Neutrí

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Neutrí
Primera detecció d'un neutrí
El primer ús d'una cambra de bombolles d'hidrogen per a detectar neutrins, el 13 de novembre de 1970. Un neutrí colpeja un protó en un àtom d'hidrogen. La col·lisió es va donar en el punt en el que tres esteles emanen a la dreta de la fotografia.
Composició Partícula elemental
Estadística Fermiònica
Grup Leptó
Generació Primera, segona i tercera
Interaccions Feble i gravetat
Símbol ν
Antipartícula Antineutrí ν
Teorització Wolfgang Pauli, 1930 (el neutrí electrònic)
Descoberta Clyde Cowan, Frederick Reines, 1956 (el neutrí electrònic)
Tipus 3: neutrí electrònic, neutrí muònic i neutrí tauònic
Massa Petita, però no nul·la.
Càrrega elèctrica 0 e
Espín 12
Hipercàrrega dèbil −1
BL −1
X −3
Supercompanya Sneutrí

El neutrí és una partícula elemental amb espín 1/2 (com que té espín semi-enter, es tracta d'un fermió) i sense càrrega elèctrica ni color. Encara que durant molts anys els neutrins havien estat considerats com a partícules sense massa, experiments recents (com Super-Kamiokande, SNO, KamLAND i MINOS) han demostrat que la seva massa no és nul·la. Fins a la data no es coneix el valor exacte de la massa dels neutrins, però existeixen cotes superiors que indiquen que les seues masses són molt menudes.

Existeixen tres tipus (o sabors) de neutrins: el neutrí electrònic, el neutrí muònic i el neutrí tauònic, simbolitzats com \nu_e, \nu_\mu i \nu_\tau, respectivament. Els neutrins, junt amb els leptons carregats (l'electró, el muó i el tauó), formen un grup de partícules elementals anomenades leptons.

Com que els neutrins no tenen ni càrrega elèctrica ni color, no pateixen ni la interacció electromagnètica ni la interacció forta. Tan sols són sensibles a la interacció gravitatòria (i molt feblement, ja que la seua massa és molt menuda) i a la interacció feble. Aquest fet té com a conseqüència que la probabilitat que un neutrí interaccione siga extremadament menuda i per tant, la majoria de neutrins travessen completament la Terra sense interaccionar.


El descobriment de la massa dels neutrins[modifica | modifica el codi]

Des dels primers experiments de neutrins, s'ha evidenciat que els fluxos de neutrins observats (procedents tant del Sol com de les capes altes de l'atmosfera) eren menors que els predits teòricament. Durant anys, tots els experiments duts a terme han confirmat aquest dèficit. Aquest fet va estar anomenat com "les anomalies de neutrins" (el problemes de neutrins solars i atmosfèrics, respectivament). Sols recentment, aquests problemes han estat finalment resolts. S'ha descobert que els neutrins oscil·len i que aquest fenomen és degut al fet que els neutrins tenen massa.

Les anomalies de neutrins[modifica | modifica el codi]

El problema de neutrins solars[modifica | modifica el codi]

Els neutrins solars són neutrins electrònics (que se simbolitzen per \nu_e) produïts en les reaccions termonuclears que generen l'energia solar. Per a calcular de manera precisa el flux i l'espectre d'energies dels neutrins solars, és necessari determinar els ritmes de producció de les diferents reaccions nuclears que tenen lloc al Sol. Per a açò, es requereix un coneixeiment detallat del Sol i la seua evolució. El model solar estàndard, definit per John N. Bahcall i els seus col·laboradors, fa prediccions del flux de neutrins solars. Tanmateix, els experiments de neutrins solars realitzats (per exemple, Homestake, SAGE, GALLEX-GNO, Kamiokande, Super-Kamiokande i SNO) observaren un dèficit al flux de neutrins solars respecte al predit pel model solar estàndard. Aquesta discrepància va estar denominada el problema de neutrins solars, i pot resumir-se en dos frases: tots els experiments observen un dèficit (de entre el 30 i el 60%) al flux de neutrins electrònics solars respecte a les prediccions del model solar estàndard; aquest dèficit no és el mateix en tots els experiments, la qual cosa indica que l'efecte depèn de l'energia (ja que cada experiment era sensible als neutrins d'un determinat rang d'energia).

El problema de neutrins atmosfèrics[modifica | modifica el codi]

Els neutrins atmosfèrics es produeixen a les cascades hadròniques que s'inicien per les col·lisions dels raigs còsmics amb les molècules d'aire de les capes més altes de l'atmosfera. Per a calcular els fluxos de neutrins atmosfèrics i la seua variació respecte a l'angle zenital, és necessari determinar el flux primari de raigs còsmics i les interaccions hadròniques que aquest genera. Al llarg dels anys, la precisió d'aquestes prediccions teòriques ha millorat considerablement. Tanmateix, els experiments de neutrins atmosfèrics duts a terme (com Frejus, IMB, NUSEX i Kamiokande) observaren que el quocient dels fluxos de neutrins muònics i neutrins electrònics presentava una discrepància respecte a la predicció teòrica. Aquesta anomalia va estar denominada el problema de neutrins atmosfèrics.

Solució a les anomalies de neutrins[modifica | modifica el codi]

Solució al problema de neutrins solars[modifica | modifica el codi]

Davant el problema de neutrins solars, s'implementaren successives correccions al model solar estàndard per a millorar la precisió de les prediccions del flux de neutrins. Tanmateix, malgrat aquestes millores teòriques, les contradiccions amb les dades experimentals romangueren. L'única possibilitat per solucionar el problema de neutrins solars era suposar "noves" propietats dels neutrins. Aquesta hipòtesi rebé finalment un sòlid suport gràcies a l'experiment SNO, el qual mostrà una clara evidència de canvi de sabor al flux de neutrins solars, independentment del model solar estàndard. Així establí que alguns dels neutrins canviaren el seu sabor inicial (sabor electrònic) a altres sabors (muònic o tauònic) durant el seu trajecte des del Sol fins a la Terra. Tanmateix, el mecanisme responsable d'aquesta conversió de sabor de neutrins romania encara desconegut. Una de les propostes per a explicar aquest canvi de sabor foren les oscil·lacions de neutrins, en el buit i en la matèria. Però les oscil·lacions de neutrins no eren l'únic possible mecanisme per a la conversió de sabor dels neutrins. Aquestes conversions també podien ser generades per, entre altres mecanismes, interaccions no estàndard dels neutrins amb la matèria, precessió de spin-sabor, violació de la invariància de Lorentz o desintegracions de neutrins. Així, era impossible determinar l'origen físic de la conversió de sabor exclusivament amb les dades provinents dels experiments de neutrins solars. Aquesta situació fou finalment resolta per l'experiment de neutrins de reactor KamLAND.

L'experiment KamLAND és un experiment de neutrins de reactor, el qual detecta els antineutrins electrònics, simbolitzats per \bar{\nu}_e, que provenen de les centrals nuclears. La col·laboració KamLAND ha mesurat per primera vegada la desaparició de neutrins que es desplaçaven des del reactor nuclear fins al detector, la qual cosa ha confirmat el problema de neutrins solars amb neutrins creats a la Terra. A més, els resultats han confirmat que les oscil·lacions de neutrins són el principal mecanisme responsable del problema de neutrins solars, descartant totes les altres solucions proposades per a explicar aquesta anomalia.

Solució al problema de neutrins atmosfèrics[modifica | modifica el codi]

En 1998 l'experiment Super-Kamiokande obtingué evidències de conversió de neutrins a partir de l'observació de la dependència respecte de l'angle zenital de les dades de neutrins muònics atmosfèrics. Aquest efecte ha estat també confirmat per altres experiments de neutrins atmosfèrics, com, per exemple, MACRO i Soudan 2. En 2004, Super-Kamiokande reportà un mínim en la distribució L/E de la probabilitat de supervivència dels neutrins atmosfèrics \nu_\mu, la qual cosa significà una clara evidència de què les conversions de neutrins eren realment degudes a oscil·lacions de neutrins.

L'experiment KEK to Kamioka (K2K) proporcionà la primera confirmació d'oscil·lacions a la mateixa regió de l'espai de paràmetres dels neutrins atmosfèrics, però amb neutrins creats pel ser humà a l'accelerador KEK.

Les oscil·lacions de neutrins[modifica | modifica el codi]

Els neutrins es produeixen pel corrent carregat de les interaccions febles i, per tant, com a estats propis de sabor: \nu_\alpha=\nu_e,\nu_\mu,\nu_\tau. Tanmateix, la matriu de massa dels neutrins en aquesta base de sabor no és en general diagonal. Açò significa que els estats propis de massa dels neutrins \nu_i=\nu_1,\nu_2,\nu_3 són en general diferents dels estats propis de sabor. La matriu de mescla leptónica, U, relaciona els estats propis de sabor dels neutrins \nu_\alpha que es produeixen o absorbeixen a les interaccions febles, amb els estats propis de massa \nu_i:

|\nu_{\alpha}\rangle=\sum_i U_{\alpha i}^*|\nu_i\rangle

Les oscil·lacions de neutrins són un fenomen quàntic conseqüència de la mescla de neutrins. La idea de les oscil·lacions de neutrins es remunta a finals dels anys 50 del segle XX, quan van ser discutides per primera vegada per Pontecorvo. La primera teoria d'oscil·lacions de dos neutrins fou desenvolupada per Gribov i Pontecorvo.

Probabilitat d'oscil·lació[modifica | modifica el codi]

L'expressió per a la probabilitat d'oscil·lació al buit d'un neutrí de sabor \alpha a un altre sabor \beta ve donada per:


P(\nu_{\alpha}\to\nu_{\beta})=\delta_{\alpha\beta}-4\sum_{i=1}^{n-1}\sum_{j=i+1}^{n}\mathrm{Re}\left[U_{\alpha i}U_{\beta i}^*U_{\alpha j}^*U_{\beta j}\right]\sin^2\left(\frac{\Delta m^2_{ij}L}{4E}\right)

on E és l'energia del neutrí, L és la distància que el neutrí ha recorregut, U_{\alpha i} és un element de la matriu de rotació entre els estats propis de sabor i els estats propis de massa, i \Delta m^2_{ij}=m_i^2-m_j^2 és la diferència de masses al quadrat dels neutrins. D'aquesta expressió és clar que les dades de les oscil·lacions de neutrins proporcionen informació sobre les diferències de masses al quadrat dels neutrins i els angles de mescla dels neutrins (continguts a U_{\alpha i}). Si el neutrí es propaga per un medi material dens en compte del buit, l'efecte Mikheev-Smirnov-Wolfenstein (MSW) canvia la fórmula anterior. Tanmateix, si considerem efectes de matèria, les oscil·lacions de neutrins també depenen dels paràmetres \Delta m^2_{ij} i U_{\alpha i}.

Matriu de mescla[modifica | modifica el codi]

Si sols hi ha tres estats propis de massa de neutrins, la matriu de mescla leptònica es pot parametritzar de manera estàndard com:


U = \begin{pmatrix}
c_{12}c_{13} & s_{12}c_{13}  & s_{13}e^{-i\delta}  \\
-s_{12}c_{23}-c_{12}s_{23}s_{13}e^{i\delta} & c_{12}c_{23}-s_{12}s_{23}s_{13}e^{i\delta} & s_{23}c_{13} \\
s_{12}s_{23}-c_{12}c_{23}s_{13}e^{i\delta}   & -c_{12}s_{23}-s_{12}c_{23}s_{13}e^{i\delta}  & c_{23}c_{13}
\end{pmatrix}
\times\; \textrm{diag}(e^{i\alpha_1/2}, e^{i \alpha_2/2}, 1) \,,

on c_{ij}\equiv\cos\theta_{ij} i s_{ij}\equiv\sin\theta_{ij}, on els tres \theta_{ij} són els angles de mescla dels neutrins. Els paràmetres \delta, \alpha_1 i \alpha_2 són fases de violació de CP. Les fases \alpha_1 i \alpha_2 s'anomenen fases de Majorana i sols tenen conseqüències físiques si els neutrins són partícules Majorana (és a dir, si són idèntics a les seues antipartícules). En aquest cas, estes fases influirien en la desintegració doble beta sense emissió de neutrins i altres processos. Tanmateix, les fases de Majorana no afecten les oscil·lacions de neutrins, independentment del fet que el neutrins siguen partícules Majorana o no. Els neutrins \nu_1 i \nu_2 són els membres del parell solar, amb m_2>m_1, i \nu_3 és el neutrí del parell atmosfèric, que pot ser més pesat o més lleuger que el parell solar.

Anàlisi global d'oscil·lacions de tres sabors de neutrins[modifica | modifica el codi]

Ací es presenten els valors més recents de millor ajust i els rangs permesos per als paràmetres d'oscil·lació de tres sabors de neutrins, calculats a partir de totes les dades de neutrins disponibles.[1]

  • Valors de millor ajust:
\Delta m^2_{21}=7.6\times 10^{-5}\,\textrm{eV}^2\,,\qquad\Delta m^2_{31}=2.4\times 10^{-3}\,\textrm{eV}^2\,,\qquad
\sin^2\theta_{12}=0.32\,,\qquad \sin^2\theta_{23}=0.50\,,\qquad \sin^2\theta_{13}=0.007
  • Interval a 2\sigma:
\Delta m^2_{21}=[7.3,\,8.1]\,\times 10^{-5}\,\textrm{eV}^2\,,\qquad\Delta m^2_{31}=[2.1,\,2.7]\,\times 10^{-3}\,\textrm{eV}^2
\sin^2\theta_{12}=[0.28,\,0.37]\,,\qquad \sin^2\theta_{23}=[0.38,\,0.63]\,,\qquad \sin^2\theta_{13}\le0.033
  • Interval a 3\sigma:
\Delta m^2_{21}=[7.1,\,8.3]\,\times 10^{-5}\,\textrm{eV}^2\,,\qquad\Delta m^2_{31}=[2.0,\,2.8]\,\times 10^{-3}\,\textrm{eV}^2
\sin^2\theta_{12}=[0.26,\,0.40]\,,\qquad \sin^2\theta_{23}=[0.34,\,0.67]\,,\qquad \sin^2\theta_{13}\le0.050

L'anomalia de la velocitat de desplaçament dels neutrins[modifica | modifica el codi]

El 23 de setembre de 2011, l'experiment OPERA anuncia la mesura del temps de vol dels neutrins, amb l'anòmal resultat de què els neutrins es desplacen a una velocitat major que la de la llum.[2]

El resultat de l'experiment indica que els neutrins que sorten del CERN arriben al detector al Gran Sasso en un temps de

\Delta t = 60.7 \pm 6.9 \pm 7.4\,\text{ns}

Aquest temps correspon a una diferència relativa de la velocitat dels neutrins respecte de la velocitat de la llum de

\frac{v-c}{c} = (2.48 \pm 0.28 \pm 0.30) \times 10^{-5}

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. M. Maltoni, T. Schwetz, M. A. Tortola and J. W. F. Valle, New J. Phys. 6 (2004) 122 arXiv:hep-ph/0405172. A l'apèndix hi ha una actualització de 2007.
  2. arXiv:1109.4897

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Neutrí Modifica l'enllaç a Wikidata