbido por unneutrn, con la creacin de un electrn, y la rotura deldeutern, en la que un ncleo de deuterio se frag-menta y libera su neutrn. Slo los neutrinos electr-nicos sufren absorciones; en cambio, rompen deutero-nes neutrinos de cualquier sabor. Una tercera reaccindetectada por el SNO, la colisin de electrones conneutrinos, tambin vale para contar neutrinos distintosde los electrnicos, pero es mucho menos sensible alos neutrinos municos y tau que la reaccin de ro-tura del deutern.

El SNO no fue el primer experimento que us aguapesada. En el decenio de 1960 T. J. Jenkins y F. W.Dix, de la Universidad Case de la Reserva del Oeste,recurrieron al agua pesada en un muy temprano in-tento de observar los neutrinos del Sol. Emplearon unos2000 litros de agua pesada, pero no los colocaron enel subsuelo: los efectos de los rayos csmicos ahoga-ron las seales de los neutrinos solares. En 1984 HerbChen, de la Universidad de California en Irvine, pro-puso que se llevaran mil toneladas de agua pesada delreactor nuclear CANDU, canadiense, al fondo de lamina de nquel Creighton, de INCO Ltd., en Sudbury.Tena profundidad suficiente como para posibilitaruna clara medida tanto de la absorcin como de la ro-tura de los deuterones

La propuesta de Chen condujo al establecimientode la colaboracin cientfica SNO y, finalmente, a lacreacin del detector SNO. Las 1000 toneladas de aguapesada se contienen en una vasija acrlica transparentede 12 metros de dimetro. Las escrutan ms de 9500tubos fotomultiplicadores, dispuestos sobre una esferageodsica de 18 metros de dimetro. Cada tubo es ca-

paz de detectar un nico fotn de luz. Toda la es-tructura est sumergida en agua ordinaria ultrapura quellena una cavidad abierta en la roca, dos kilmetrospor debajo de la superficie de la Tierra.

Los neutrinos solares se pueden observar a granprofundidad gracias a la suma debilidad de su inte-raccin con la materia. Durante el da, los neutrinossiguen sin trabas un recorrido descendente hasta el SNOa travs de dos kilmetros de roca. Tampoco les afec-tan los miles de kilmetros que recorren por la nochea travs de la Tierra. Un acoplamiento tan dbil loshace interesantes desde la perspectiva de la astrofsicasolar. La mayor parte de la energa creada en el cen-tro del Sol tarda millones de aos en alcanzar la su-perficie de la estrella y salir a su exterior convertidaen la luz solar. Por el contrario, los neutrinos emer-gen a los dos segundos; nos llegan directamente desdeel punto en que se crea la energa solar.

Dado que ni todo el Sol, ni toda la Tierra son ca-paces de impedir el paso de los neutrinos, el captarloscon un detector que pesa slo 1000 toneladas consti-tuye un gran reto. Pero aunque la vasta mayora deneutrinos que entran en el SNO lo atraviesan sin msconsecuencias, en muy raras ocasiones uno slo porcasualidad colisionar con un electrn o un ncleoatmico y depositar energa bastante como para que


1920 1940

1920 Arthur Eddingtonenuncia que la energa delSol se debe a la fusinnuclear que conviertetomos de hidrgenoen helio.

1930 Wolfgang Paulisalva laconservacin de la energasuponiendo que una partculanunca vista, el neutrino, se llevaenerga en algunas desintegra-ciones radiactivas.

1938 Hans Betheanalizalos procesos nuclearesbsicos que podranoriginar la energa del Soly calcula con precisinla temperatura centralde la estrella.

1956 Frederick Reinesy Clyde Cowandetectaron por primeravez el neutrino; sevalieron del reactornuclear del roSavannah.

OCHO DECENIOS DE SOL Y NEUTRINOSSE HA TARDADO CASI UN SIGLOen conocer con seguridad el meca-nismo solar de generacin de energa.Mientras, los neutrinos han pasado deser meras hiptesis a convertirse eninstrumentos experimentales de lamayor importancia. Sus oscilacionessealan que en las dcadas veniderasse descubrirn nuevos aspectos de lafsica fundamental.


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quepa observar el episodio. Con un flujo suficiente deneutrinos, puede incluso compensarse la rareza de es-tas interacciones. Por fortuna, el Sol produce enormescantidades de neutrinos cinco millones de neutrinosde alta energa atraviesan cada centmetro cuadrado dela Tierra por segundo, lo que conduce a unos 10episodios, o interacciones neutrnicas, en las 1000 to-neladas del agua pesada del SNO cada da. Los tres ti-pos de reacciones de neutrinos que ocurren en el SNOgeneran electrones de gran energa; se los detecta gra-cias a su produccin de luz de Cerenkov, un cono deluz emitido como una onda de choque por la rpidapartcula.

Este pequeo nmero de episodios neutrnicos debedistinguirse, sin embargo, de los destellos de luz deCerenkov causados por otras partculas. En particular,en la alta atmsfera se crean continuamente muones derayos csmicos; cuando entran en el detector puedenproducir suficiente luz de Cerenkov como para ilumi-nar cada tubo fotomultiplicador. Los kilmetros deroca interpuestos entre la superficie y el SNO reducenel diluvio de muones de los rayos csmicos a un m-

nimo goteo de tres por hora. Y aunque tres muones porhora resulte un ritmo mucho mayor que las 10 inte-racciones de neutrinos por da, es fcil distinguirlos delos episodios neutrnicos por la luz de Cerenkov queproducen en el agua ordinaria exterior al detector.

Otra causa de falsos recuentos de neutrinos es la ra-diactividad intrnseca de los propios materiales del de-tector. Todo lo que hay dentro del detector sea lapropia agua pesada, la vasija acrlica que la contieneo el vidrio y el acero de los tubos fotomultiplicadoresy la estructura de soporte contiene trazas de ele-mentos radiactivos naturales. El aire de la mina en-cierra gas radn radiactivo. Cada vez que un ncleode estos elementos radiactivos se desintegra en el in-terior del detector del SNO, desprende un electrn deenerga elevada o un rayo gamma; por ltimo, se ge-nera luz de Cerenkov que imita la seal de un neu-trino. El agua y los otros materiales utilizados en elSNO se han purificado a fin de eliminar la mayorparte de los contaminantes radiactivos (o se han se-leccionado de manera que sean naturalmente puros),pero bastan unas partes entre mil millones para aho-gar con cuentas falsas las verdaderas seales de losneutrinos.

La tarea planteada al SNO es, por tanto, muy com-pleja: ha de contar sucesos neutrnicos, determinar cun-

tos se deben a cada una de las tres reacciones y eva-luar cuntos de los aparentes neutrinos no representanen realidad alguna otra cosa, una contaminacin ra-diactiva quizs. Errores pequeos, de apenas unaspartes en cien, en cualquiera de las etapas de anlisis,dejara sin sentido la comparacin que efecta el SNOdel flujo de neutrinos electrnicos con el flujo neutr-nico total. En los 306 das de funcionamiento, de no-viembre de 1999 a mayo de 2001, registr casi qui-nientos millones de sucesos. Cuando se acab lareduccin de datos, slo quedaban 2928 como posi-bles episodios neutrnicos.

Al SNO no le es posible determinar de manera ine-quvoca si determinado suceso que en principio puedacontar como episodio neutrnico fue el resultado de untipo de reaccin o de otro. Un suceso como el mostra-do en el recuadro La deteccin de los neutrinos varia-bles podra deberse tanto a la rotura de un deuterncomo a una absorcin de neutrino. Afortunadamente,cuando examinamos muchos episodios aparecen lasdiferencias entre las reacciones. Por ejemplo, la roturadel deutern la escisin de un ncleo de deuterio

del agua pesada genera siempre un rayo gamma dela misma energa, mientras que los electrones emiti-dos por la absorcin de un neutrino o por su colisincon un electrn exhiben un amplio espectro de energas.Adems, las colisiones con electrones producen elec-trones que se alejan del Sol, mientras que la luz deCerenkov de la rotura de un deutern apunta en cual-quier direccin. Finalmente, tambin son diferenteslos lugares donde suceden las reacciones: las colisio-nes con electrones, por ejemplo, ocurren por igual enla capa exterior de agua ligera que en el agua pesada;las otras reacciones, no. Una vez conocidos estos de-talles, los investigadores del SNO pueden determinarestadsticamente cuntos de los sucesos observados sehan de asignar a cada reaccin.

Ese conocimiento de los detalles se obtuvo con me-diciones que, en s mismas, fueron ya autnticos y com-pletos experimentos de fsica nuclear. Para establecercmo deba medirse la energa a partir de la luz deCerenkov, se introdujeron, en el interior del detector,fuentes radiactivas de energas conocidas. Para medir lapropagacin de la luz de Cerenkov por el detector y sureflexin en distintos medios (el agua, el acrlico, lostubos fotomultiplicadores), se us luz lser de longitudde onda variable. Los efectos de la contaminacin ra-diactiva se evaluaron mediante experimentos similares;


960 1980 2000

64hn Bahcalldice el flujoneutrinosSol que,principio,beraservarse.

1967 RaymondDavis, Jr., midelos neutrinosdel Sol con 600toneladas de fluidode limpieza en secoen una mina de Lead,Dakota del Sur.

1969Vladimir Gribovy Bruno Pontecorvoatribuyen a lasoscilaciones de losneutrinos la anomaladel pequeo nmerode neutrinos detectados.

1978 y 1985Stanislav Mikheyev,Alexei SmirnovyLincoln Wolfensteinexponen que la materiapuede amplificar lasoscilaciones de losneutrinos.

1998Super-Kamiokande acumula indicios delas oscilacionesneutrnicas en losneutrinos de rayoscsmicos.

2002SNOconfirmaque los neutrinoselectrnicos del Soloscilan y adoptan otrosabor; se resuelveel problema de losneutrinos solares.

2002KamLANDdetecta oscilacionesde los antineutrinosemitidos por losreactores nucleares.

BRYANC

HRISTIE

DESIGN


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en concreto, se calibr radiolgicamente el agua contcnicas nuevas, concebidas para el SNO.

Una vez efectuado el anlisis estadstico, el con-junto definitivo de datos atribua 576 sucesos a la ro-tura de deuterones, 1967 a la absorcin de neutrinosy 263 a las colisiones con electrones. La radiactividad yotros ruidos de fondo causaron los 122 restantes. Apartir de estos nmeros, hay que calcular cuntos neu-trinos atraviesan el SNO, basndose en las pequeasprobabilidades de que un neutrino cualquiera rompaun deutern, sea absorbido o colisione con un electrn.Esos clculos arrojan que los 1967 sucesos observa-dos de absorcin de neutrinos representan 1,75 millo-nes de neutrinos electrnicos que atraviesan cadacentmetro cuadrado del detector SNO por segundo.Se trata slo del 35 por ciento del flujo de neutrinospredicho por los modelos solares. As, en primer lu-gar, el SNO confirma lo que han visto otros experi-mentos de neutrinos solares: el nmero de neutrinoselectrnicos que llega del Sol es mucho menor que elpredicho por los modelos solares.

Sin embargo, el quid est en si el nmero de neu-trinos electrnicos que llegan del Sol es significativa-

mente menor que el nmero de neutrinos de todos lossabores. Resulta que los 576 sucesos asignados a larotura de deuterones representan un flujo total de neu-trinos de 5,09 millones por centmetro cuadrado porsegundo, muy superior a los 1,75 millones de neutri-nos electrnicos medidos segn la absorcin neutrnica.

Estos nmeros se determinan con gran precisin. Lasdiferencias entre ellos es ms de cinco veces la in-certidumbre experimental.

El excedente de neutrinos detectados por la rotura dedeuterones significa que casi dos tercios del total de5,09 millones de neutrinos que llegan del Sol son neu-trinos municos o tau. Las reacciones de fusin del Solslo engendran neutrinos electrnicos; por tanto, algu-nos de ellos han de transformarse durante su viaje a laTierra. As pues, el SNO ha demostrado directamenteque los neutrinos no se atienen al simple esquema, pro-pio del modelo estndar, de los tres sabores sin masaque no se mezclan. En 20 aos de intentos, slo elSuper-Kamiokande y el SNO han demostrado que haypropiedades de las partculas fundamentales que el mo-delo estndar no abarca. Haber observado la transfor-macin de los sabores de los neutrinos supone unaconfirmacin experimental directa de que an quedancosas que descubrir acerca del universo microscpico.

Pero, qu ocurre con el problema de los neutrinossolares? O dicho de otra manera: el descubrimiento deque los neutrinos electrnicos se transforman en otrosabor, explica del todo el dficit observado durante

los pasados 30 aos? La respuesta es afirmativa: losdeducidos 5,09 millones de neutrinos concuerdan muybien con las predicciones de los modelos solares.Podemos ahora afirmar que entendemos realmente cmoel Sol genera su energa. Tras un rodeo de treintaaos, en el que hemos encontrado que el Sol poda de-cirnos algo nuevo acerca de los neutrinos, podemospor fin retornar al objetivo original de Davis y valer-nos de los neutrinos para conocer el Sol. El estudiode los neutrinos solares, por ejemplo, podra determi-nar qu parte de la energa del Sol se produce por fu-sin nuclear directa de tomos de hidrgeno y qu parteest catalizada por tomos de carbono.


OTROS EXPERIMENTOS SOBRE LOS NEUTRINOSHOMESTAKE: Detector de neutrinos solares sito en lamina de oro Homestake, en Lead, Dakota del Sur. El ex-perimento original, con cloro, empez en 1966; usaba600 toneladas de fluido de limpieza en seco. En 1996se complement con un experimento radioqumico de yo-duro de sodio, que empleaba 100 toneladas de yodo.

KAMIOKA: Alberga el Super-Kamiokande, un detector de50.000 toneladas de agua ligera que estudia los rayoscsmicos y los neutrinos solares, as como los neutrinosmunicos emitidos desde la instalacin KEK, a 250 kil-metros de distancia (el experimento K2K). Tambin al-berga KamLAND, un detector menor (1000 toneladas delquido de centelleo que emite luz cuando lo atraviesauna partcula cargada) que computa los antineutrinoselectrnicos emitidos por todos los reactores nuclearesdel entorno (los de Corea del Sur y Japn).

SAGE (Russian-American Gallium Solar NeutrinoExperiment): Situado en Baksan, en las montaas delCucaso. Utiliza 50 toneladas de galio, sustancia que

puede captar neutrinos de baja energa producidos porlas reacciones de fusin protn-protn del Sol.

GRAN SASSO: El mayor laboratorio subterrneo delmundo. Fue excavado bajo las montaas del GranSasso, a unos 150 kilmetros al este de Roma. Entrelos dispositivos que investigan los neutrinos solares seencuentran el Gallex/GNO, activo desde 1991, que con-tiene 30 toneladas de galio en forma de tricloruro de ga-

lio acuoso, y el Borexino, una esfera de 300 toneladasde centelleador, observada por 2200 fotomultiplicadores.

MINIBOONE (Booster Neutrino Experiment): Est ins-talado en el Fermilab, en Illinois. Haces de neutrinosy antineutrinos municos recorren 500 metros de sueloantes de que se los detecte en un tanque de 800 tonela-das de aceite mineral. Su objeto es comprobar un con-trovertido resultado anunciado por el experimento LSNDdel Laboratorio Nacional de Los Alamos, efectuado en1995. Empez a recoger datos en septiembre de 2002.

MINOS: Dirigir haces de neutrinos desde el Fermilab ha-cia el detector de Soudan, a 735 kilmetros de distancia,en Minnesota. El detector se compone de 5400 toneladas

de hierro rodeadas por detectores de partculas plsticos.Est proyectado que empiece a tomar datos en 2005.

ARTHUR B. MCDONALD, JOSHUA R. KLEIN y DAVIDL. WARK participan en las investigaciones del Observato-rio de Neutrinos de Sudbury (SNO).

Los autores


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El futuro

Las implicaciones del descubrimiento del SNO vanincluso ms all. Si los neutrinos cambian de sa-bor por medio de oscilaciones, no podrn tener masanula. Despus de los fotones, los neutrinos son la se-gunda partcula conocida ms numerosa del universo;ello significa que incluso una pequea masa podra te-ner una gran importancia cosmolgica. Los experi-mentos que estudian las oscilaciones de neutrinos, comoel SNO y el Super-Kamiokande, miden slo diferen-cias de masa, no masas. Sin embargo, mostrar que lasdiferencias de masa no valen cero demuestra que almenos alguna de las masas no es nula. La combina-cin de las medidas de las oscilaciones relativas a lasdiferencias de masa con los lmites superiores, im-puestos por otros experimentos, de la masa absolutadel neutrino electrnico arroja, segn las hiptesis quese aadan, un abanico de posibles contribuciones to-tales de los neutrinos a la masa del universo queabarca del 0,3 al 21 por ciento de la densidad crticacorrespondiente a un universo plano (los datos cos-

molgicos indican que el universo es plano). Estascantidades no son despreciables (el gas, el polvo y lasestrellas aportan un 4 por ciento), pero no bastan paraexplicar toda la materia que parece haber en el uni-verso. Puesto que los neutrinos eran la ltima entrelas partculas conocidas de las que poda esperarseque constituyesen la materia oscura, debe existir al-guna partcula o partculas ignotas todava por la cien-cia; cuya densidad, adems, tendr que ser muy supe-rior a la de cualquiera de las que s conocemos.

El SNO tambin ha estado buscando pruebas direc-tas de los efectos de la materia sobre las oscilacionesde neutrinos. El viaje a travs del Sol puede aumentarla probabilidad de las oscilaciones. Si es as, el pasode los neutrinos a travs de miles de kilmetros deTierra podra provocar una ligera inversin del pro-ceso; la emisin solar de neutrinos electrnicos bri-llara ms durante la noche que durante el da. Segnlos datos del SNO, de noche crece un poco el nmerode los neutrinos electrnicos, pero hasta ahora la me-dicin no permite establecer su veracidad.

Los resultados que el SNO ha presentado sealanslo un comienzo. En las observaciones citadas, he-mos detectado los neutrones de los episodios de ro-tura de deuterones mediante la observacin de su cap-tura por otros tomos de deuterio, un proceso pocoeficiente que no produce mucha luz. En mayo de 2001

se aadieron dos toneladas de cloruro de sodio muypurificado al agua pesada. Los ncleos de cloro cap-turan los neutrones con una eficiencia mucho mayorque los de deuterio; se producen sucesos que generanuna luz ms intensa y a los que cuesta menos distin-guir del fondo. As, el SNO har una medicin sepa-rada y ms precisa del ritmo de ruptura de deuteronespara confirmar los primeros resultados. La direccindel SNO tambin ha construido un conjunto de detec-tores ultralimpios, los contadores proporcionales, quese distribuirn por el agua pesada en julio de 2003;detectarn los neutrones directamente. Construir estosdetectores ha presentado dificultades tcnicas de pri-

mer orden; deben tener un nivel de ruido radiactivointrnseco bajsimo (alrededor de una cuenta por me-tro de detector y ao). Comprobarn los anteriores re-sultados del SNO mediante un experimento distinto.

El SNO tiene unas posibilidades nicas, pero noest slo en el terreno de juego. En diciembre de 2002se dieron a conocer los primeros resultados de unnuevo experimento japons-norteamericano, el experi-mento KamLAND. El detector se encuentra en el mismolugar que el Super-Kamiokande, pero estudia los an-tineutrinos electrnicos producidos por los reactoresnucleares de la regin (los reactores japoneses y co-reanos). As como las oscilaciones neutrnicas ampli-ficadas por la materia explican el cambio de sabor ob-servado por el SNO, la teora predice que estosantineutrinos debern cambiar tambin de sabor endistancias de decenas o centenares de kilmetros. Enefecto, el KamLAND ha captado una merma de losantineutrinos electrnicos; de ello se infiere que osci-lan durante su camino desde los reactores nucleareshasta el detector. Los resultados del KamLAND im-plican diferencias de masas de neutrinos y parmetros

de mezcla parecidos a los observados por el SNO.Los futuros experimentos con neutrinos quizs es-

cruten uno de los mayores misterios del cosmos: porqu se compone de materia y no de antimateria?Andrei Sakharov seal que, para obtener de una granexplosin de pura energa el actual universo dominadopor la materia, se requera que las leyes de la fsicafuesen diferentes para las partculas y las antipartcu-las. La diferencia constituira una violacin de una si-metra de la naturaleza, la simetra CP (de carga-pari-dad). Precisas medidas de ciertas desintegraciones departculas han verificado que las leyes de la fsica vio-lan la simetra CP. El problema es que la violacin deCP observada hasta ahora no basta para explicar lacantidad de materia que nos rodea, de manera que al-gunos fenmenos que an no hemos observado debenesconder una mayor violacin de CP. Y un posible es-condite son las oscilaciones de neutrinos.

La observacin de oscilaciones neutrnicas con vio-lacin de CP constara de diversas etapas. En primerlugar habra que observar la aparicin de neutrinoselectrnicos en haces intensos de neutrinos municos.En segundo lugar, se deberan construir aceleradoresde ms alta intensidad, que produjeran haces de neu-trinos tan intensos y puros, que sus oscilaciones se cap-tasen en detectores de diversos continentes o de losantpodas. La investigacin de ciertos procesos ra-

diactivos raros, las desintegraciones beta dobles sinemisin de neutrinos, proporcionarn informacin adi-cional acerca de las masas de los neutrinos y de laviolacin de CP.


THE ORIGIN OF NEUTRINO MASS . Hitoshi Murayama enPhysics World, vol. 15, n.o 5, pginas 35-39; mayo 2002.

THE ASYMMETRY BETWEEN MATTER AND ANTIMATTER. He-len R. Quinn en Physics Today, vol. 56, n.o 2, pginas30-35; febrero 2003.

Bibliografa complementaria

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Los Neutrinos Solares