Neutrino, la clave del universo
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Leucipo de Mileto y su discípulo fueron los filósofos griegos Demócrito. IV. Desde que en el siglo XX se presentó el concepto de átomo han pasado muchos años. Hasta que a principios del siglo XX se determine la estructura interna del átomo. Muchos investigadores sobre la estructura del átomo (Thomson, Rutherford, Bohr,...) han formulado diferentes teorías y en la actualidad tenemos la idea de que el átomo es un sistema planetario, en el que el sol está sustituido por el núcleo y los planetas por electrones. Por tanto, el átomo tiene dos partes: el núcleo y la capa. En el núcleo se encuentran el protón y el neutrón, donde se encuentra la masa y la carga positiva del átomo. En la capa, sin embargo, se localizan los electrones, que giran en los órbitales alrededor del núcleo.
Sin embargo, Henri Becquerel detectó en 1896 que los núcleos de ciertos elementos, al desintegrarse, emitían electrones. Pero, si no hay electrones en el núcleo, ¿por qué emiten los electrones? Para poder responder a esta pregunta, deberíamos fijarnos en los valores de las masas de veneno, neutro y electrón que forman parte del átomo. De hecho, la masa del neutrón es mayor que la suma del protón y las masas del electrón. Por lo tanto, mediante el neutrón, es decir, “rompiendo” el neutrón, se puede formar un protón y un electrón.
Tras proponer esta idea, se analizó el comportamiento del neutrón separado del núcleo en unos años. Se concluyó que un neutrón no interaccionado en ningún caso se desintegraba en unos 15 minutos, formando un protón y un electrón. Sin embargo, no debemos pensar que los neutrones de todos los núcleos se desintegran. Si el núcleo tuviera excesivos neutrones, éstos se desintegrarían hasta que desaparecieran los neutrones sobrantes. Al desintegrar el neutrón de un núcleo, el núcleo tendrá un protón más y el electrón será derramado. Este proceso de desintegración de los núcleos se denomina emisión .
En los años posteriores se realizó un balance energético del proceso de emisión de varios núcleos, B, y los investigadores comprobaron que las cantidades de energía y masa no estaban a lo largo de la reacción. Como es sabido, desde el punto de vista físico, la energía debería mantenerse constante a lo largo de la reacción.
Ante esto, el físico austríaco Wolfgang Pauli afirmó en 1937 que la energía que faltaba en la reacción era arrastrada por una nueva partícula que no pudo verse en el proceso de emisión de . A esta nueva partícula se le atribuyeron características muy extrañas, aunque no se detectó en la emisión de . No tenía cargas ni masas y se movía por la velocidad de la luz. Teniendo en cuenta estas características, no es de extrañar que no se haya detectado que se trataba de un utillaje existente en la época. Enrico Fermi puso a esta nueva partícula el nombre de neutrino, y según sus cálculos, los neutrinos emitidos por los núcleos radiactivos atravesarían un grupo de agua 109 veces la distancia entre la Tierra y el Sol sin ninguna interacción. Ante lo anunciado se pensó que la detección de neutrino sería muy competitiva. Así que los físicos dejaron el trabajo teórico y comenzaron la experimentación.
En aquella época la investigación de reactores nucleares por fisión estaba muy avanzada. Como es sabido, a lo largo del proceso de desintegración del elemento uranio utilizado en los reactores nucleares se generan elementos beta-emisores. Por lo tanto, ante la inmejorable fuente de neutrinos, iniciaron el proceso de detección. En 1946 Bruno Pontecorvo preparó la primera sesión de detección de neutrinos. Pero falló porque no detectó nada. Debido a los avances en la física de partículas, los físicos demostraron que la desintegración del neutrón provocaba la aparición de antineutrino en lugar de neutrino. Y la sesión de Pontecorvo era para detectar el neutrino.
Clyde L. Cowan y Frederick W. B. Reines Tras conocer la sesión de Pontecorvo, se proyectó en el centro de investigación estadounidense Los Alamos un experimento para la detección de antineutrino, utilizando para ello el reactor nuclear situado en la Carolina del Sur. Este reactor nuclear emitía 1013 antineutrinos por centímetro cuadrado y por segundo.
Por lo tanto, a pesar de que la interacción con la materia del neutrino era muy escasa, se pensó que de tantos neutrinos se podía detectar uno u otro. Para evitar fenómenos de interferencia de la radiación cósmica y de fondo del reactor nuclear, se protegió el detector con una capa de metal y tierra y se introdujo en una mina profunda. Tres años después recibieron el pago de sus esfuerzos. En 1956 se detectaron tres antineutrinos por hora. De hecho, pasaron 25 años desde que Pauli anunció la existencia de esta nueva partícula.
Para los físicos el siguiente reto era atrapar el neutrino. A partir de 1956, debido al auge de la astronomía, se dieron grandes avances en el conocimiento de las estrellas, como la demostración de que el componente principal de las estrellas era el hidrógeno, que en la mayoría de los casos se originaba en el 70% de la masa y en las reacciones de fusión que se producen en el interior de la energía estelar, dando lugar a numerosos neutrinos. Según los cálculos teóricos realizados, del Sol a la Tierra nos llegan unos 109 neutrinos por hora y centímetros cuadrados. Sin embargo, si el descubrimiento del antineutrino fue complicado, se esperaba que el proceso de detección de neutrinos solares también fuera competitivo.
Raymond R de la National Laboratory de Bruokha desde 1955. El investigador americano Davis se involucró en la investigación de neutrinos solares. En 1968 publicó sus primeros resultados y Davis midió menos de la mitad del número de neutrinos anunciados por los cálculos teóricos. Ante este resultado, los investigadores expusieron todo tipo de explicaciones. Algunos consideraban que había que descartar un modelo teórico que explicase el proceso de fusión que se produce en el interior del sol. Otros decían que la masa del neutrino no era nula.
En la actualidad, la cuestión de la neutrina sigue siendo un problema que los físicos utilizan varios proyectos. Por ejemplo, algunas sesiones con detectores de galio han mostrado resultados positivos. En el instituto de la física nuclear Max Planck de Heidelberg están bastante avanzados los experimentos basados en detectores de galio. Por otro lado, en el túnel italiano de Gran Sasso, hacia 1990, se prevé la instalación de una sofisticada instrumentación mediante galio. En la Unión Soviética los físicos trabajan en la investigación de neutrinos con bajas energías. Como se ve, no hay falta de proyectos y podemos estar muy ilusionados en el caso del neutrino.
De hecho, los avances en astronomía y astrofísica realizados en los últimos años han puesto de manifiesto que el papel de los neutrinos en el conocimiento del universo es cada vez más evidente. Recientemente los astrofísicos han conseguido un modelo teórico de cómo se produce la evolución de las estrellas, a pesar de que aún quedan algunas incidencias por explicar. Recientemente se ha demostrado la importancia de los neutrinos en la evolución de las estrellas. Nace la estrella y comienzan las reacciones de fusión del hidrógeno como principal componente de la misma, formando helio.
El hidrógeno se agota y el helio se fusiona. Y así sigue la estrella en su evolución hasta que se agota el combustible. En la última era de la evolución los protones y los electrones se unen formando neutrones y neutrinos. Los neutrinos en ese momento abandonan el interior de la estrella a la velocidad de la luz y se mueven por el espacio. En ese momento la estrella explota y este fenómeno se conoce como explosión de la supernova. Desde el punto de vista de los neutrinos, la supernovela de una estrella y su explosión son muy importantes, por un lado porque en esos dos momentos se produce una gran cantidad de neutrinos y, por otro, porque llevan consigo la mayor parte de la energía de la estrella.
El 7 de febrero de 1987 se detectó por primera vez la explosión de una supernova y los investigadores de los observatorios neutrinos de Japón, Unión Soviética, Italia y Estados Unidos pusieron en marcha sus equipos. A pesar de que los “cazadores” de neutrinos detectaron dos conjuntos de neutrinos en cuatro horas y media de intervalo, y no conocieron ninguna causa concreta de la detección de ambos grupos, continúan los estudios sobre este fenómeno. Los neutrinos de esta supernova nos permiten conocer el origen y el futuro del universo.
Recordemos que el universo no es estático y que desde el Big Bang o la gran explosión se está expandiendo constantemente. Pero los astrofísicos de hoy en día se preguntan si el universo se expande constantemente o se deja de expandir y se contrae. Para responder a esta pregunta deberíamos conocer la densidad de la materia del universo y la relación existente entre la densidad o el ritmo de su expansión. Puesto que la intensidad de la expansión depende de la densidad del universo, le corresponde un determinado valor de la densidad, denominado valor crítico.
Según los desarrollos matemáticos realizados por astrofísicos, la densidad del universo es 10 veces menor que su valor crítico. Por lo tanto, la fuerza de gravedad no paralizará la expansión del universo. Sin embargo, por cada protón y electrón que se formó al producirse una gran explosión según el Big Bang, se formaron 109 neutrinos y, a pesar de su baja energía, todavía se están moviendo por el universo debido a que, como ya se ha comentado, interaccionan muy poco con la materia. Y además, teniendo en cuenta el montón de neutrinos que se ha formado desde el nacimiento del universo hasta hoy (15x109 años) y si la neutrina tuviera masa, habría estado en masas neutrinas del universo, es decir, tendría el doble de la masa que se le suele atribuir al universo, con una densidad mayor que el valor crítico. Por lo tanto, se podría estimular el proceso de contracción.
Pero, ¿los neutrinos tienen masa? Debido a la escasez de experimentos con neutrinos, hoy en día los astrofísicos no tienen pruebas sólidas cuando dan sus frutos en esta cuestión. A pesar de que hasta hace poco se consideraba que los neutrinos no tienen masa, algunos experimentos realizados por los físicos de la Universidad de Moscú en 1980 han revelado que ese viejo juicio puede ser erróneo. Según los resultados obtenidos en estos experimentos, el neutrino (27,9 eV) ha sido acusado de masa en reposo de 5 x 10–35 kg.
A pesar de ser muy pequeño respecto a las masas de otras partículas conocidas, la densidad de neutrinos en el universo (109 n/m3) es elevada, por lo que la masa de todos los neutrinos podría ser mayor que la de todas las estrellas. Si los físicos de la universidad de Texas estimaran que la masa del neutrino fuera de 5 x 10–34 kg por ejemplo, la formación de galaxias sería distinta y afectaría de manera significativa al proceso de expansión del universo. Por tanto, hay que tener en cuenta que los experimentos a realizar en el cálculo de la masa del neutrino deberán realizarse con gran precisión.
Por otra parte, si no es posible detectar neutrinos producidos por la gran explosión, podríamos afirmar las ideas que la teoría del Big Bang predice para el primer segundo del universo. Debido a que estos neutrinos tienen muy poca energía, serán difíciles de detectar debido a la instrumentación actual. Para muchos el neutrino es una “masa oscura” que puede provocar una atracción gravitatoria que ralentiza la expansión del universo y estimula la contracción. Como se nota, estamos en el inicio de la astronomía de neutrinos.
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