Neutrí, la clau de l'univers
(Nota: Per a veure bé el text anar al pdf).
Leucip de Milet i el seu deixeble van ser els filòsofs grecs Demòcrit. IV. Des que en el segle XX es va presentar el concepte d'àtom han passat molts anys. Fins que a principis del segle XX es determini l'estructura interna de l'àtom. Molts investigadors sobre l'estructura de l'àtom (Thomson, Rutherford, Bohr,...) han formulat diferents teories i en l'actualitat tenim la idea que l'àtom és un sistema planetari, en el qual el sol està substituït pel nucli i els planetes per electrons. Per tant, l'àtom té dues parts: el nucli i la capa. En el nucli es troben el protó i el neutró, on es troba la massa i la càrrega positiva de l'àtom. En la capa, no obstant això, es localitzen els electrons, que giren en els órbitales al voltant del nucli.
No obstant això, Henri Becquerel va detectar en 1896 que els nuclis de certs elements, en desintegrar-se, emetien electrons. Però, si no hi ha electrons en el nucli, per què emeten els electrons? Per a poder respondre a aquesta pregunta, hauríem de fixar-nos en els valors de les masses de verí, neutre i electró que formen part de l'àtom. De fet, la massa del neutró és major que la suma del protó i les masses de l'electró. Per tant, mitjançant el neutró, és a dir, “trencant” el neutró, es pot formar un protó i un electró.
Després de proposar aquesta idea, es va analitzar el comportament del neutró separat del nucli en uns anys. Es va concloure que un neutró no interaccionat en cap cas es desintegrava en uns 15 minuts, formant un protó i un electró. No obstant això, no hem de pensar que els neutrons de tots els nuclis es desintegren. Si el nucli tingués excessius neutrons, aquests es desintegrarien fins que desapareguessin els neutrons sobrants. En desintegrar el neutró d'un nucli, el nucli tindrà un protó més i l'electró serà vessat. Aquest procés de desintegració dels nuclis es denomina emissió .
En els anys posteriors es va realitzar un balanç energètic del procés d'emissió de diversos nuclis, B, i els investigadors van comprovar que les quantitats d'energia i massa no estaven al llarg de la reacció. Com és sabut, des del punt de vista físic, l'energia hauria de mantenir-se constant al llarg de la reacció.
Davant això, el físic austríac Wolfgang Pauli va afirmar en 1937 que l'energia que faltava en la reacció era arrossegada per una nova partícula que no va poder veure's en el procés d'emissió de . A aquesta nova partícula se li van atribuir característiques molt estranyes, encara que no es va detectar en l'emissió de . No tenia càrregues ni masses i es movia per la velocitat de la llum. Tenint en compte aquestes característiques, no és d'estranyar que no s'hagi detectat que es tractava d'un utillatge existent en l'època. Enrico Fermi va posar a aquesta nova partícula el nom de neutrí, i segons els seus càlculs, els neutrins emesos pels nuclis radioactius travessarien un grup d'aigua 109 vegades la distància entre la Terra i el Sol sense cap interacció. Davant l'anunciat es va pensar que la detecció de neutrí seria molt competitiva. Així que els físics van deixar el treball teòric i van començar l'experimentació.
En aquella època la recerca de reactors nuclears per fissió estava molt avançada. Com és sabut, al llarg del procés de desintegració de l'element urani utilitzat en els reactors nuclears es generen elements beta-emissors. Per tant, davant la immillorable font de neutrins, van iniciar el procés de detecció. En 1946 Bruno Pontecorvo va preparar la primera sessió de detecció de neutrins. Però va fallar perquè no va detectar res. A causa dels avanços en la física de partícules, els físics van demostrar que la desintegració del neutró provocava l'aparició d'antineutrino en lloc de neutrí. I la sessió de Pontecorvo era per a detectar el neutrí.
Clyde L. Cowan i Frederick W. B. Regnis Després de conèixer la sessió de Pontecorvo, es va projectar en el centre de recerca estatunidenca Els Alamos un experiment per a la detecció d'antineutrino, utilitzant per a això el reactor nuclear situat a la Carolina del Sud. Aquest reactor nuclear emetia 1013 antineutrinos per centímetre quadrat i per segon.
Per tant, a pesar que la interacció amb la matèria del neutrí era molt escassa, es va pensar que de tants neutrins es podia detectar l'un o l'altre. Per a evitar fenòmens d'interferència de la radiació còsmica i de fons del reactor nuclear, es va protegir el detector amb una capa de metall i terra i es va introduir en una mina profunda. Tres anys després van rebre el pagament dels seus esforços. En 1956 es van detectar tres antineutrinos per hora. De fet, van passar 25 anys des que Pauli va anunciar l'existència d'aquesta nova partícula.
Per als físics el següent repte era atrapar el neutrí. A partir de 1956, a causa de l'auge de l'astronomia, es van donar grans avanços en el coneixement de les estrelles, com la demostració que el component principal de les estrelles era l'hidrogen, que en la majoria dels casos s'originava en el 70% de la massa i en les reaccions de fusió que es produeixen a l'interior de l'energia estel·lar, donant lloc a nombrosos neutrins. Segons els càlculs teòrics realitzats, del Sol a la Terra ens arriben uns 109 neutrins per hora i centímetres quadrats. No obstant això, si el descobriment de l'antineutrino va ser complicat, s'esperava que el procés de detecció de neutrins solars també fos competitiu.
Raymond R de la National Laboratory de Bruokha des de 1955. L'investigador americà Davis es va involucrar en la recerca de neutrins solars. En 1968 va publicar els seus primers resultats i Davis va mesurar menys de la meitat del nombre de neutrins anunciats pels càlculs teòrics. Davant aquest resultat, els investigadors van exposar tot tipus d'explicacions. Alguns consideraven que calia descartar un model teòric que expliqués el procés de fusió que es produeix a l'interior del sol. Uns altres deien que la massa del neutrí no era nul·la.
En l'actualitat, la qüestió de la neutrina continua sent un problema que els físics utilitzen diversos projectes. Per exemple, algunes sessions amb detectors de gal·li han mostrat resultats positius. En l'institut de la física nuclear Max Planck de Heidelberg estan bastant avançats els experiments basats en detectors de gal·li. D'altra banda, en el túnel italià de Gran Sasso, cap a 1990, es preveu la instal·lació d'una sofisticada instrumentació mitjançant gal·li. En la Unió Soviètica els físics treballen en la recerca de neutrins amb baixes energies. Com es veu, no hi ha falta de projectes i podem estar molt il·lusionats en el cas del neutrí.
De fet, els avanços en astronomia i astrofísica realitzats en els últims anys han posat de manifest que el paper dels neutrins en el coneixement de l'univers és cada vegada més evident. Recentment els astrofísics han aconseguit un model teòric de com es produeix l'evolució de les estrelles, a pesar que encara queden algunes incidències per explicar. Recentment s'ha demostrat la importància dels neutrins en l'evolució de les estrelles. Neix l'estrella i comencen les reaccions de fusió de l'hidrogen com a principal component d'aquesta, formant heli.
L'hidrogen s'esgota i l'heli es fusiona. I així segueix l'estrella en la seva evolució fins que s'esgota el combustible. En l'última era de l'evolució els protons i els electrons s'uneixen formant neutrons i neutrins. Els neutrins en aquest moment abandonen l'interior de l'estrella a la velocitat de la llum i es mouen per l'espai. En aquest moment l'estrella explota i aquest fenomen es coneix com a explosió de la supernova. Des del punt de vista dels neutrins, la supernovela d'una estrella i la seva explosió són molt importants, d'una banda perquè en aquests dos moments es produeix una gran quantitat de neutrins i, per un altre, perquè porten amb si la major part de l'energia de l'estrella.
El 7 de febrer de 1987 es va detectar per primera vegada l'explosió d'una supernova i els investigadors dels observatoris neutrins del Japó, Unió Soviètica, Itàlia i els Estats Units van posar en marxa els seus equips. A pesar que els “caçadors” de neutrins van detectar dos conjunts de neutrins en quatre hores i mitja d'interval, i no van conèixer cap causa concreta de la detecció de tots dos grups, continuen els estudis sobre aquest fenomen. Els neutrins d'aquesta supernova ens permeten conèixer l'origen i el futur de l'univers.
Recordem que l'univers no és estàtic i que des del Big bang o la gran explosió s'està expandint constantment. Però els astrofísics d'avui dia es pregunten si l'univers s'expandeix constantment o es deixa d'expandir i es contreu. Per a respondre a aquesta pregunta hauríem de conèixer la densitat de la matèria de l'univers i la relació existent entre la densitat o el ritme de la seva expansió. Com que la intensitat de l'expansió depèn de la densitat de l'univers, li correspon un determinat valor de la densitat, denominat valor crític.
Segons els desenvolupaments matemàtics realitzats per astrofísics, la densitat de l'univers és 10 vegades menor que el seu valor crític. Per tant, la força de gravetat no paralitzarà l'expansió de l'univers. No obstant això, per cada protó i electró que es va formar en produir-se una gran explosió segons el Big bang, es van formar 109 neutrins i, malgrat la seva baixa energia, encara s'estan movent per l'univers pel fet que, com ja s'ha comentat, interaccionen molt poc amb la matèria. I a més, tenint en compte el munt de neutrins que s'ha format des del naixement de l'univers fins avui (15x109 anys) i si la neutrina tingués massa, hauria estat en masses neutrinas de l'univers, és a dir, tindria el doble de la massa que se li sol atribuir a l'univers, amb una densitat major que el valor crític. Per tant, es podria estimular el procés de contracció.
Però, els neutrins tenen massa? A causa de l'escassetat d'experiments amb neutrins, avui dia els astrofísics no tenen proves sòlides quan donen els seus fruits en aquesta qüestió. A pesar que fins fa poc es considerava que els neutrins no tenen massa, alguns experiments realitzats pels físics de la Universitat de Moscou en 1980 han revelat que aquest vell judici pot ser erroni. Segons els resultats obtinguts en aquests experiments, el neutrí (27,9 eV) ha estat acusat de massa en repòs de 5 x 10–35 kg.
Malgrat ser molt petit respecte a les masses d'altres partícules conegudes, la densitat de neutrins en l'univers (109 n/m³) és elevada, per la qual cosa la massa de tots els neutrins podria ser major que la de totes les estrelles. Si els físics de la universitat de Texas estimessin que la massa del neutrí fora de 5 x 10–34 kg per exemple, la formació de galàxies seria diferent i afectaria de manera significativa al procés d'expansió de l'univers. Per tant, cal tenir en compte que els experiments a realitzar en el càlcul de la massa del neutrí hauran de realitzar-se amb gran precisió.
D'altra banda, si no és possible detectar neutrins produïts per la gran explosió, podríem afirmar les idees que la teoria del Big bang prediu per al primer segon de l'univers. Pel fet que aquests neutrins tenen molt poca energia, seran difícils de detectar a causa de la instrumentació actual. Per a molts el neutrí és una “massa fosca” que pot provocar una atracció gravitatòria que alenteix l'expansió de l'univers i estimula la contracció. Com es nota, estem en l'inici de l'astronomia de neutrins.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
