Información Neutrinos

[b][size=28]Neutrino[/size]

Los neutrinos son partículas subatómicas de tipo fermiónico, sin carga y espín 1/2. Desde hace unos años se sabe, en contra de lo que se pensaba, que estas partículas tienen masa, pero muy pequeña, y es muy difícil medirla. Ahora, un equipo de cosmólogos del University College of London (UCL, Reino Unido) anuncia que la masa del neutrino no supera los 0,28 electronvoltios, lo que significa menos de una milmillonésima de la masa de un átomo de hidrógeno. Su conclusión se basa en el análisis de la distribución de galaxias en el universo y es, según afirman estos científicos, la medida más precisa hasta ahora de la masa del neutrino. Además, su interacción con las demás partículas es mínima por lo que pasan a través de la materia ordinaria sin apenas perturbarla.

La masa del neutrino tiene importantes consecuencias en el modelo estándar de física de partículas ya que implicaría la posibilidad de transformaciones entre los tres tipos de neutrinos existentes en un fenómeno conocido como oscilación de neutrinos.

En todo caso, los neutrinos no se ven afectados por las fuerzas electromagnética o nuclear fuerte, pero sí por la fuerza nuclear débil y la gravitatoria.

El neutrino en una partícula muy ligera. No tiene carga eléctrica. El neutrino interacciona a través de la fuerza débil. Por esta razón y porque es eléctricamente neutral, son muy raras las interacciones del neutrino con la materia.

Las reacciones de fusión en el Sol producen a los neutrinos. Al detectar a estos neutrinos, los científicos pueden aprender sobre el interior del Sol.
Se estima que el Sol produce unos 1038 neutrinos por segundo (¡Eso es mucho!). Mil millones de estos neutrinos pasan a través de la Tierra sin reaccionar con nada (¡puede que estén pasando a través de tus manos ahora mismo!). Enormes detectores son capaces de encontrar algunos neutrinos.

Los neutrinos se producen debido a varios procesos nucleares: la mayoría de los neutrinos que llegan a la Tierra desde el espacio vienen del Sol (llamados neutrinos solares). Los neutrinos son también liberados cuando los rayos cósmicos gamma chocan contra la atmósfera de la Tierra. Otras fuentes de neutrinos son las estrellas que estallan llamadas (supernovas), neutrinos que han quedado del Big bang (de acuerdo con la actual teoría sobre el origen del universo) y las plantas de energía átomica.



[size=28]HISTORIA DEL NEUTRINO[/size]

El neutrino fue propuesto por primera vez en 1930 por Wolfgang Pauli para compensar la aparente pérdida de energía y momento lineal en la desintegración β de los neutrones



Pauli interpretó que tanto la masa como la energía serían conservadas si una partícula hipotética denominada «neutrino» participase en la desintegración incorporando las cantidades perdidas. Desgraciadamente la partícula prevista había de ser muy escurridiza, sin masa, ni carga, ni interacción fuerte por lo que con los medios de la época no podía ser detectada. Esto era el resultado de una sección eficaz reducidísima (). La idea quedó pues aparcada durante 25 años.

De hecho, la posibilidad de que un neutrino interactúe con la materia es muy pequeña. Se necesitaría un bloque de plomo de una longitud de un año luz para detener la mitad de los neutrinos que lo atravesasen. (9.46 billones de kilómetros)
En 1956 Clyde Cowan y Frederick Reines demostraron su existencia experimentalmente. Lo hicieron bombardeando agua pura con un haz de 1018 neutrinos por segundo. Observaron la emisión de fotones subsiguiente y así quedó determinada su existencia. Véase el experimento del neutrino.

En 1987 Leon Max Lederman, Melvin Schwartz y Jack Steinberger descubrieron los dos restantes tipos de neutrinos: tauónicos y muónicos.

[size=28]CLASES DE NEUTRINOS[/size]

Existen tres tipos de neutrinos asociados a cada una de las familias leptónicas (sabores): neutrino electrónico ( ne ), neutrino muónico ( nm ) y neutrino tauónico ( nt ) más sus respectivas antipartículas.

Los neutrinos pueden pasar de una familia a otra (cambiar de sabor) en un proceso conocido como oscilación de neutrinos. La oscilación entre las distintas familias se produce aleatoriamente, y la probabilidad de cambio parece ser más alta en un medio material que en el vacío. Dada la aleatoriedad del proceso, las proporciones entre cada uno de los sabores tienden a repartirse por igual (1/3 del total para cada tipo de neutrino) a medida que se producen sucesivas oscilaciones. Fue este hecho el que permitió considerar por primera vez la oscilación de los neutrinos, ya que al observar los neutrinos procedentes del Sol (que deberían ser principalmente electrónicos) se encontró que sólo llegaban un tercio de los esperados. Los dos tercios que faltaban habían oscilado a los otros dos sabores y por tanto no fueron detectados. Esto es el llamado [url=http://es.wikipedia.org/wiki/Problema_de_los_neutrinos_solares]Problema de los neutrinos solares[/url]

La oscilación de los neutrinos implica directamente que éstos han de tener una masa no nula, ya que el paso de un sabor a otro sólo puede darse en partículas masivas.



[size=28]Implicaciones astrofísicas de la masa del neutrino[/size]

En el modelo estándar se consideraba inicialmente al neutrino como a una partícula sin masa. De hecho, en muchos sentidos se la puede considerar de masa nula pues ésta es, por lo menos diez mil veces menor que la del electrón. Esto implica que los neutrinos viajan a velocidades muy cercanas a la de la luz. Por ello, en términos cosmológicos al neutrino se le considera materia caliente, o materia relativista. En contraposición la materia fría sería la materia no relativista.

En 1998, durante la conferencia 0-mass neutrino, se presentaron los primeros trabajos que mostraban que estas partículas tienen una masa ínfima. Previamente a estos trabajos se había considerado que la hipotética masa de los neutrinos podía tener una contribución importante dentro de la materia oscura del Universo. Sin embargo, resultó que la masa del neutrino era insuficiente, demasiado pequeña para ser siquiera tenida en cuenta en la ingente cantidad de materia oscura que se calcula que hay en el universo. Por otro lado, los modelos de evolución cosmológica no cuadraban con las observaciones si se introducía materia oscura caliente. En ese caso las estructuras se formaban de mayor a menor escala. Mientras que las observaciones parecían indicar que primero se formaron las agrupaciones de gas, luego estrellas, luego proto galaxias, luego cúmulos, cúmulos de cúmulos, etc. Las observaciones, pues, cuadraban con un modelo de materia oscura fría. 

Por estos dos motivos se desechó la idea de que el neutrino contribuyera de forma destacada a la masa total del universo.



[size=28]DETECTORES DE NEUTRINOS[/size]

Al conocerse con exactitud las reacciones nucleares que se dan en el Sol se calculó que un apreciable flujo de neutrinos solares tenía que atravesar la Tierra a cada instante. Este flujo es enorme pero los neutrinos apenas interactúan con la materia ordinaria. Incluso las condiciones del interior del Sol son "transparentes" a éstos. De hecho, un ser humano es atravesado por miles de millones de estas diminutas partículas por segundo sin que se entere. Así pues se hacía difícil concebir algún sistema que pudiese detectarlos.

[size=20]Detectores basados en procesos radiactivos[/size]

Sin embargo, en 1967 Raymond Davis logró dar con un sistema de detección. Observó que el cloro-37 era capaz de absorber un neutrino para convertirse en argón-37 tal y como se muestra en la ecuación siguiente:



Naturalmente, ésta no era la única reacción entre los neutrinos y la materia ordinaria. Lo que tenía de especial el cloro-37 es que cumplía ciertos requisitos para poderse usar en un futuro detector.

a) La sección eficaz de la interacción cloro-37 con un neutrino es bastante grande lo que implica una mayor probabilidad de que tal reacción se produzca
b) El argón-37 es radioactivo por lo que es posible detectar su presencia por sus emisiones
c) El cloro-37, aunque no es el isotopo del cloro más abundante, es muy fácil de obtener.
Normalmente el cloro-37 aparece mezclado con otros isótopos. Particularmente con el cloro-35, el más abundante. Además, se puede tener mezclado con otros átomos o moléculas, siempre conociendo su proporción. Para evitar mediciones falsas debidas al argón-37 ya presente en la mezcla, el primer paso fue efectuar un limpiado del producto. Hecho esto, se debía dejar reposar la mezcla de cloro-37 durante unos meses hasta que llegaba a una situación estacionaria. Esto es cuando la cantidad de argón que se desintegra se iguala a la cantidad que se forma. El momento de equilibrio vendrá determinado por el periodo de semidesintegración.

Para proteger al detector del ruido de fondo producido por la radiación cósmica se enterró el tanque1 de la mezcla clorada en una mina de oro de Dakota del Sur a mucha profundidad. Sin embargo, las primeras observaciones sólo dieron cotas superiores, compatibles aún con cero2. Los resultados eran menores a lo esperado y se confundían con el ruido. Tras repetidos aumentos en la sensibilidad de los instrumentos y en la pureza de la mezcla de cloro-37 se logró, por fin, calcular que nos llegaba aproximadamente un tercio del flujo esperado3. Estos resultados no fueron tomados muy en serio en un principio, por lo que se prosiguió experimentando con mezclas mejores pero también más caras basadas en el galio o el boro.

1 El tanque contenía 380.000 litros de percloretileno, un líquido empleado frecuentemente en tintorerías.
2 La sensibilidad inicial del detector estaba prevista para detectar el flujo esperado de neutrinos solares. Pero al estar éste por debajo de la precisión del sistema inicialmente solo se obtuvo una cota superior.
3 Se esperaba una media de un neutrino y medio capturado cada día. Pero el resultado fue de solo medio neutrino al día.


[size=28]PROCESO[/size]



El proceso de decaimiento beta: un neutrón decae en un protón y un electrón (radiación beta) con la emisión de un anti-neutrino. 
Imagen cortesía del Proyecto de Educación de Física Contemporánea (Contemporary Physics Education Project).
[/b]

Fuente : [i][url=https://es.wikipedia.org/wiki/Neutrino]Wikipedia[/url], [url=http://www.windows2universe.org/sun/Solar_interior/Nuclear_Reactions/Neutrinos/neutrino_history.html&lang=sp]Windows2Universe.org[/url][/i]