Crédito de la imagen: Laboratorio Nacional de Argonne (Argonne National Laboratory).
Se muestra al neutrino invisible chocando con un protón originando tres huellas (derecha abajo). El neutrino se convierte en un mesón-mu, la huella larga al centro (extendiéndose arriba a la izquierda). La huella corta es el protón. La tercera huella (extendiéndose abajo a la izquierda) es un mesón pi creado por el choque.
Definición:
Partículas elementales sin masa, eléctricamente neutras; interacciona a través de la fuerza nuclear débil, pero no a la fuerza nuclear fuerte ni a las fuerzas electromagnéticas; por esta razón y porque es eléctricamente neutral, sus interacciones con la materia son escasas.
En el centro de una estrella, nacen de la conversión de hidrógeno en helio, produciendo una luminosidad de tipo fantasmal.
Los neutrinos no son fotones, no son un tipo de luz, tienen el mismo momento angular intrínseco o espín de los protones, los electrones y los neutrones; pertenecen a la familia de los Leptones.
La hipótesis de la constitución del núcleo por protones y neutrones no está en contradicción con el fenómeno de la radioactividad. Toda vez que hay razones por las cuales el electrón no puede existir dentro del núcleo, debe deducirse que en la radioactividad beta el electrón se crea en el acto de su emisión, la cual se considera como el resultado de la formación de un neutrón en un protón, con producción de un electrón y una nueva partícula denominada neutrino. El nombre proviene de Enrico Fermi, quién aprovechando la aparente inocuidad de esta partícula elemental, utilizó para él identificarla el diminutivo del neutrón, el italianismo “neutrino”.
Los neutrinos emitidos abundantemente por las estrellas, son partículas subatómicas mejor conocidas por sus características negativas, no tienen carga, no interactúan fácilmente con la materia, y ha sido tan difícil detectar su masa que la creencia dominante en el mundo científico fue que no poseían ninguna. Pero la pregunta obligada es: ¿dónde nacen?
Para responder a esta interrogante nos remontaremos al origen o nacimiento de las estrellas. Se considera que una estrella nace en el momento en que su temperatura central llega a 10 millones de grados, desencadenando reacciones nucleares que transforman el hidrógeno en helio. Las estrellas, nuestro Sol entre ellas, son gigantescas plantas termonucleares de fusión autorregulada por su propia gravedad; el combustible es el hidrógeno y su fusión en helio le permite a la estrella vivir mucho tiempo, el cual depende de la cantidad de combustibles (la masa) y la velocidad a la cual lo gasta (la luminosidad); hay buenas razones para afirmar que las estrellas se forman por contracción gravitacional de nubes interestelares, que contiene gas y polvo, y que por un estímulo externo pueden condensarse en estrellas.
La conversión del hidrógeno en helio en el centro de una estrella, no sólo explica su brillo con fotones de luz visible, también produce un resplandor de tipo misterioso y fantasmal, la estrella brilla débilmente con neutrinos que, como los fotones, no pesan nada y se desplazan a la velocidad de la luz. Pero es necesario dejar claramente establecido que los neutrinos no son fotones, no son un tipo de luz. Los neutrinos tienen el mismo momento angular intrínseco, o espín, que los protones, los electrones y los neutrones; en cambio, los fotones tienen el doble de espín. La materia es transparente para los neutrinos, que atraviesan casi sin esfuerzo tanto la Tierra como el Sol. Sólo una diminuta fracción de ellos queda detenida por la materia interpuesta. Si levantamos nuestros ojos hacia el Sol, durante un segundo pasan por ellos mil millones de neutrinos; no quedan detenidos en la retina, como les sucede a los fotones normales, sino que continúan y atraviesan la cabeza (esto es verdadero día o noche, ya que por la noche los neutrinos provenientes del sol viajan a través de la Tierra y nos traspasan desde abajo).
Se estima que el Sol produce unos 1038 neutrinos por segundo y si la tecnología cada vez más avanzada nos permite tener un conocimiento del interior del Sol tan completo como imaginamos, y además, entendemos la física nuclear que origina los neutrinos, deberíamos poder calcular con bastante precisión los neutrinos que debería recibir un área dada en una unidad de tiempo, por ejemplo, un segundo. La confirmación experimental del cálculo es mucho más difícil. Los neutrinos pasan directamente a través de la Tierra y es imposible atrapar un neutrino dado. Pero si el número es grande, una pequeña fracción entrará en interacción con la materia; y si las circunstancias son apropiadas, podrán detectarse. Los neutrinos pueden convertir en raras ocasiones, a los átomos de cloro en átomos de argón, átomos con el mismo número total de protones y neutrones. Para detectar el flujo solar predicho de neutrinos se necesita una inmensa cantidad de cloro. A este efecto unos físicos norteamericanos vertieron grandes cantidades de líquido detergente en la mina Homestake de Lea, (construyeron previamente un tanque de 100.000 galones, casi 4 millones de litros), en Dakota del Sur. Sé microfiltra luego el cloro para descubrir el argón de reciente producción. Cuanto más argón se detecta, más neutrinos se supone que han pasado. Estos experimentos indican que el Sol es más débil en neutrinos de lo que los cálculos predicen. Supone además un misterio todavía no resuelto; el bajo flujo de neutrinos solares no pone en peligro nuestro concepto de la nucleosíntesis estelar, pero puede significar algo importante.
En 1987 una supernova resplandeció en la Gran Nube de Magallanes y una oleada de neutrinos fue pronto detectada en las instalaciones para la desintegración del protón de Kamioka y el lago Erie, la observación confirmó una teoría (cuyo autor, en parte, fue Bethe, infatigable estudioso de las estrellas) según la cual las supernovas generan enormes cantidades de neutrinos, y dio nacimiento a la nueva ciencia de la astronomía de observación del neutrino.
Los físicos odian las teorías sin confirmar; durante los últimos años, extraños resultados experimentales han sugerido que los tres tipos conocidos de neutrinos (electrónico, muónico y tauónico) tienen masas pequeñísimas pero que en ningún caso pueden considerarse como despreciables.
Investigadores japoneses, para definir este asunto, crearon un detector constituido por una especie de tanque de 12 pisos de alto, colmado de agua, casi químicamente pura, situado a un kilómetro de profundidad, de bajo de los Alpes japoneses. Tras dos años de experimentos, el grupo anunció que los neutrinos si tienen masa, aunque todavía no es posible asegurar cuanta.
De los neutrinos provenientes de los rayos cósmicos de alta energía que han chocado con la atmósfera descomponiendo los átomos, miles de millones pasaron a través del detector en un segundo. Cada cierto tiempo, alguno interactuaba con un neutrón o protón del agua, creando un relámpago de luz. Tubos fotográficos instalados en el interior del tanque registraban cada suceso. Los científicos anotaron resultados más o menos previsibles, salvo en un tipo específico de neutrino, que no apareció en la cantidad prevista.
Estas partículas caprichosas probablemente mutaron desde una categoría que se pudo percibir, a otra indetectable. La física cuántica considera posible esta extraña oscilación, pero a condición que las partículas tengan masa. La cantidad que osciló es insignificante pero debería ser de una enorme importancia, dado que los neutrinos son ubicuos y si cada uno tuviera al menos una masa mínima, el total superaría a toda la materia que los astrónomos han logrado observar.
Se abriga la esperanza de que las nuevas investigaciones que se realizan en Japón y experimentos que se efectúan en otras partes del mundo, ayuden a los físicos a determinar el cuerpo de los neutrinos y quizás, resolver un gran enigma cósmico.
A fines de 1993, después de 20 años en la demora de un diseño, la Deep Underwater Muón and Neutrino Detector (Dumand) bajó lo que llamaron la primera “cuerda” de censores en un telescopio de neutrinos, al lecho del océano Pacífico, a 4.800 metros de profundidad y a 30 kilómetros al oeste de Hawai, todo lo anterior, los investigadores lo crearon con el propósito de buscar bajo el agua, neutrinos de energía ultra alta, pensando aclarar cuales son las misteriosas fuentes de energía de las galaxias.
Finalmente mencionaremos la radiación fósil de neutrinos: En el origen de los elementos ligeros, supongamos que la temperatura del universo haya alcanzado, en el pasado lejano, un valor superior a diez mil millones de grados (1010°K). Las partículas de gas cósmico tenían entonces velocidades de agitación térmica correspondientes a energías de más de un millón (106) de electronvoltios. Tales temperaturas tienen un efecto desastroso sobre los núcleos. La agitación térmica es tal que la fuerza nuclear no logra mantener su cohesión. Los núcleos se descomponen en protones y en neutrones. En ésa época, el mundo es una sopa homogénea de nucleones entre los cuales pululan electrones, neutrinos y otras partículas elementales, pero no hay núcleos atómicos..
A estas temperaturas los neutrinos juegan un papel de gran importancia en la sopa cósmica. Absorbidas y remitidas sin cesar por los nucleones, estas partículas transforman continuamente los protones en neutrones y viceversa. Estas reacciones gobernadas por la fuerza débil, mantienen en equilibrio una población de neutrones completamente comparable a la de los protones. La materia cósmica es entonces opaca a los neutrinos.
Con la disminución de la temperatura, la energía de los neutrinos, como la de otras partículas, disminuye progresivamente. Por debajo de los diez mil millones de grados, los neutrinos no son capaces de interactuar con los nucleones. No siendo ya absorbidos por estas partículas, circulan libremente en el universo. El fluido cósmico se vuelve transparente a los neutrinos.
Esta temperatura de diez mil millones de grados K, lleva el nombre de “temperatura de desacoplamiento débil” que corresponde al paso de la opacidad a la transparencia, libera en ese instante una radiación fósil de neutrinos, la cual se propaga libremente y llena el universo, tal como la radiación fósil de fotones. En otros términos, el Big Bang previó la existencia de una radiación fósil de neutrinos cósmicos.
En el momento de su emisión, estos neutrinos tenían una energía media de un millón de electronvoltios. Actualmente, enfriada por la expansión, sólo es una milésima de electronvoltio. Su población, siempre según la teoría, es de alrededor de 450 por centímetro cúbico, repartida más o menos igualitariamente entre las tres variedades: Neutrino electrónico, neutrino muónico y neutrino tauónico. Desgraciadamente, los neutrinos de una energía tan débil son extraordinariamente difíciles de detectar. Ninguna tecnología contemporánea está cualificada para efectuar esta observación..
Si el universo alcanzó realmente una temperatura de más de diez mil millones de grados K, una hipótesis que los éxitos de la nucleosíntesis primordial hacen muy creíble, esta radiación de neutrinos debe existir. Quince mil millones de años han transcurridos entre la emisión de la radiación fósil de fotones y nuestro presente. Cuanto más retrocedemos en el tiempo, tanto más se reducen los períodos. Las altas temperaturas aceleran el ritmo de los fenómenos físicos.
Finalizando esta breve introducción a un fascinante tema, podemos agregar que el 13 de Noviembre de 1970 se logró la primera observación de un neutrino mediante la fotografía obtenida en la cámara de burbuja de 12 pies del Sincrotrón de Gradiente Cero del Laboratorio Nacional de Argonne de la UChicago-Argonne. La imagen que inicia la presente entrada, muestra al neutrino invisible chocando con un protón originando tres huellas (derecha abajo). El neutrino se convierte en un mesón-mu, la huella larga al centro (extendiéndose arriba a la izquierda). La huella corta es el protón. La tercera huella (extendiéndose abajo a la izquierda) es un mesón pi creado por el choque.
Bibliografía:
La Aventura del Universo – de Tymothy Ferris – Profesor de Astronomía de la Universidad de California – Grijalbo Mondadori – Edición en español 1990.
Física Nuclear – de Irving Kaplan – Profesor de Ingeniería Nuclear en el Instituto Tecnológico de Massachussets – Edición en español – Aguilar 1961.
Miedo a la Física – de Lawrence M. Krauss – fue profesor investigador de Física teórica de la Universidad de Yale – edición en español Editorial Andrés Bello 1996.
Ultimas Noticias del Cosmos - de Hubert Reeves – profesor de Cosmología en la Universidad de París y en el Departamento de Física de la Universidad de Montreal – versión en español Editorial Andrés Bello 1996.
Autor: Sergio Campos A. 1999, Publicado originalmente en Boletín Achaya de abril 1999 - Revisado 2010
Se muestra al neutrino invisible chocando con un protón originando tres huellas (derecha abajo). El neutrino se convierte en un mesón-mu, la huella larga al centro (extendiéndose arriba a la izquierda). La huella corta es el protón. La tercera huella (extendiéndose abajo a la izquierda) es un mesón pi creado por el choque.
Definición:
Partículas elementales sin masa, eléctricamente neutras; interacciona a través de la fuerza nuclear débil, pero no a la fuerza nuclear fuerte ni a las fuerzas electromagnéticas; por esta razón y porque es eléctricamente neutral, sus interacciones con la materia son escasas.
En el centro de una estrella, nacen de la conversión de hidrógeno en helio, produciendo una luminosidad de tipo fantasmal.
Los neutrinos no son fotones, no son un tipo de luz, tienen el mismo momento angular intrínseco o espín de los protones, los electrones y los neutrones; pertenecen a la familia de los Leptones.
La hipótesis de la constitución del núcleo por protones y neutrones no está en contradicción con el fenómeno de la radioactividad. Toda vez que hay razones por las cuales el electrón no puede existir dentro del núcleo, debe deducirse que en la radioactividad beta el electrón se crea en el acto de su emisión, la cual se considera como el resultado de la formación de un neutrón en un protón, con producción de un electrón y una nueva partícula denominada neutrino. El nombre proviene de Enrico Fermi, quién aprovechando la aparente inocuidad de esta partícula elemental, utilizó para él identificarla el diminutivo del neutrón, el italianismo “neutrino”.
Los neutrinos emitidos abundantemente por las estrellas, son partículas subatómicas mejor conocidas por sus características negativas, no tienen carga, no interactúan fácilmente con la materia, y ha sido tan difícil detectar su masa que la creencia dominante en el mundo científico fue que no poseían ninguna. Pero la pregunta obligada es: ¿dónde nacen?
Para responder a esta interrogante nos remontaremos al origen o nacimiento de las estrellas. Se considera que una estrella nace en el momento en que su temperatura central llega a 10 millones de grados, desencadenando reacciones nucleares que transforman el hidrógeno en helio. Las estrellas, nuestro Sol entre ellas, son gigantescas plantas termonucleares de fusión autorregulada por su propia gravedad; el combustible es el hidrógeno y su fusión en helio le permite a la estrella vivir mucho tiempo, el cual depende de la cantidad de combustibles (la masa) y la velocidad a la cual lo gasta (la luminosidad); hay buenas razones para afirmar que las estrellas se forman por contracción gravitacional de nubes interestelares, que contiene gas y polvo, y que por un estímulo externo pueden condensarse en estrellas.
La conversión del hidrógeno en helio en el centro de una estrella, no sólo explica su brillo con fotones de luz visible, también produce un resplandor de tipo misterioso y fantasmal, la estrella brilla débilmente con neutrinos que, como los fotones, no pesan nada y se desplazan a la velocidad de la luz. Pero es necesario dejar claramente establecido que los neutrinos no son fotones, no son un tipo de luz. Los neutrinos tienen el mismo momento angular intrínseco, o espín, que los protones, los electrones y los neutrones; en cambio, los fotones tienen el doble de espín. La materia es transparente para los neutrinos, que atraviesan casi sin esfuerzo tanto la Tierra como el Sol. Sólo una diminuta fracción de ellos queda detenida por la materia interpuesta. Si levantamos nuestros ojos hacia el Sol, durante un segundo pasan por ellos mil millones de neutrinos; no quedan detenidos en la retina, como les sucede a los fotones normales, sino que continúan y atraviesan la cabeza (esto es verdadero día o noche, ya que por la noche los neutrinos provenientes del sol viajan a través de la Tierra y nos traspasan desde abajo).
Se estima que el Sol produce unos 1038 neutrinos por segundo y si la tecnología cada vez más avanzada nos permite tener un conocimiento del interior del Sol tan completo como imaginamos, y además, entendemos la física nuclear que origina los neutrinos, deberíamos poder calcular con bastante precisión los neutrinos que debería recibir un área dada en una unidad de tiempo, por ejemplo, un segundo. La confirmación experimental del cálculo es mucho más difícil. Los neutrinos pasan directamente a través de la Tierra y es imposible atrapar un neutrino dado. Pero si el número es grande, una pequeña fracción entrará en interacción con la materia; y si las circunstancias son apropiadas, podrán detectarse. Los neutrinos pueden convertir en raras ocasiones, a los átomos de cloro en átomos de argón, átomos con el mismo número total de protones y neutrones. Para detectar el flujo solar predicho de neutrinos se necesita una inmensa cantidad de cloro. A este efecto unos físicos norteamericanos vertieron grandes cantidades de líquido detergente en la mina Homestake de Lea, (construyeron previamente un tanque de 100.000 galones, casi 4 millones de litros), en Dakota del Sur. Sé microfiltra luego el cloro para descubrir el argón de reciente producción. Cuanto más argón se detecta, más neutrinos se supone que han pasado. Estos experimentos indican que el Sol es más débil en neutrinos de lo que los cálculos predicen. Supone además un misterio todavía no resuelto; el bajo flujo de neutrinos solares no pone en peligro nuestro concepto de la nucleosíntesis estelar, pero puede significar algo importante.
En 1987 una supernova resplandeció en la Gran Nube de Magallanes y una oleada de neutrinos fue pronto detectada en las instalaciones para la desintegración del protón de Kamioka y el lago Erie, la observación confirmó una teoría (cuyo autor, en parte, fue Bethe, infatigable estudioso de las estrellas) según la cual las supernovas generan enormes cantidades de neutrinos, y dio nacimiento a la nueva ciencia de la astronomía de observación del neutrino.
Los físicos odian las teorías sin confirmar; durante los últimos años, extraños resultados experimentales han sugerido que los tres tipos conocidos de neutrinos (electrónico, muónico y tauónico) tienen masas pequeñísimas pero que en ningún caso pueden considerarse como despreciables.
Investigadores japoneses, para definir este asunto, crearon un detector constituido por una especie de tanque de 12 pisos de alto, colmado de agua, casi químicamente pura, situado a un kilómetro de profundidad, de bajo de los Alpes japoneses. Tras dos años de experimentos, el grupo anunció que los neutrinos si tienen masa, aunque todavía no es posible asegurar cuanta.
De los neutrinos provenientes de los rayos cósmicos de alta energía que han chocado con la atmósfera descomponiendo los átomos, miles de millones pasaron a través del detector en un segundo. Cada cierto tiempo, alguno interactuaba con un neutrón o protón del agua, creando un relámpago de luz. Tubos fotográficos instalados en el interior del tanque registraban cada suceso. Los científicos anotaron resultados más o menos previsibles, salvo en un tipo específico de neutrino, que no apareció en la cantidad prevista.
Estas partículas caprichosas probablemente mutaron desde una categoría que se pudo percibir, a otra indetectable. La física cuántica considera posible esta extraña oscilación, pero a condición que las partículas tengan masa. La cantidad que osciló es insignificante pero debería ser de una enorme importancia, dado que los neutrinos son ubicuos y si cada uno tuviera al menos una masa mínima, el total superaría a toda la materia que los astrónomos han logrado observar.
Se abriga la esperanza de que las nuevas investigaciones que se realizan en Japón y experimentos que se efectúan en otras partes del mundo, ayuden a los físicos a determinar el cuerpo de los neutrinos y quizás, resolver un gran enigma cósmico.
A fines de 1993, después de 20 años en la demora de un diseño, la Deep Underwater Muón and Neutrino Detector (Dumand) bajó lo que llamaron la primera “cuerda” de censores en un telescopio de neutrinos, al lecho del océano Pacífico, a 4.800 metros de profundidad y a 30 kilómetros al oeste de Hawai, todo lo anterior, los investigadores lo crearon con el propósito de buscar bajo el agua, neutrinos de energía ultra alta, pensando aclarar cuales son las misteriosas fuentes de energía de las galaxias.
Finalmente mencionaremos la radiación fósil de neutrinos: En el origen de los elementos ligeros, supongamos que la temperatura del universo haya alcanzado, en el pasado lejano, un valor superior a diez mil millones de grados (1010°K). Las partículas de gas cósmico tenían entonces velocidades de agitación térmica correspondientes a energías de más de un millón (106) de electronvoltios. Tales temperaturas tienen un efecto desastroso sobre los núcleos. La agitación térmica es tal que la fuerza nuclear no logra mantener su cohesión. Los núcleos se descomponen en protones y en neutrones. En ésa época, el mundo es una sopa homogénea de nucleones entre los cuales pululan electrones, neutrinos y otras partículas elementales, pero no hay núcleos atómicos..
A estas temperaturas los neutrinos juegan un papel de gran importancia en la sopa cósmica. Absorbidas y remitidas sin cesar por los nucleones, estas partículas transforman continuamente los protones en neutrones y viceversa. Estas reacciones gobernadas por la fuerza débil, mantienen en equilibrio una población de neutrones completamente comparable a la de los protones. La materia cósmica es entonces opaca a los neutrinos.
Con la disminución de la temperatura, la energía de los neutrinos, como la de otras partículas, disminuye progresivamente. Por debajo de los diez mil millones de grados, los neutrinos no son capaces de interactuar con los nucleones. No siendo ya absorbidos por estas partículas, circulan libremente en el universo. El fluido cósmico se vuelve transparente a los neutrinos.
Esta temperatura de diez mil millones de grados K, lleva el nombre de “temperatura de desacoplamiento débil” que corresponde al paso de la opacidad a la transparencia, libera en ese instante una radiación fósil de neutrinos, la cual se propaga libremente y llena el universo, tal como la radiación fósil de fotones. En otros términos, el Big Bang previó la existencia de una radiación fósil de neutrinos cósmicos.
En el momento de su emisión, estos neutrinos tenían una energía media de un millón de electronvoltios. Actualmente, enfriada por la expansión, sólo es una milésima de electronvoltio. Su población, siempre según la teoría, es de alrededor de 450 por centímetro cúbico, repartida más o menos igualitariamente entre las tres variedades: Neutrino electrónico, neutrino muónico y neutrino tauónico. Desgraciadamente, los neutrinos de una energía tan débil son extraordinariamente difíciles de detectar. Ninguna tecnología contemporánea está cualificada para efectuar esta observación..
Si el universo alcanzó realmente una temperatura de más de diez mil millones de grados K, una hipótesis que los éxitos de la nucleosíntesis primordial hacen muy creíble, esta radiación de neutrinos debe existir. Quince mil millones de años han transcurridos entre la emisión de la radiación fósil de fotones y nuestro presente. Cuanto más retrocedemos en el tiempo, tanto más se reducen los períodos. Las altas temperaturas aceleran el ritmo de los fenómenos físicos.
Finalizando esta breve introducción a un fascinante tema, podemos agregar que el 13 de Noviembre de 1970 se logró la primera observación de un neutrino mediante la fotografía obtenida en la cámara de burbuja de 12 pies del Sincrotrón de Gradiente Cero del Laboratorio Nacional de Argonne de la UChicago-Argonne. La imagen que inicia la presente entrada, muestra al neutrino invisible chocando con un protón originando tres huellas (derecha abajo). El neutrino se convierte en un mesón-mu, la huella larga al centro (extendiéndose arriba a la izquierda). La huella corta es el protón. La tercera huella (extendiéndose abajo a la izquierda) es un mesón pi creado por el choque.
Bibliografía:
La Aventura del Universo – de Tymothy Ferris – Profesor de Astronomía de la Universidad de California – Grijalbo Mondadori – Edición en español 1990.
Física Nuclear – de Irving Kaplan – Profesor de Ingeniería Nuclear en el Instituto Tecnológico de Massachussets – Edición en español – Aguilar 1961.
Miedo a la Física – de Lawrence M. Krauss – fue profesor investigador de Física teórica de la Universidad de Yale – edición en español Editorial Andrés Bello 1996.
Ultimas Noticias del Cosmos - de Hubert Reeves – profesor de Cosmología en la Universidad de París y en el Departamento de Física de la Universidad de Montreal – versión en español Editorial Andrés Bello 1996.
Autor: Sergio Campos A. 1999, Publicado originalmente en Boletín Achaya de abril 1999 - Revisado 2010
http://elneutrino.blogspot.com/2010/09/xi-carnaval-de-la-fisica.html
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