Historia breve del descubrimiento de las oscilaciones de neutrinos

El siguiente artículo lo hice para mi blog Universo a la vista allá por el lejano 5 de marzo de 2010. Hoy se entregó el premio Nobel por este descubrimiento. Acá va la repetición de la nota, que creo puede ser interesante por el panorama que presenta sobre el tema.


Maqueta del Observatorio de neutrinos Super-Kamiokande. Ubicado en Japón, fue diseñado para estudiar los neutrinos solares y atmosféricos, y para detectar el decaimiento de protones y neutrinos provenientes de supernovas en cualquier parte de nuestra galaxia. En 1998 la colaboración Super-Kamiokande reveló fuertes evidencias que confirmaban la existencia de lfenómeno conocido como "oscilaciones de neutrinos".

La existencia del neutrino fue postulada en 1930 por el físico austríaco Wolfgang Pauli (1900-1958) para explicar por qué los electrones en la desintegración beta no eran emitidos por el núcleo del átomo con toda la energía de la reacción en la transición nuclear. La partícula, perteneciente al grupo de los leptones, inicialmente parecía no tener ni carga ni masa.


La aparente violación de la conservación de la energía y el impulso se pudo evitar postulando otra partícula. El físico italiano Enrico Fermi (1901-1954) la llamó neutrino y desarrolló una teoría de la desintegración beta basada en él.
Específicamente, en la desintegración beta menos imterviene el neutrino electrón (o neutrino electrónico) y en la desintegración beta mas su correspondiente antipartícula.

Diagrama de Feynman de una desintegración β- (beta menos), proceso mediante el cual un neutrón puede convertirse (decae) en protón vía interacción débil. Siendo una de las cuatro fuerzas fundamentales, la interacción débil implica el intercambio de los bosones vectoriales intermedios, W y Z. Ellos fueron predichos por Weinberg, Salam, y Glashow en 1979 y medidos en el CERN en 1982. la interacción débil es una fuerza de alcance exclusivamente nuclear, lo mismo que la interacción fuerte (responsable de mantener unidos a los nucleones: los protones y neutrones). Como la masa de las partículas es del orden de 80 GeV, el principio de incertidumbre determina un rango de unos 10^-18 metros, que es de aproximadamente 0,1% del diámetro de un protón. En la figura, uno de los tres quarks del neutrón de la izquierda, un quark d (down) en azul, emite una partícula W- (bosón) pasando a ser un quark u (up); la partícula emitida (W-) se desintegra en un antineutrino y un electrón.

Diagrama de Feynman de una desintegración β+, en este proceso un protón se convierte en neutrón. En la figura uno de los tres quarks del protón de la izquierda, quark u en azul, emite una partícula W+ pasando a ser un quark d; la partícula emitida (W+) se desintegra en un neutrino y un positrón.

La primera observación experimental de la interacción del neutrino con la materia fue realizada por Frederick Reines, Clyde Cowan, Jr., y colaboradores en 1956 en la planta de Savannah River en Carolina del Sur. Su fuente de neutrinos era un reactor nuclear.

La primera observación de neutrinos en el mundo en una cámara de burbujas de hidrógeno fue realizada el 13 de noviembre de 1970, y puede verse en esta fotografía histórica de la cámara de burbujas de 3,6 metros del Sincrotrón de gradiente Zero. El neutrino invisible golpea un protón en el que se originan tres pistas de partículas(derecha). El neutrino se transforma en un muón, al centro de la pista larga. La vía corta es el protón. La tercera vía es un mesón pi creado por la colisión.

Podemos observar en la tabla del Modelo Estandar la ubicación de los tres tipos de neutrinos y los parámetros físicos que los definen.

Esta partícula, sin carga, y casi sin masa, puede penetrar grandes espesores de material sin interacción alguna. Por ejemplo, el camino libre medio de un neutrino en el agua es del orden de 10 veces la distancia entre la Tierra y el sol. En el modelo estándar del Big Bang, los neutrinos que quedan de la creación del universo son las partículas más abundantes actualmente. Esta densidad de neutrinos remanente se sitúa en 100 por centímetro cúbico a una temperatura efectiva de 2 K. La temperatura del fondo de neutrinos es menor que para el fondo de microondas (2.7 K) porque el momento de la transparencia que liberó los neutrinos fue anterior. El sol emite un gran número de neutrinos que pueden pasar a través de la tierra con poca o ninguna interacción. Con respecto a esto se presentó un problema que permanecíó sin resolverse desde mediados de la década de 1960 hasta comienzos de esta década: la enorme diferencia que se registraba entre el número de neutrinos que llegaban a la Tierra procedentes del sol y el número que predecían los modelos teóricos de su interior (basados en el ciclo protón protón). Básicamente, debido a que los neutrinos tienen masa, pueden cambiar del tipo de neutrino que se produce en el interior del Sol, el neutrino electrónico, en dos tipos de neutrinos, el muónico y el tauónico, que no fueron detectados.

Un hito en la historia del neutrino fue 1998. En junio de ese año, en la conferencia Neutrino ’98, en Takayama, Japón la colaboración Super-Kamiokande reveló, ante 400 físicos importantes resultados, ya anticipados, sobre las interacciones de neutrinos. Esa presentación inolvidable fue hecha por Takaaki Kajita, de la Universidad de Tokio, que incluyó en su exposición la siguiente diapositiva.

En esa reunión se presentó una fuerte evidencia de que los neutrinos se comportan de manera diferente a la predicha por el Modelo Estándar de partículas: los tres tipos conocidos de neutrinos parecen transformarse uno en el otro, un fenómeno conocido como oscilación que llevó, entre otras cosas, a explicar la discrepancia existente en el problema de los neutrinos solares.

El diagrama representa el ciclo protón protón de fusión termonuclear en el sol, a través del cual se produce la conversión del hidrógeno en helio. En rojo se indican los neutrinos electrónicos liberados en las distintas etapas.

El Detector del Super-K, ubicado a 1.000 metros de profundidad, había recopilado datos sobre los neutrinos producidos por un constante flujo de rayos cósmicos que llegan a la atmósfera de la Tierra. Los datos permitieron a los científicos distinguir entre dos tipos de neutrinos atmosféricos: los que producen un electrón cuando interactúan con la materia (neutrino electrón o electrónico), y los que producen un muón (neutrino muón o muónico). El gráfico en la diapositiva muestra la dirección de la que vinieron los neutrinos (representada por coseno de theta, en el eje x), el número de neutrinos observados (puntos marcados con cruces), y el número esperado de acuerdo con el modelo estándar (casillas sombreadas).

En el caso de los neutrinos muónicos, el número que llegaba directamente desde el cielo al detector estaba de acuerdo con la predicción teórica. Pero el número que venía indirectamente de atravesar la tierra era mucho menor de lo previsto. Estos neutrinos, que se originaron en la atmósfera, en el lado opuesto del planeta, recorrieron 13.000 kilómetros a través de la Tierra antes de llegar al detector. El largo viaje le dio a una fracción importante de ellos el tiempo suficiente para mudar su apariencia de neutrinos muónicos, por oscilación, en un tipo diferente de neutrino. Mientras que los experimentos anteriores habían señalado la posibilidad de oscilaciones de neutrinos, la desaparición de los neutrinos muónicos en el experimento del Super-K presentó pruebas sólidas de ese fenómeno.

---

Fuente utilizada para parte de los datos históricos:
Logbook: Neutrino Oscillation (Kurt Riesselmann, Symmetry Breaking).

Sobre las imágenes:
Salvo indicación en contrario las imágenes pertenecen a Wikipedia.
Diapositiva: Takaaki Kajita (extraída de Symmetry Breaking).
Maqueta Super Kamiokande: Colaboración Super Kamiokande.
Detección de Rayos Cósmicos pr e Super - K: Colaboración Super Kamiokande