El Problema de los Neutrinos Solares
Carolina Berenice Rodr´ıguez Garza 1 de octubre de 2010
Resumen
Las reacciones de fusi´on nuclear en el Sol produ- cen un gran flujo de neutrinos. Hasta ahora se cono- cen tres tipos: los neutrinos electr´onicos, los neutrinos mu´onicos y los neutrinos tau´onicos. El Modelo Solar Est´andar (MSE) supone que el Sol produce s´olo neu- trinos electr´onicos. El flujo de neutrinos es medido mediante detectores subterr´aneos, los cuales han ob- servado que el n´umero de neutrinos electr´onicos que llegaban a la Tierra eran aproximadamente entre un tercio o la mitad de los neutrinos predichos por el MSE. Esta discrepancia en conocida como El proble- ma de los neutrinos solaresy va camino a resolverse mediante un nuevo entendimiento de la f´ısica de neu- trinos: la oscilaci´on de los neutrinos.
1. Introducci´ on
El MSE ayuda a caracterizar el Sol, describe por ejemplo: su luminosidad, su masa, tama˜no, edad. En- tre otras cosas, este modelo tambi´en determina la abundancia de helio en el Sol y se ha demostrado que se ajusta en buena medida a los datos tomados en las observaciones. Es por esto que la mayor´ıa de los astr´onomos creen que las predicciones del MSE para el flujo de neutrinos solares esperados en la Tierra es correcto. Sin embargo, las observaciones no coin- ciden con el flujo calculado por el MSE. La causa del d´eficit de neutrinos a´un no esta totalmente resuelta y da cabida a preguntas como: ¿esta en un error la f´ısica de part´ıculas?, ¿algo est´a mal en el Modelo So- lar Est´andar?, ¿est´an mal los experimentos?. Esto es lo que se conoce como el problema de los neutrinos solares. La respuesta a estas preguntas se dar´an a lo
largo de las siguientes secciones.
2. Neutrinos Solares
Los neutrinos (ν) son part´ıculas elementales de tipo fermi´onico que pertenecen al grupo de los leptones.
Esta part´ıcula fue propuesta en 1930 por Wolfgang Pauli como soluci´on para la conservaci´on de energ´ıa en los decaimientos beta de los n´ucleos at´omicos. ´El concluy´o que esta part´ıcula deb´ıa carecer de masa y carga por lo que la posibilidad de que interact´ue con la materia es muy peque˜na y con los medios de la ´epo- ca no pod´ıa ser detectada. Enrico Fermi fue quien le asign´o el nombre de neutrino. En 1956 Clyde Cow- man y Frederick Reines demostraron la existencia del neutrino experimentalmente [4].
Existen tres tipos de neutrinos asociados a cada una de las familias lept´onicas: neutrino electr´onico (νe), neutrino mu´onico (νµ) y neutrino tau´onico (ντ), m´as sus respectivas antipart´ıculas llamadas antineutrinos.
Cuadro 1: Reacciones de la cadena prot´on-prot´on m´as importantes
Nombre Reacci´on
pp p + p →2He + e+ + νe
pep p + e− + p →2He + νe
hep 3He + p →4He + νe 7Be 7Be + e− →7Li + νe
8B 8B →8Be* + e+ + νe
Las reacciones nucleares en el centro del Sol libe- ran grandes cantidades de neutrinos. Las reacciones
3 DETECCI ´ON DE NEUTRINOS SOLARES
nucleares que emiten m´as neutrinos solares son las que involucran el quemado de hidr´ogeno (ver Cuadro 1).
2.1. Espectro de neutrinos solares
El espectro de energ´ıa de los neutrinos solares pro- puesto por el MSE se muestra en la Figura 1.
Figura 1: Espectro de enegr´ıa de los neutrinos solares [1].
De esta figura se puede notar que las reacciones pp y 8B producen neutrinos en todo el rango completo de energ´ıa, resultando un espectro continuo. Las re- acciones pep y 7Be tienen energ´ıas bien definidas y son conocidas como l´ıneas de neutrinos.
La tasa de reacci´on de un neutrino con la mate- ria es tan peque˜na que ha sido introducida una nue- va unidad para especificar el flujo de neutrinos. Esta unidad de flujo de neutrinos solares, SNU (Solar Neu- trino Unit) es igual a la interacci´on de un neutrino por segundo por cada 1036 ´atomos. 1 SNU = 10−36 neutrinos absorbidos por ´atomo por segundo.
3. Detecci´ on de neutrinos sola- res
Para la detecci´on de los neutrinos solares, se idea- ron varios experimentos de los cuales se dar´a una bre- ve descripci´on a continuaci´on.
3.1. Detector basado en Cloro-37
En 1967 Raymond Davis desarroll´o el primer de- tector de neutrinos. Se di´o cuenta de que el37Cl era capaz de absorber un neutrino para convertirse en
37Ar como se muestra en la ecuaci´on siguiente:
νe+37Cl → e−+37Ar. (1) Esta reacci´on tiene una energ´ıa umbral de 0.814 MeV, lo que permite la detecci´on de la mayor parte de las fuentes de neutrinos (ver Figura ??) excep- to la reacci´on fundamental y de mayor ocurrencia la pp. Este detector fue constru´ıdo a 1.5 km deba- jo de la tierra para protegerlo de la interacci´on de los rayos c´osmicos. Consist´ıa de un tanque de 615 to- neladas que conten´ıa alrededor de 380,000 litros de C2Cl4 (percloroetileno, un l´ıquido de limpieza usado en tintorer´ıas). Estaba ubicado en la Mina de Oro de Homestake al Sur de Dakota, EUA. Este experimento di´o como resultado una tasa de captura de neutrinos igual a 2.55±0.16 SNU; mientras que las predicciones del MSE para el37Cl era de 9.5 ± 1.2 SNU.
Por lo tanto, el experimento con 37Cl detectaba cerca de un tercio del n´umero esperado de neutrinos.
Con exactitud detectaba 0.27 ± 0.022 veces el valor predicho.
3.2. Detector basado en Agua
En 1987 surgi´o un nuevo experimento, Kamiokan- de, localizado en la mina de Kamioka en Jap´on. Este detector consist´ıa de un tanque de 3,000 toneladas de agua pura. Se basaba en la colisi´on de neutrinos con electrones representado por la reacci´on
νe+ e → νe′ + e′, (2)
la cual tiene una energ´ıa umbral de 7.5 MeV (ver Figura 1) y es sensitiva s´olo a los neutrinos produci- dos por 8B. En esta reacci´on νe y e representan las part´ıculas incidentes y ν′e y e′ son los neutrinos y electrones dispersados.
El neutrino al impactarse contra un electr´on le transmite parte de su momento confiriendole una ve- locidad en ocasiones superior a la de la luz. Esto pro- duce un cono de luz caracter´ıstico, conocido como la radiaci´on de Cherenkov. Varios detectores de luz que recubren el tanque miden el eje de este cono y con eso se obtiene la direcci´on en la que llego el neutrino. La se˜nal observada indica que el electr´on est´a dispersa- do preferentemente a lo largo de una l´ınea imaginaria que une al Sol con la Tierra, confirmando que los neu- trinos son producidos por reacciones nucleares en el centro del Sol. Adem´as, como lo que se observa es una transmisi´on de momento lineal podemos inferir aproximadamente la masa de los neutrinos.
El n´umero de electrones dispersados detectados por Kamiokande indica que el flujo de neutrinos (de al- ta energ´ıa) es aproximadamente la mitad del flujo de neutrinos esperados por el MSE, exactamente se re- cibieron 0.42 ± 0.06 veces el valor predicho.
3.3. Detector basado en Galio-71
Por otra parte, los neutrinos de baja energ´ıa fue- ron detectados por dos experimentos basados en la reacci´on
νe+71Ga → e−+71Ge, (3) donde un neutrino choca con el 71Ga para producir
71Ge (germanio radioactivo). Esta reacci´on tiene una energ´ıa umbral de 0.233 MeV (ver Figura 1).
En 1990 se realiz´o el experimento SAGE (Soviet- American Gallium Experiment) ubicado en un tunel a 2 km por debajo del Monte Andyrchi al norte del C´aucaso. El detector consist´ıa de 60 toneladas de ga- lio, obteniendo con esto una tasa de captura de neu- trinos de 72 ± 10 SNU. Mientras que las predicciones te´oricas del MSE para el 71Ga es de 136.8 ± 8 SNU.
Es decir, el experimento de SAGE midi´o 0.53 ± 0.095 veces el valor predicho por el MSE.
Un segundo experimento basado en 71Ga fue el GALLEX (GALLium EXperiment) el cual empez´o a operar en 1991, localizado en el laboratorio sub- terr´aneo de Gran Sasso a 1.4 km por debajo de los montes Apeninos, Italia. En este experimento el de- tector consist´ıa de 30 toneladas de galio. Como re- sultado GALLEX obtuv´o que la tasa de captura de neutrinos era de 69.7±6.7 SNU que comparada con el valor te´orico de 136.8 ± 8 SNU se tiene entonces que GALLEX midi´o 0.51 ± 0.058 veces el valor predicho por el MSE.
4. Comparaci´ on de Resultados
La Figura 2 muestra una comparaci´on entre el flu- jo de neutrinos recibidos por los experimentos antes mencionados y el flujo predicho por el MSE. De esta tabla se puede notar que de los experimentos basados en Cloro-37 y Agua los flujos esperados y medidos no concuerdan; para ambos se reciben aproximadamen- te un tercio de los neutrinos predichos por el MSE.
Mientras que para los dos experimentos basados en Galio-71 el flujo de neutrinos medido es de aproxima- damente la mitad del n´umero calculado te´oricamente.
Figura 2: Resultados de los experimentos realizados para la detecci´on de neutrinos solares [1]
Este desacuerdo en el flujo de neutrinos observados con los predichos por el MSE es el conocido problema de los neutrinos solares.
5. Conclusiones
Varias soluciones han sido propuestas para resolver el problema de los neutrinos solares, como se expli- car´a a continuaci´on:
1. Soluci´on Astrof´ısica: este m´etodo requiere una modificaci´on al MSE. Para producir menos neu-
6 TRABAJOS FUTUROS
trinos en el centro del Sol se requerir´ıa bajar la tem- peratura para de esa manera bajar la tasa de reac- ciones nucleares. Mediante observaciones realizadas a las oscilaciones en la superficie del Sol, la helio- sismolog´ıa ha encontrado experimentalmente y con exactitud que la velocidad a la que se producen estas oscilaciones es a la velocidad del sonido y esta velo- cidad var´ıa aproximadamente como T1/2. Es decir, se ajustan perfectamente tanto los datos esperados como los observados. Por lo tanto, cualquier variaci´on a la temperatura por m´ınima que esta sea producir´ıa discrepancias en la determinaci´on heliosismol´ogica de la velocidad del sonido.
2. Soluci´on F´ısica:esta soluci´on propone que los neutrinos electr´onicos generados en el centro del Sol cambian a otro de los dos tipos (mu´onicos o tau´oni- cos) al propagarse a trav´es del denso material del Sol.
A esta oscilaci´on de los neutrinos se le conoce como el efecto MSW (Mikheyev-Smirnov-Wolfeinstein). Para que los neutrinos pueden oscilar entre sus diferentes sabores deben ser part´ıculas con masa (muy peque˜na) lo que representa un cambio a lo que se pensaba an- teriormente; se supon´ıa que eran part´ıculas sin masa.
Hasta ahora la soluci´on m´as aceptada es la oscila- ci´on de neutrinos.
6. Trabajos Futuros
Nuevos experimentos se siguen realizando o cons- truyendo con la intenci´on de terminar de explicar la oscilaci´on de los neutrinos. Entre ellos tenemos al Super-Kamiokande, sucesor de Kamiokande, est´a lo- calizado en una mina en Jap´on a 1000 km bajo tierra y consta de un tanque de 50,000 toneladas de agua y utiliza el mismo m´etodo que Kamiokande para la detecci´on de la radiaci´on Cherenkov.
Otro ejemplo es el SNO (Sudbury Neutrino Obser- vatory); est´a constru´ıdo a 2 km bajo tierra en una mi- na de n´ıquel cerca de Sudbury, Ontario. El detector es un enorme tanque con 1000 toneladas de agua pesada (una forma de H2O que contiene deuterio, hidr´ogeno pesado2H). La diferencia de este detector que tam- bi´en esta hecho a base de agua es que es sensitivo a los tres tipos de neutrinos ya que ahora los neu- trinos chocan con el neutr´on del n´ucleo del deuterio
produciendo una se˜nal diferente.
Muchos m´as experimentos ambiciosos est´an en marcha como BOXERINO y MINOS (Main Injector Neutrino Oscillation Search) este ´ultimo utiliza dos detectores, uno localizado en el fermilab (cerca de Chicago) como fuente de neutrinos y otro como re- ceptor de los neutrinos ubicado en una mina al norte de Minnesota, EUA. Todos con el objetivo de obser- var la oscilaci´on de los neutrinos y sus efectos.
La Figura 3 muestra una imagen solar de neutrinos recoonstru´ıda a base de las observaciones realizadas por el detector Super-Kamiokande.
Figura 3: Primera imagen solar tomada en “luz” de neutrinos.
El color blanco corresponde a el mayor flujo de neutrinos registrado y los colores desde amarillo hasta azul representan un decrecimiento en la intensidad de neutrinos observados. Los neutrinos representan una gran importancia de la astrof´ısica como una nueva t´ecnica observacional.
REFERENCIAS
Referencias
[1] Kenneth R. Lang. 1999, Astrophysical Formu- lae Vol. I Radiation, Gas Processes and High Energy Astrophysics, Springer-Verlag Berlin Hei- delberg, 387-400
[2] http://www.sns.ias.edu/ jnb
[3] http://www.inaoep.mx/ rincon/sneutrinos.html [4] http://es.wikipedia.org/wiki/Neutrino
[5] http://math.ucr.edu/home/baez/physics/ParticleAndNuclear/solar neutrino.html [6] http://en.wikipedia.org/wiki/Solar neutrino problem/
