Neutrino

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.

O neutrino é unha partícula subatómica de tipo fermiónico, de carga eléctrica neutra e spinspin 1/2. Os últimos estudos confirmaron que os neutrinos teñen masa aínda que o seu valor non se coñece con exactitude. En todo caso, sería moi pequeno, con valores aproximadamente duascentas mil veces máis pequenos que a masa do electrón. Ademais, a súa interacción coas demais partículas é mínima, polo que pasan a través da materia ordinaria sen apenas perturbala.

A masa do neutrino ten importantes consecuencias no modelo estándar da física de partículas xa que implicaría a posibilidade de transformacións entre os tres tipos de neutrinos existentes nun fenómeno coñecido coma oscilación de neutrinos.

De calquera xeito, os neutrinos non se ven afectados polas forzas electromagnética, gravitacional ou nuclear forte, pero sí pola forza feble.

Historia do neutrino[editar | editar a fonte]

Fermión Símbolo Masa
Familia do electrón
Neutrino electrónico \nu_e^{} < 2.5 eV
Antineutrino electrónico \bar{\nu}_e < 2.5 eV
Familia do muón
Neutrino muónico \nu_\mu^{} < 170 keV
Antineutrino muónico \bar{\nu}_\mu < 170 keV
Familia do tau
Neutrino tauónico \nu_\tau^{} < 18 MeV
Antineutrino tauónico \bar{\nu}_\tau < 18 MeV

O neutrino foi proposto por vez primeira en 1930 por Wolfgang Pauli para compensar a aparente perda de enerxía e momento lineal na desintegración β dos neutróns \mathrm{n} \rightarrow \mathrm{p} + \mathrm{e}^- + \bar{\nu}_e.

Pauli interpretou que tanto a masa coma a enerxía conservaríanse se unha partícula hipotética denominada neutrino participase na desintegración incorporando as cantidades perdidas. Desgraciadamente a partícula prevista era moi fuxidía, sen masa, nin carga, nin interacción forte, polo que cos medios da época non podía ser detectada. Isto era o resultado dunha sección eficaz reducidísima (\sigma_{\mu} \sim 10^{-44} cm^2 ). A idea ficou pois aparcada durante 25 anos.

Nota: De feito, a posibilidade de que un neutrino interactúe coa materia é moi pequena. Precisaríase un bloque de chumbo dunha lonxitude dun ano luz para deter a metade dos neutrinos que o atravesasen.
Primeira detección do neutrino.

En 1956, Clyde Cowman e Frederick Reines demostraron a súa existencia experimentalmente. Fixérono bombardeando auga pura cun feixe de 1018 neutrinos por segundo. Observaron a emisión de fotóns subseguinte e así quedou determinada a súa existencia. Véxase neutrino experiment.

En 1962, Leon Max Lederman, Melvin Schwartz e Jack Steinberger descubriron os dous restantes tipos de neutrinos.

En setembro de 2011, o experimento OPERA revelou uns cálculos nos que a velocidade dos neutrinos era superior á velocidade da luz segundo as súas investigacións, chegando a superala nun 0,002%.[1][2]

Clases de neutrinos[editar | editar a fonte]

Existen tres tipos de neutrinos asociados a cada unha das familias leptónicas: neutrino electrónico ( ne ), neutrino muónico ( nm ) e neutrino tauónico ( nt ) máis as súas respectivas antipartículas. A descuberta da masa do neutrino permitiu teorizar que este podería mutar a calquera das outras familias. Este fenómeno coñécese coma oscilación de neutrinos e algúns experimentos recentes parecen confirmalo. A citada oscilación consiste en que os neutrinos varían entre as súas distintas clases (tamén chamadas sabores) aleatoriamente. A probabilidade de troco parece ser máis alta nun medio material que no baleiro, polo que a maioría transmutan no Sol. De calquera xeito, se transcorre tempo abondo as cantidades destes tenden a repartirse por igual, polo que ao final temos unha mestura de 1/3 de cada tipo. De feito, coa recente detección dos neutrinos solares observouse que nos están a chegar 1/3 dos previstos. A escasa detección de neutrinos solares foi o que motivou a suxerir a oscilación.

Implicacións astrofísicas da masa do neutrino[editar | editar a fonte]

No modelo estándar considerábase o neutrino coma unha partícula sen masa. De feito, en moitos sentidos pode considerarse de masa nula pois esta é, polo menos dez mil veces menor que a do electrón. Isto implica que os neutrinos viaxan a velocidades moi pretas á da luz. Porén, en termos cosmolóxicos ó neutrino considéraselle materia quente, ou materia relativista. En contraposición, a materia fría sería a materia non relativista.

En 1998, durante a conferencia 0-mass neutrino, presentáronse os primeiros traballos que mostraban que estas partículas teñen unha masa ínfima. Ata entón considerábase que a hipotética masa dos neutrinos podía ter unha contribución importante dentro da materia escura do Universo. Porén, resultou que a masa do neutrino era demasiado pequena para ser tida en conta na inxente cantidade de materia escura que se calcula debe haber no universo. Por outra banda, os modelos de evolución cosmolóxica non cadraban coas observacións se se introducía materia escura quente. Nese caso as estruturas formábanse de maior a menor escala. Namentres que as observacións semellaban indicar que primeiro se formaron as agrupacións de gas, logo estrelas, logo protogalaxias, logo cúmulos, cúmulos de cúmulos, etc. As observacións, pois, cadraban cun modelo de materia escura fría. Por esta dúas razóns, a idea de que o neutrino contribúe de forma destacada á masa total do universo foi descartada.

Fontes de neutrinos[editar | editar a fonte]

O Sol[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Neutrinos solares.
Xeración de neutrinos solares nas cadeas protón-protón.

O Sol é a máis importante fonte de neutrinos a través dos procesos de desintegración Beta das reaccións que acontecen no seu núcleo. Coma os neutrinos non interaccionan facilmente coa materia fuxen libremente do núcleo solar atravesando tamén a Terra. Ademais das reaccións nucleares hai outros procesos xeradores de neutrinos. A estes chámaselle neutrinos térmicos que, a diferenza dos neutrinos nucleares, absorben parte da enerxía emitida por ditas reaccións para convertela en neutrinos, polo que unha parte da enerxía fabricada polas estrelas pérdese e non contribúe á presión. Porén, dise que os neutrinos son sumidoiros de enerxía. A súa aportación á enerxía emitida nas primeiras etapas (secuencia principal, combustión do helio) non é significativa, pero nos colapsos finais das estrelas máis masivas cando o seu núcleo se atopa a elevadísimas densidades prodúcense moitos deles nun medio que xa non é transparente a eles polo que os seus efectos téñense que ter en conta.

Segundo os modelos solares, deberíanse recibir o triplo de neutrinos dos que se detectan. Isto coñécese como problema dos neutrinos solares. Durante un tempo tentouse xustificar este déficit revisando os modelos solares. O Sol queima o hidróxeno principalmente mediante dúas cadeas de reaccións: A PPI e a PPII. A primeira emite un neutrino e a segunda dous. As hipóteses que se barallaron foron que, quizais, a PPII tivera unha ocorrencia menor á calculada causada por unha falta de helio no núcleo por algún tipo de mecanismo (freado da rotación por viscosidade) que misturase parte do helio producido co manto o que reduciría a cadencia da PPII. Arestora o problema ten visos de amañarse ó plantexarse a teoría da oscilación dos neutrinos.

Fontes humanas[editar | editar a fonte]

As principais fontes de neutrinos artificiais son as centrais nucleares, que poden chegar a xerar uns 5^20 anti-neutrinos por segundo e, en menor medida, os aceleradores de partículas.

Fenómenos astrofísicos[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Supernova.

Nas supernovas tipo II son os neutrinos os que provocan a expulsión de boa parte da masa da estrela ao medio interestelar. A emisión de enerxía en forma de neutrinos é enorme e só unha pequena parte se transforma en luz e mais en enerxía cinética. Cando foi a SN 1987A os detectores captaron o feble fluxo de neutrinos procedentes da afastada explosión.

Radiación cósmica de fondo[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Radiación cósmica de fondo.

A Terra e a atmosfera[editar | editar a fonte]

Véxase tamén: Radioactividade natural.

As reaccións de desintegración beta dos isótopos radioactivos terrestres proporcionan unha pequena fonte de neutrinos.

Detectores de neutrinos[editar | editar a fonte]

Ao coñecerse con exactitude as reaccións nucleares que acontecen no Sol calculouse que un apreciable fluxo de neutrinos solares tiña que atravesar a Terra a cada intre. Este fluxo é enorme pero os neutrinos apenas interactúan coa materia ordinaria. Incluso as condicións do interior do Sol son transparentes a estes. De feito, cada segundo atravésannos miles de millóns destas partículas sen que nos deamos de conta. Así pois, facíase moi difícil atopar algún sistema que puidese detectalos.

Detectores baseados en procesos radioactivos[editar | editar a fonte]

Pero no ano 1967 Raymond Davis conseguiu dar cun sistema de detección. Fixouse que o cloro-37 era quen de absorber un neutrino para converterse en argon-37 tal e como mostra a ecuación seguinte:

{}^{37}\mathrm{Cl}+\nu_e \rightarrow {}^{37}\mathrm{Ar}+\mathrm{e}^-

Por que o cloro-37? Por suposto, esta non era a única reacción entre os neutrinos e a materia ordinaria. O que tiña de especial é que cumpría certos requirimentos para poderse usar nun futuro detector.

a) A sección eficaz da interacción cloro-37 cun neutrino é grande abondo, o que implica unha maior probabilidade de que tal reacción se produza.
b) O argon-37 é radioactivo, polo que é posible detectar a súa presenza polas súas emisións.
c) O cloro-37, aínda que non é o isótopo do cloro máis abundante, é moi sinxelo de obter.

A miúdo o cloro-37 aparece misturado con outros isótopos. Particularmente co cloro-35, o máis abundante. Ademais, podemos obtelo misturado con outros átomos ou moléculas, sempre coñecendo a súa proporción. Para evitar medicións falsas debidas ó argon-37 xa presente na mestura o primeiro paso foi efectuar un limpado do produto. Unha vez feito, debíase deixar repousar a mestura de cloro-37 durante uns meses ata que chegaba a unha situación estacionaria. Isto ocorre cando a cantidade de argon que se desintegra iguálase á cantidade que se forma. O momento de equilibrio virá determinado polo período de semidesintegración.

Para protexer ó detector do ruído de fondo producido pola radiación cósmica enterrouse o tanque1 da mestura clorada nunha mina de ouro de Dakota do Sur a moita profundidade. Aínda que, ao principio, as primeiras observacións só deron cotas superiores, compatibles aínda con cero2. Os resultados eran mellores ao agardado e confundíanse co ruído. Tras repetidos aumentos na sensibilidade dos instrumentos e na pureza da mestura de cloro-37 conseguise, ao fin, calcular que nos estaba a chegar aproximadamente un terzo do fluxo esperado3. Estes resultados non foron tomados moi en serio nun principio, polo que se proseguiu experimentando con mesturas mellores pero tamén máis caras baseadas no galio ou no boro.

1O tanque contiña 380.000 litros de percloretileno, un líquido empregado a miúdo en tinturerías.
2A sensibilidade inicial do detector estaba prevista para detectar o fluxo agardado de neutrinos solares, mais ó estar por debaixo da precisión do sistema nun principio só se obtivo unha cota superior.
3Agardábase unha media dun neutrino e medio capturado cada día. Mais o resultado foi só de medio neutrino ó día.

Detectores baseados no efecto Cherenkov[editar | editar a fonte]

As dúbidas sobre os métodos empregados por Davis incentivaron a procura de alternativas para a detección de tan fuxidías partículas. Así xurdiu unha nova liña de detectores que se baseaban na colisión de neutrinos con electróns contidos nun medio acuoso.

\nu_e +e^- \rightarrow e^- + \nu_e

Estes detectores baséanse no feito de que o neutrino ao impactar contra un electrón lle transmite parte do seu momento, dándolle unha velocidade en ocasións superior á da luz nese mesmo medio acuoso. É nese intre cando se produce unha emisión de luz característica, coñecida coma radiación Cherenkov, que é captada polos fotomultiplicadores que recobren as paredes do recipiente. Como o que se observa é unha transmisión de momento lineal podemos inferir aproximadamente a masa destes e a dirección da que proceden mentres que co anterior sistema de detección só podiamos calcular o fluxo de neutrinos.

Dicir tamén que en vez de auga convencional se emprega auga pesada porque ten máis probabilidades de capturar neutrinos. Este é o caso do máis famoso detector de neutrinos: O Super-Kamiokande, que recebe o seu nome da mina de Kamioka. O primeiro que se fixo con este enorme recipiente, de 40 metros de diámetro por 40 de altura dotado de 13.000 tubos fotomultiplicadores, foi detectar os neutrinos procedentes da supernova 1987A. Despois mediuse o fluxo dos neutrinos solares corroborando os resultados do detector de Davis. O seu maior éxito foi a recente medición da masa do neutrino. Co experimento da supernova o laboratorio fíxose máis famoso ao poder comprobar que a masa do neutrino non era nula, chegando a acoutar o seu valor a partir da medición do atraso co que chegaron os neutrinos procedentes do estoupido. Se estes carecesen de masa terían chegado xunto cos fotóns (a luz da supernova).

Notas[editar | editar a fonte]

Partículas fundamentais en Física (lista, táboa)
Fermións Bosóns de Gauge
Quarks Leptóns Bosóns W e Z Fotón Gluón
Arriba Encantado Cume Electrón Muón Tau (tauón) Bosóns hipotéticos
Abaixo Extraño Fondo e-neutrino μ-neutrino τ-neutrino Gravitón    Bosón de Higgs
Outras clases, partículas compostas e outras
barión - gravitino - hadrón - kaón - mesón - neutrón - pión - positrón - protón
Termos relacionados
antimateria - partícula subatómica