Neutrino, a clave do universo
(Nota: Paira ver ben o texto ir ao pdf).
Leucipo de Mileto e o seu discípulo foron os filósofos gregos Demócrito. IV. Desde que no século XX presentouse o concepto de átomo pasaron moitos anos. Ata que a principios do século XX determínese a estrutura interna do átomo. Moitos investigadores sobre a estrutura do átomo (Thomson, Rutherford, Bohr,...) formularon diferentes teorías e na actualidade temos a idea de que o átomo é un sistema planetario, no que o sol está substituído polo núcleo e os planetas por electróns. Por tanto, o átomo ten dous partes: o núcleo e a capa. No núcleo atópanse o protón e o neutrón, onde se atopa a masa e a carga positiva do átomo. Na capa, con todo, localízanse os electróns, que viran nos órbitales ao redor do núcleo.
Con todo, Henri Becquerel detectou en 1896 que os núcleos de certos elementos, ao desintegrarse, emitían electróns. Pero, se non hai electróns no núcleo, por que emiten os electróns? Paira poder responder a esta pregunta, deberiamos fixarnos nos valores das masas de veleno, neutro e electrón que forman parte do átomo. De feito, a masa do neutrón é maior que a suma do protón e as masas do electrón. Por tanto, mediante o neutrón, é dicir, “rompendo” o neutrón, pódese formar un protón e un electrón.
Tras propor esta idea, analizouse o comportamento do neutrón separado do núcleo nuns anos. Concluíuse que un neutrón non interaccionado en ningún caso se desintegraba nuns 15 minutos, formando un protón e un electrón. Con todo, non debemos pensar que os neutróns de todos os núcleos se desintegran. Se o núcleo tivese excesivos neutróns, estes se desintegrarían ata que desaparecesen os neutróns sobrantes. Ao desintegrar o neutrón dun núcleo, o núcleo terá un protón máis e o electrón será derramado. Este proceso de desintegración dos núcleos denomínase emisión .
Nos anos posteriores realizouse un balance enerxético do proceso de emisión de varios núcleos, B, e os investigadores comprobaron que as cantidades de enerxía e masa non estaban ao longo da reacción. Como é sabido, desde o punto de vista físico, a enerxía debería manterse constante ao longo da reacción.
Ante isto, o físico austríaco Wolfgang Pauli afirmou en 1937 que a enerxía que faltaba na reacción era arrastrada por unha nova partícula que non puido verse no proceso de emisión de . A esta nova partícula atribuíronselle características moi estrañas, aínda que non se detectou na emisión de . Non tiña cargas nin masas e movíase pola velocidade da luz. Tendo en conta estas características, non é de estrañar que non se detectou que se trataba dun utillaje existente na época. Enrico Fermi puxo a esta nova partícula o nome de neutrino, e segundo os seus cálculos, os neutrinos emitidos polos núcleos radioactivos atravesarían un grupo de auga 109 veces a distancia entre a Terra e o Sol sen ningunha interacción. Ante o anunciado pensouse que a detección de neutrino sería moi competitiva. Así que os físicos deixaron o traballo teórico e comezaron a experimentación.
Naquela época a investigación de reactores nucleares por fisión estaba moi avanzada. Como é sabido, ao longo do proceso de desintegración do elemento uranio utilizado nos reactores nucleares xéranse elementos beta-emisores. Por tanto, ante a inmellorable fonte de neutrinos, iniciaron o proceso de detección. En 1946 Bruno Pontecorvo preparou a primeira sesión de detección de neutrinos. Pero fallou porque non detectou nada. Debido aos avances na física de partículas, os físicos demostraron que a desintegración do neutrón provocaba a aparición de antineutrino en lugar de neutrino. E a sesión de Pontecorvo era paira detectar o neutrino.
Clyde L. Cowan e Frederick W. B. Reines Tras coñecer a sesión de Pontecorvo, proxectouse no centro de investigación estadounidense Os Alamos un experimento paira a detección de antineutrino, utilizando paira iso o reactor nuclear situado na Carolina do Sur. Este reactor nuclear emitía 1013 antineutrinos por centímetro cadrado e por segundo.
Por tanto, a pesar de que a interacción coa materia do neutrino era moi escasa, pensouse que de tantos neutrinos podíase detectar un ou outro. Paira evitar fenómenos de interferencia da radiación cósmica e de fondo do reactor nuclear, protexeuse o detector cunha capa de metal e terra e introduciuse nunha mina profunda. Tres anos despois recibiron o pago dos seus esforzos. En 1956 detectáronse tres antineutrinos por hora. De feito, pasaron 25 anos desde que Pauli anunciou a existencia desta nova partícula.
Paira os físicos o seguinte reto era atrapar o neutrino. A partir de 1956, debido ao auxe da astronomía, déronse grandes avances no coñecemento das estrelas, como a demostración de que o compoñente principal das estrelas era o hidróxeno, que na maioría dos casos orixinábase no 70% da masa e nas reaccións de fusión que se producen no interior da enerxía estelar, dando lugar a numerosos neutrinos. Segundo os cálculos teóricos realizados, do Sol á Terra chégannos uns 109 neutrinos por hora e centímetros cadrados. Con todo, se o descubrimento do antineutrino foi complicado, esperábase que o proceso de detección de neutrinos solares tamén fose competitivo.
Raymond R da National Laboratory de Bruokha desde 1955. O investigador americano Davis involucrouse na investigación de neutrinos solares. En 1968 publicou os seus primeiros resultados e Davis mediu menos da metade do número de neutrinos anunciados polos cálculos teóricos. Ante este resultado, os investigadores expuxeron todo tipo de explicacións. Algúns consideraban que había que descartar un modelo teórico que explicase o proceso de fusión que se produce no interior do sol. Outros dicían que a masa do neutrino non era nula.
Na actualidade, a cuestión da neutrina sigue sendo un problema que os físicos utilizan varios proxectos. Por exemplo, algunhas sesións con detectores de galio mostraron resultados positivos. No instituto da física nuclear Max Planck de Heidelberg están bastante avanzados os experimentos baseados en detectores de galio. Doutra banda, no túnel italiano de Gran Sasso, cara a 1990, prevese a instalación dunha sofisticada instrumentación mediante galio. Na Unión Soviética os físicos traballan na investigación de neutrinos con baixas enerxías. Como se ve, non hai falta de proxectos e podemos estar moi ilusionados no caso do neutrino.
De feito, os avances en astronomía e astrofísica realizados nos últimos anos puxeron de manifesto que o papel dos neutrinos no coñecemento do universo é cada vez máis evidente. Recentemente os astrofísicos conseguiron un modelo teórico de como se produce a evolución das estrelas, a pesar de que aínda quedan algunhas incidencias por explicar. Recentemente demostrouse a importancia dos neutrinos na evolución das estrelas. Nace a estrela e comezan as reaccións de fusión do hidróxeno como principal compoñente da mesma, formando helio.
O hidróxeno esgótase e o helio fusiónase. E así segue a estrela na súa evolución ata que se esgota o combustible. Na última era da evolución os protones e os electróns únense formando neutróns e neutrinos. Os neutrinos nese momento abandonan o interior da estrela á velocidade da luz e móvense polo espazo. Nese momento a estrela explota e este fenómeno coñécese como explosión da supernova. Desde o punto de vista dos neutrinos, a supernovela dunha estrela e a súa explosión son moi importantes, por unha banda porque neses dous momentos prodúcese una gran cantidade de neutrinos e, por outro, porque levan consigo a maior parte da enerxía da estrela.
O 7 de febreiro de 1987 detectouse por primeira vez a explosión dunha supernova e os investigadores dos observatorios neutrinos de Xapón, Unión Soviética, Italia e Estados Unidos puxeron en marcha os seus equipos. A pesar de que os “cazadores” de neutrinos detectaron dous conxuntos de neutrinos en catro horas e media de intervalo, e non coñeceron ningunha causa concreta da detección de ambos os grupos, continúan os estudos sobre este fenómeno. Os neutrinos desta supernova permítennos coñecer a orixe e o futuro do universo.
Lembremos que o universo non é estático e que desde o Big Bang ou a gran explosión está a expandirse constantemente. Pero os astrofísicos de hoxe en día pregúntanse si o universo expándese constantemente ou se deixa de expandir e contráese. Paira responder a esta pregunta deberiamos coñecer a densidade da materia do universo e a relación existente entre a densidade ou o ritmo da súa expansión. Posto que a intensidade da expansión depende da densidade do universo, correspóndelle un determinado valor da densidade, denominado valor crítico.
Segundo os desenvolvementos matemáticos realizados por astrofísicos, a densidade do universo é 10 veces menor que o seu valor crítico. Por tanto, a forza de gravidade non paralizará a expansión do universo. Con todo, por cada protón e electrón que se formou ao producirse una gran explosión segundo o Big Bang, formáronse 109 neutrinos e, a pesar da súa baixa enerxía, aínda se están movendo polo universo debido a que, como xa se comentou, interaccionan moi pouco coa materia. E ademais, tendo en conta a chea de neutrinos que se formou desde o nacemento do universo até hoxe (15x109 anos) e se a neutrina tivese masa, estaría en masas neutrinas do universo, é dicir, tería o dobre da masa que se lle adoita atribuír ao universo, cunha densidade maior que o valor crítico. Por tanto, poderíase estimular o proceso de contracción.
Pero, os neutrinos teñen masa? Debido á escaseza de experimentos con neutrinos, hoxe en día os astrofísicos non teñen probas sólidas cando dan os seus froitos nesta cuestión. A pesar de que até hai pouco se consideraba que os neutrinos non teñen masa, algúns experimentos realizados polos físicos da Universidade de Moscova en 1980 revelaron que ese vello xuízo pode ser erróneo. Segundo os resultados obtidos nestes experimentos, o neutrino (27,9 eV) foi acusado de masa en repouso de 5 x 10–35 kg.
A pesar de ser moi pequeno respecto das masas doutras partículas coñecidas, a densidade de neutrinos no universo (109 n/m3) é elevada, polo que a masa de todos os neutrinos podería ser maior que a de todas as estrelas. Se os físicos da universidade de Texas estimasen que a masa do neutrino fóra de 5 x 10–34 kg por exemplo, a formación de galaxias sería distinta e afectaría de maneira significativa ao proceso de expansión do universo. Por tanto, hai que ter en conta que os experimentos a realizar no cálculo da masa do neutrino deberán realizarse con gran precisión.
Por outra banda, se non é posible detectar neutrinos producidos pola gran explosión, poderiamos afirmar as ideas que a teoría do Big Bang predí paira o primeiro segundo do universo. Debido a que estes neutrinos teñen moi pouca enerxía, serán difíciles de detectar debido á instrumentación actual. Paira moitos o neutrino é una “masa escura” que pode provocar una atracción gravitatoria que retarda a expansión do universo e estimula a contracción. Como se nota, estamos no inicio da astronomía de neutrinos.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
