La detección de los neutrinos es de una importancia capital en la determinación de sus propiedades físicas. Las relaciones entre los flujos de cada una de los sabores de los neutrinos nos van a dar indicaciones sobre la posible existencia de mezcla entre sabores. La determinación de la existencia de mezcla es de gran importancia en cosmología, dado el papel principal que posee el neutrino en la materia oscura no bariónica, ya que obligaría a que los neutrinos tuvieran masa.

Todos los detectores se encuentran con el mismo problema. La pequeña sección eficaz que poseen los neutrinos y como únicamente interactuan débilmente hacen que sea muy difícil la detección de uno de ellos, así son necesarios grandes flujos de neutrinos para conseguir unas tasas de detección altas. Como ejemplo en el detector del Homestake se han detectado en un periodo de 27 años uno pocos cientos de neutrinos.

La detección de los neutrinos no se realiza de forma directa si no que, en los experimentos, se detectan partículas que hayan interaccionado con los neutrinos. El detector típico es el que detecta luz Cherenkov emitida por un electrón escateado por un neutrino. Proyectos más modernos (alguno sólo proyectos, otros en construcción) basan la detección de neutrinos en la detección de partículas asociadas a los mecanismos de producción de neutrinos.

Uno de los problemas fundamentales en la detección de neutrinos es su gran tasa de producción en los regímenes de baja energía, esto provoca un gran fondo de neutrinos que contaminan los resultados de los experimentos. El estudio de estos neutrinos de bajas energías es lo que introduciremos primero en la sección de neutrinos atmosféricos. Posteriormente introducimos el problema del neutrino solar e intercalaremos comentarios de los experimentos de detección más importantes como el Kamiokande, Superkamiokande y otros. En la siguiente sección tratamos de esbozar el papel que tienen los neutrinos en la cosmología, tanto en la nucleosíntesis primordial como en la explicación de la materia oscura. Por último explicamos el proyecto ANTARES como standard de los próximos detectores de neutrinos a gran escala.

NEUTRINOS ATMOSFÉRICOS.

Son aquellos neutrinos que se forman en la atmósfera. El mecanismo de producción más importante es la interacción de los rayos cósmicos (g ) con la atmósfera que lleva a la producción de piones y muones los cuales, en un sus desintegraciones dan lugar a neutrinos. Los neutrinos atmosféricos tienen un amplio rango de energías. Su detección y la determinación de sus características más relevantes (energía y dirección) son difíciles. La mayor importancia del estudio de los neutrinos atmosféricos radica en que son los constituyentes principales del flujo de neutrinos de fondo que se detectan en otros experimentos. Con el fin de poder reconocer los neutrinos en los que estamos interesados en nuestro experimento necesitamos tener un conocimiento profundo del fondo (contaminación) de neutrinos, especialmente de su espectro, para poder quitarlos de nuestras medidas.

Los rayos g primarios al interaccionar con la materia producen piones cuyas desintegraciones producen n m ´s y n _e´s por la cadena p ® m n m y m ® en _{en m} . Esperamos, suponiendo que los muones sólo provienen de los piones y que las vidas medias de ambos son cortas, un ratio n m /n _e de dos a uno. Cuando crece la energía, los muones no tienen suficiente tiempo para desintegrarse y n m /n _e aumenta. A altas energías comienza a tener efecto la secq _z (q _z es el ángulo cenital) dada la competición entre las descomposiciones de los piones y su interacción con la materia. Este efecto del ángulo cenital se da puesto que cuanto mayor sea este ángulo mayor será la cantidad de atmósfera que tendrá para interaccionar y se da a altas energías porque el camino libre medio crece con la energía y la distancia recorrida en la atmósfera empezaría a tener importancia (a baja energía el camino libre medio<<atmósfera).

Para reducir estos errores definimos el ratio doble:

Con los detectores Superkamiokande y el IMB se han medido para E<1.5 GeV que R=0.64± 0.06. Este ratio debería ser uno, así esta medida no tiene una explicación sencilla (p.e. que se creen mas p ⁺ que p ^-) y una opción podría ser que algunos neutrinos cambiaran su identidad vía oscilaciones neutrínicas. La tasa típica de producción se da a más o menos 15-20Km de altura, h, así la distancia que viaja el neutrino antes de alcanzar el detector es: (pak)

Donde R es el radio de la tierra. Tenemos que el camino recorrido por los neutrinos está entre 30Km y 6500Km y entonces L/E varía entre 25Km/GeV y 20000Km/GeV. Los datos pre-Superkamiokande no nos dan ninguna información sobre L o sobre q ni dependencia de E, por lo tanto si suponemos que existen oscilaciones neutrínicas con una probabilidad promedio de oscilaciones para un ángulo de mezcla q , dada por:

donde promediamos el seno ya que no tenemos información sobre los parámetros L, E y d m². Si suponemos que sólo hay oscilaciones entre dos sabores, entonces R=1-P en el caso de oscilaciones n m -n t , porque los neutrinos muónicos desaparecen de nuestro ratio, y para las oscilaciones n m -n _e tendríamos:

donde r es la razón r =N(n _e)/N(n m ) en ausencia de oscilaciones; la mayoría de los cálculos de flujo dan r~ 0.45. Como R~ 0.6 necesitamos para explicarlo grandes ángulos de mezcla, entre 30° y 45° para n m -n t , y algo más pequeños para n _e-n m . En estos cálculos hay una gran cantidad de incertidumbres de forma que se espera que cambien sustancialmente en los próximos años.

NEUTRINOS SOLARES.

Durante la vida del sol en la secuencia principal, el núcleo solar quema hidrógeno en helio. Estos procesos involucran interacciones débiles que dan lugar a la creación de neutrinos. Estos procesos en la cadena proton-proton (p-p) son:

La tarea de realizar experimentos de detección de neutrinos solares es muy difícil ya que tienen una interacción muy débil con la materia. La sección eficaz de los neutrinos poco energéticos (solares), con energías por debajo del MeV, es muy pequeña 10^-46-10^-42 cm^-2 lo que provoca que detectemos un número muy pequeño de ellos. Las predicciones teóricas para el flujo se basan en el modelo solar estándar cuyos ingredientes principales son:

• Equilibrio hidrostático.
• Ecuación de estado de un gas ideal.
• Equilibrio térmico.
• Transporte de energía dominado por la radiación.
• Energía producida en procesos de fusión.

Dentro de las diferentes formas de producción de energía que tiene el Sol (ciclo CNO, cadena proton-proton, etc.) va a ser la cadena p-p la que va a tener la tasa de producción de neutrinos dominante.

En este capitulo se van a utilizar unas unidades de protección: mwe (meters water equivalent). Estas unidades dan cuenta de la protección que van a poseer los detectores. Esta protección se va a dar en función de los metros de agua que deberíamos utilizar para conseguir la misma protección que posee el detector.

Detección radioquímica. Esta técnica se basa en exponer un gran número de átomos diana que tengan una sección eficaz de captura de neutrinos solares favorable y que estén en una posición suficientemente protegida de los rayos cósmicos muónicos. Así se dará la siguiente reacción:

En la mina de oro de Homestake hay 380000 litros de percloroetileno (C₂Cl₄) que son expuestos en un tanque a 4.100 mwe. de protección. Cada pocas semanas se separa el ³⁷Ar, que es radioactivo (vida media 35 días), del ³⁷Cl y se miden los electrones resultantes del decaimiento del ³⁷Ar conociendo así el número de capturas que ha habido.

La energía de los neutrinos capturados en el ³⁷Cl tienen que ser mayor que 814 KeV. El detector es ciego a los neutrinos de la rama PPI de la cadena p-p (90% del total) que tienen una energía de 420 KeV pero detecta los neutrinos procedentes del ⁸B y ⁷Be de las ramas PPIII y PPII de la misma cadena. El punto más importante en la detección de los neutrinos está en la separación y el contaje de desintegraciones de Ar durante la extracción, proceso que necesita de técnicas muy complicadas, además existe el problema de excluir los neutrinos de fondo (neutrinos atmosféricos).

Detección geoquímica Suponiendo que los núcleos producto formados en la captura de neutrinos poseen una vida larga, podemos medir el número de estos núcleos producto mejor que sus decays. Esta técnica se aplica a minerales naturales de sedimentos profundos de oro que sean ricos en átomos diana para los neutrinos. Estos minerales han de estar suficientemente protegidos de los rayos cósmicos y han de tener edades geológicas mayores que las de los productos de captura de neutrinos tauónicos. Esta técnica nos da información del flujo medio de neutrinos en los últimos millones de años.

Detectores a tiempo real. Los detectores radioquímicos miden únicamente las tasas. Los detectores en tiempo real dan el tiempo y la energía, y en algunos casos la dirección, de cada uno de los eventos.

Las reacciones tipo de un detector en tiempo real son:

• vía corriente cargada (CC)

• vía corriente neutra (NC)

• vía scattering neutrino-electrón (direccional)

Posteriormente, para detectar estas reacciones se usan detectores Cherenkov, detectores de centelleo modular o imágenes de cámaras de burbujas. El problema más grave que tienen estas técnicas es la eliminación del fondo de neutrinos que aumenta según vayamos bajando la energía más y más (mayor número de neutrinos poco energéticos). En el Kamiokande son capaces de bajar hasta energías de 8 MeV (⁸B-neutrino) lo que les limita a poder observar únicamente los neutrinos que provienen de la desintegración de ⁸B. Los detectores que son capaces de detectar las energías más bajas son los detectores de galio n _e+⁷¹Ga® e^-+⁷¹Ge (GALLEX) que son capaces de observar neutrinos con energías hasta de 0.2MeV, teóricamente podrían detectar los neutrinos provenientes de la fusión protón-protón.

Se basan en la detección de los conos de luz Cherenkov producidos por los electrones acelerados en el scattering neutrino-electrón en agua. En un principio el Kamiokande estaba diseñado para neutrinos de altas energías, pero el grupo fue capaz de bajar mucho el nivel de contaminación del detector (neutrinos de fondo) pudiendo utilizarlo para la detección de neutrinos solares.

El detector está instalado bajo 2700 mwe de protección en las minas de Kamioka en Japón. Consiste en 2142 Tons. (Kamiokande) y 22000 Tons (Superkamiokande) de agua. Las piscinas de agua están rodeadas de una red de fotomultiplicadores. La energía y el lugar dónde se ha dado un encuentro se reconstruyen a partir del número de células excitadas, nivel de excitación y los tiempos relativos entre las células fotomultiplicadoras que han medido el cono de luz. El resultado físico más importante en este campo ha sido la confirmación del déficit de neutrinos solares de ⁸Be.

El ratio medido fue:

Detectores criogénicos. Estos detectores aún están en estudio. Se basan en la medición de las energías de los electrones o núcleos escateados por neutrinos. El pequeño intercambio de energía que se puede dar en estos procesos puede llevar a excitaciones de los fotones de granos sólidos, o bien llevar a cristales semiconductores al estado de superconducción, o a subir la temperatura de cristales no conductores a muy bajas energías.

Resultados. Dada la pequeña interacción de los neutrinos con la materia el número de eventos que se han detectado es muy bajo. Para aumentar este número habría que utilizar detectores mucho más precisos (detectar n ´s poco energéticos) y con un tamaño mucho mayor, de éste modo podríamos hacer estadística de eventos, distribuciones temporales (quizás su energía media este relacionada con los ciclos solares) y unos estudios en general mucho más profundos. Vamos a enumerar los principales resultados que se han dado en los detectores más importantes y posteriormente describiremos algunas de las soluciones más creíbles que se dan al déficit de neutrinos solares.

En el Homestake se han detectado durante el periodo 1.970-1.997 del orden de unos pocos cientos de neutrinos. La media es 1 / 4 de la tasa predicha en el modelo solar estandar. En el Kamiokande y en el Superkamiokande la tasa medida es del 40% de la predicha. En los experimentos basados en el galio ( n _e+⁷¹Ga® e^-+⁷¹Ge ) GALLEX y SAGE han medido un flujo del 50% del esperado en el SSM. Aquí podemos ver una tabla con los ratios de flujo medido/predicho y la energía de detección de neutrinos.

Para analizar estos datos hemos de asumir que:

i ) el Sol produce su energía principalmente por el ciclo pp

2. el Sol está en estado estacionario
1. la masa de los neutrinos es 0
2. los espectros de la desintegración b tienen forma de una distribución de Fermi

Los experimentos del Homestake y el Kamiokande detectan menos neutrinos de los que predice el SSM. La discrepancia entre la teoría y el experimento es mayor para el Homestake que para el Kamiokande, aunque los dos son sensibles al los neutrinos provenientes de la desintegración del ⁸B. Puesto que el Homestake es capaz de detectar neutrinos con una energía de hasta 0.8MeV la significante diferencia que existe parece depender de alguna forma de la energía del neutrino. Los resultados de los experimentos de galio implica que el flujo de neutrinos de la captura de electrones del ⁷Be está esquilmada si asumimos que el flujo de neutrinos p-p está de acuerdo con las predicciones (algo que aún no sabemos). El problema viene de que las predicciones tanto del p-p como del ⁷Be son muy sólidas, ya que con los observables solares no podemos cambiar mucho el SSM como para obtener un flujo correcto de neutrinos. Más aún, el ⁷Be es la única fuente (en la cadena p-p) de producción de ⁸B en el núcleo solar. Si bajamos en nuestro modelo solar la producción de ⁷Be entonces no podríamos explicar porque el Kamiokande ha visto tantos neutrinos del ⁸B.

Una de las explicaciones de este déficit de neutrinos se basa en la oscilación de los neutrinos. Si estas oscilaciones existen en la naturaleza, existirá una posibilidad de que los neutrinos emitidos por el Sol (n _e) nos lleguen en forma de n m o en forma de n t . Los experimentos que hemos explicado no son capaces de detectar de igual forma los neutrinos electrónicos que los muónicos o tauónicos. Por ejemplo, Homestake no los detecta, Kamiokande y Superkamiokande son 7 veces menos sensibles a los neutrinos muónicos que a los neutrinos electrónicos y lo mismo para los otros detectores. Así el déficit en la detección de los neutrinos solares se podría explicar por las oscilaciones en la identidad de los neutrinos.

Otra explicación al déficit de neutrinos solares es la posibilidad de que estos tengan un momento magnético efectivo en cálculos a un loop ( ~ 10^-11m _B si mn ¹ 0), aún a pesar de que no tienen carga eléctrica, de forma que al interactuar con el campo magnético solar (muy fuerte) se podría producir una tasa de transición a neutrinos estériles que no serían detectados, puesto que los experimentos están diseñados para detectar interacciones débiles iniciadas por la partícula entrante. Si ocurrieran este tipo de transiciones la detección del flujo de neutrinos tendría variaciones periódicas coincidiendo con el periodo del campo magnético solar (11años). Un estudio largo en el tiempo podría detectar este tipo de variaciones si se pudiera realizar una estadística de detecciones frente al tiempo.

También podríamos explicar el déficit de neutrinos modificando el modelo solar estándar de forma que éste prediga el flujo de neutrinos medido, aunque parece que el modelo solar estandar es un modelo que está muy asentado y modificarlo parece la solución menos probable para la explicación de este déficit.

Si las oscilaciones son la solución al problema del neutrino solar entonces deberían poderse detectar en otros experimentos. Una forma de buscar las oscilaciones neutrínicas consiste en el uso de un detector que sólo vea las interacciones de corriente neutra ya que estas interacciones son independientes del neutrino que participe en ellas. Un detector de este tipo sería igualmente sensible a los tres sabores neutrínicos. Una posibilidad es el detector Cherenkov de agua pesada (D₂O) que se basa en las reacciones:

Si detectamos un neutrón sabemos que ha venido de la segunda reacción de forma que se puede saber el flujo total de neutrinos midiendo el número de neutrones salientes independientemente del tipo de neutrino que haya participado en la reacción y comparando este flujo con el obtenido vía corrientes cargadas para el neutrino electrónico tendríamos una posible evidencia de las oscilaciones. Por supuesto para conocer el flujo total de neutrinos hay que conocer perfectamente las secciones eficaces de los diferentes procesos para realizar una estimación correcta. La nueva familia de detectores basados en estas reacciones esta compuesta, por el momento, por el SNO y el BOREXINO.

Sudbury Neutrino Observatory (SNO). Es un detector de radiación Cherenkov en agua pesada. Su objetivo principal es la detección de los neutrinos solares de la desintegración del ⁸B. Como tiene un núcleo de deuterio va a ser capaz de distinguir los neutrinos electrónicos de cualquier otro. La tasa de interacción del neutrino con el agua pesada es mucho mayor que la del agua ordinaria, así este detector tendrá una tasa de detección más o menos igual que la del Superkamiokande con un tamaño menor. Las reacciones que se dan son:

d + n _i ® p + n + n _i NC

d + n _e ® p + p + e CC

rotura del deuterón y electroproducción de deuterones respectivamente. La resolución energética de la segunda reacción es muy buena porque la energía del neutrino incidente es prácticamente igual que la del electrón saliente más el incremento en la suma de las masas 1.4MeV. Esta reacción se usará para el estudio del flujo total de neutrinos electrónicos y para hallar la forma del espectro de los neutrinos del ⁸B. La primera reacción ocurre con la misma probabilidad para los tres sabores. Nos va a dar una medida del flujo total del flujo total de neutrinos del ⁸B con una engría superior a 2.2MeV, la energía necesaria para que se de la reacción en el detector y esto nos lo dará aunque los neutrinos hayan cambiado de sabor en el trayecto. Si existe una diferencia significativa en las tasas de detección de las dos reacciones se habrá demostrado que existe mezcla de sabores.

El detector del SNO está situado en una mina activa de níquel. Está en una cavidad de 22m de ancho y 34m de alto, el detector está en una matriz de poliuretano que separa en contenedor del agua pesada del radón con que está llena la cavidad. El agua pesada está en una esfera transparente de acrílico de 12m de diámetro. El agua pesada se monitoriza exteriormente con diezmil fotomultiplicadores de 20cm de diámetro. La región exterior de la esfera está llena de agua normal que sirve de protección contra la radioactividad. La contaminación más importante del detector viene de la desintegración gamma del uranio y del torio, puesto que un rayo gamma con una energía mayor que 2.2MeV puede desintegrar un deuterón y este proceso es muy difícil de distinguir de la primera reacción . Este detector está en las últimas fases antes de su puesta en marcha y se espera que nos dé una gran información sobre los neutrinos solares y sobre la existencia de mixing.

Borexino. Ni el Superkamiokande ni el SNO son capaces de medir el flujo de neutrinos del ⁷Be de forma directa puesto que tienen energías mínimas de detección mayores. El Homestake y el GALLEX detectan todos los eventos por encima de la energía de detección mínima pero no dan una información evento a evento de forma que no son capaces de decirnos que cantidad de neutrinos provienen del ⁷Be. Si la pérdida de neutrinos ⁷Be se debe a que la mezcla ha hecho invisible a los detectores los neutrinos tau o mu esto se va a poder detectar con este detector.

El SSM asocia el 15% de la energía del Sol a la captura de electrones por el ⁷Be de forma que podemos calcular la producción de neutrinos ⁷Be con bastante precisión. El 90% de estos neutrinos están asociados a la línea espectral de 0.86MeV por encima de la energía de detección mínima del Borexino.

Esta situado en las mismas instalaciones que el GALLEX en Italia. Se espera que esté a pleno funcionamiento en 1999. El detector se basa en la espectroscopía de centelleos en líquidos (técnica estandar en nuclear y en física de partículas de altas energías). Los neutrinos se van a detectar a través del scattering elástico de electrones en un liquido centelleante orgánico. Los electrones salientes tendrán un espectro continuo parecido al Compton con una energía máxima de 665KeV. En respuesta al electrón saliente el liquido centelleante produce luz visible, alrededor se 10⁴ fotones por cada MeV de energía perdida (produce mucha más luz que el detector Cherenkov).

Para detectar el centelleo se usan 2000 tubos fotomultiplicadores. La luz emitida es proporcional a la pérdida de energía del electrón saliente, pero no se puede determinar la dirección del electrón saliente. La firma de los neutrinos del ⁷Be será la forma del espectro del electrón saliente. Este espectro tendrá forma de caja con una energía máxima de 665KeV. El detector va a usar 100m³ de liquido centelleante. Para este tamaño y según el SSM, sin incluir oscilaciones del neutrino, se espera una tasa de detección de 18000 eventos/año con energías para los electrones salientes entre 250-665KeV. El detector es capaz de ver cualquier centelleo de un electrón con energías por encima de 50KeV pero la contaminación del carbono 14 hace inservible la parte menos energética del espectro.

Aunque los tres sabores son capaces de escatear elásticamente un electrón la sección eficaz es mayor para los neutrinos electrónicos, porque pueden tener scattering vía corrientes neutras y vía corrientes cargadas. El mayor problema que presenta este detector es la eliminación del la contaminación debida a las desintegraciones de elementos en el detector (obligatorio menos de 1 por semana y por tonelada), por desintegraciones de radón-222 que se puede difundir en el detector y por el kriptón-85 (residuo de los reactores nucleares). El detector está ahora en la fase de purificación de los materiales y se espera que funcione en los próximos años.

SUPERNOVAS Y NEUTRINOS.

Casi todos los datos sobre neutrinos procedentes de supernovas se recogieron durante la explosión de la supernova de la gran nube de Magallanes (LMC) en 1987 (SN1987A). Esta supernova se detecto en los primeros estadios de su explosión de forma que se pudieron recoger datos de gran número de fases de la explosión de una supernova. Las supernovas se clasifican en dos tipos tipo I y tipo II, la que nos interesa fue de tipo II.

Esta bien establecido que los colapsos gravitacionales están asociados a supernovas del tipo II y a la posterior formación de estrellas de neutrones o agujeros negros. Las estrellas masivas M³ M_o (masa solar) evolucionan hacia configuraciones tipo "cebolla", es decir con capas radiales diferenciadas, con un núcleo central muy denso de hierro de una masa más o menos la masa de Chandrasekhar rodeada de capas activas de silicio, oxígeno, néon, carbono, helio e hidrógeno. Cuando no se puede generar mas energía en el núcleo éste se colapsa. Al ocurrir el colapso se da la neutronización, proceso del tipo:

electrones y protones se combinan para dar neutrones y neutrinos electrónicos.

La densidad del núcleo crece desde 10^11® 10¹⁴ g/cm³. El núcleo colapsa, oscila y posteriormente explota. Para que la supernova termine formando una estrella de neutrones se ha de expulsar la energía de ligadura de la estrella (2·10⁵³ erg). Los fotones y la energía cinética de la estrella (que se llevan las partes de la estrella al explotar) suman una energía del orden de 10⁵¹ erg, así la diferencia de energía entre la emitida por fotones y en forma de E_c con la emisión necesaria para la formación de una estrella de neutrones ha de ser emitida de alguna forma invisible, bien neutrinos bien ondas gravitacionales. Los modelos de supernovas predicen una emisión de un 1% vía ondas gravitacionales por lo tanto el grueso de la energía se va a transportar por medio de neutrinos.

Para densidades mayores de 2·10¹¹ g/cm³ la materia es opaca a los neutrinos, así pues, la zona interna del núcleo tiene sus neutrinos degenerados y en equilibrio con la materia puesto que estos no pueden escapar del núcleo. De aquí se deduce (en los modelos) que el tiempo de emisión de neutrinos y la escala de tiempos del colapso está gobernada por el tiempo de difusión de los neutrinos (del orden de segundos), es decir que el colapso y la emisión de neutrinos va a darse en un tiempo del orden de segundos. La temperatura de la neutrinoesfera (zona del núcleo donde están los neutrinos en equilibrio) nos da una estimación de la energía media de los neutrinos electrónicos, que será de 10 MeV.

El núcleo de la supernova tiene ~ 10⁵⁷ protones que se convierten en neutrones y neutrinos electrónicos, llevándose estos 10 MeV de media cada uno. Así se emiten 1.3·10⁵¹ erg en neutrinos electrónicos producto de la neutronización (< 10% de la energía de ligadura). El resto de los neutrinos se emite vía procesos de aniquilación:

dónde i = e, m o t . La producción de n m y n t se da vía corrientes cargadas y la producción de n _e vía corrientes cargadas y corrientes neutras. Estos procesos tienen una distribución de energías Fermi-Dirac con temperaturas alrededor de 5 MeV para los n t y n m y 10 MeV para los n _e. El número de neutrinos y antineutrinos creados es más o menos igual, pero el número de neutrinos y antineutrinos tauónicos o muónicos es más o menos la mitad del número de neutrinos y antineutrinos electrónicos. Los modelos predicen que el tiempo de emisión de neutrinos durante la explosión será de 10 seg.

Durante la explosión se detectaron neutrinos en el Kamiokande y en el IMB que son detectores de radiación Cherenkov en agua. En estos detectores se dan las reacciones:

i)

ii)

La mayoría de los eventos deben de ser de la forma antineutrino electrónico-protón, ya que el ratio de las tasas , que va como E/MeV, es 10 siendo . Los eventos antineutrino electrónico-protón tienen una sección eficaz casi isotrópica lo que produce que no tengan ninguna dirección preferida. Los eventos de scattering de neutrino electrónicos tienen un pico a pequeños ángulos (forward).

El número de neutrinos que se detectaron está bastante de acuerdo con lo que se esperaba según los modelos de supernovas. Estos modelos no contemplaban la mezcla de neutrinos y dado que no se conocen realmente las características físicas de la estrella que explotó no se pueden hacer conjeturas, con la suficiente exactitud, sobre el flujo de neutrinos que nos debería llegar si incluimos la mezcla de sabores. Las detecciones de los neutrinos se dieron en un intervalo de tiempo de 10 segundos. El número de detecciones en 10 seg. fue de 19, con energías comprendidas entre los 7 y 30MeV, con una media de 15MeV. La energía total emitida en antineutrinos electrónicos fue de 3·10⁵² erg que se traduce en 3·10⁵³ erg emitidos vía neutrinos. La distribución angular tenía una pequeña preferencia en la dirección de emisión (dirección a SN1987A), y uno de los eventos se interpretaba mejor como neutrino electrónico. Un ajuste a una distribución de Fermi-Dirac sugiere una temperatura para los neutrinos electrónicos en el rango de 3.5 a 5 MeV. De estas pocas detecciones se pueden fijar fuertemente y unívocamente algunas de las propiedades de los neutrinos:

1. Vida del neutrino - al menos ha de ser el tiempo de vuelo desde la LMC. La distancia es de 52 kpc que corresponde a 5·10¹² s. El límite en el sistema de referencia en reposo es al menos (para neutrinos de 10 MeV) 5·10²² s. Si el neutrino electrónico no es un autoestado de la masa sino que existe mezcla, al menos uno de los autoestados ha de tener:

1. una gran componente de neutrino electrónico
2. una vida mayor que 5 ·10¹² s.

2. Decaimiento fotónico del neutrino electrónico. En observaciones realizadas con un satélite durante la emisión de neutrinos de la SN1987A no se detectaron rayos gamma con energías en el rango 1-10 MeV, correspondientes a la energía de los fotones salientes de un posible decaimiento fotónico. Como la densidad de neutrinos electrónicos debida a SN1987A era de 10¹⁰ cm^-2 podemos poner un límite inferior a t n _e/B.R (vida media asociada al posible decaimiento fotónico) de 10²²s, dónde B.R. es el Branching ratio de los neutrinos electrónicos descomponiéndose en fotones. Este límite es válido para

diferencia de tiempo de llegada, además puede existir una diferencia en el tiempo de emisión . Así:

7. Sabores de los neutrinos. Si el número de neutrinos livianos (<1MeV) fuera N entonces la luminosidad debida a los antineutrinos electrónicos podría ser 3/N del total de la esperada. Como la luminosidad observada era la esperada y admitiendo una incertidumbre de 2 en el número de sabores, tenemos que N<6. Este límite no es bueno. En el LEP se determinó con mucha precisión que N=3.
9. Momento magnético del neutrino. Como no podemos determinar si los neutrinos son partículas de Majorana (partículas que tienen momento magnético cero) o de Dirac no se puede decir nada concluyente sobre la existencia del momento magnético (efectivo, puesto que no tiene carga) del neutrino.
10. Otras posibles consideraciones. De la misma forma que hemos puesto cotas a algunas de las propiedades de los neutrino podemos hacer conjeturas sobre otras características. Utilizando el argumento del intervalo temporal en que recibieron podemos testar la existencia de alguna nueva fuerza, vectorial o escalar, que actúe sobre los neutrinos. Con mucha precisión podemos decir que es prácticamente imposible utilizando estos resultados. Con respecto a los ángulos de mezcla de los neutrinos no se puede llegar a una conclusión, pero considerando una de las detecciones como un scattering neutrino-electrón, es obligado que exista una gran componente de neutrinos electrónicos en la mezcla ya que si no, no se hubiera detectado.

Realmente se han detectado muy pocos neutrinos procedentes de supernovas pero nos han permitido obtener una gran cantidad de información, aunque su detección se realizó con los detectores de primera generación. Una de las mayores esperanzas en este campo es la explosión de una supernova cercana al Sol que nos permita obtener una gran cantidad de datos, quizás suficientes como para desentrañar el misterio de si existe mezcla de neutrinos (si tienen masa), testar los modelos de supernovas o testar los modelos de producción de neutrinos en la estrellas.

NEUTRINOS Y COSMOLOGÍA.

En cosmología hay importantes consecuencias si las masas de los neutrinos fueran distintas de cero. Esta relación entre los neutrinos y la cosmología se reconoció por primera vez en 1966 por Gershtein y Zeldovich después del descubrimiento de la radiación de fondo(CMB). Ellos arguyeron que dado que la densidad numérica de fotones y de neutrinos de cada especie en el CMB era a grosso modo la misma, la masa de los neutrinos muónicos habría de ser <400eV, de otra forma la densidad media del universo sería demasiado alta y su edad demasiado joven para poder contener objetos viejos como cúmulos globulares.

En la misma época que la proposición del neutrino por Fermi se descubrió (Zwicky 1933) que las masas de los cúmulos de galaxias (10¹⁵ masas solares) deberían de ser mucho mayores de lo que se infiere contando galaxias. Midiendo las velocidades de las galaxias encontraron que los pozos de potencial gravitacional de los cúmulos de galaxias eran mayores de lo serían si la masa de los cúmulos fuera la suma de las galaxias que los componen. Más tarde se descubrió un fenómeno similar en los brazos de las mayores galaxias espirales.

Dados estos efectos se especuló con que la masa perdida consistiera en neutrinos, si estos tuvieran masa (1972). En la década de los sesenta Markov demostró que neutrinos masivos podrían formar superestrellas, es decir, grandes nubes de neutrinos ligadas gravitacionalmente. Si los neutrinos tuvieran masa, podrían formar la materia oscura de los cúmulos de galaxias si formaran halos masivos alrededor de las galaxias, así gran parte de la materia de las galaxias sería oscura puesto que los neutrinos no emiten ni absorben radiación electromagnética. En 1981 se llegó a la conclusión de que toda la materia oscura de las galaxias no puede ser bariónica y quizás se necesite de la existencia de los neutrinos masivos para explicar esta materia no bariónica.

La radiación de fondo ha de ir acompañada por neutrinos que se desacoplaron en tiempos muy jóvenes. La relación entre el número de fotones y el número de neutrinos permanecerá constante a menos que exista un mecanismo de producción masiva de neutrinos o fotones de forma que esta producción sea comparable al CMB. El único proceso que puede producir esto es la aniquilación de pares e⁺e^- después del desacoplamiento de los neutrinos. Basándonos en estos argumentos podemos calcular la densidad media de las especies de neutrinos ligeros:

donde parámetro que da la incertidumbre en la Tg (temperatura del CMB), es la diferencia entre las densidades de fermiones (n ) y bosones (g ) (existen 3 fermiones por cada cuatro bosones) y el segundo término refleja el incremento del número de fotones debido a la aniquilación de pares electrón positrón después del desacoplo de los neutrinos de los fotones y electrones.

Para una Tg =2.7° K, analizando el espectro del CMB podemos estimar la densidad de fotones encontrando:

de donde obtenemos para los neutrinos:

para cada sabor. Así la densidad energética de los neutrinos es:

Asumiendo que el universo es isótropo y homogéneo, esto es, olvidándonos de las velocidades extrañas que hemos medido en algunos objetos y que la velocidad de los objetos u<<c podemos decir que la tasa de expansión del universo viene caracterizada por :

donde H₀ es la constante de Hubble H₀=100h kms^-1Mpc^-1, donde h es la constante de Hubble adimensional, que refleja las incertidumbres astronómicas en la determinación de H₀. En este momento se acepta que 1 ³ h ³ 0.4. La densidad crítica del universo es aquella densidad para la cual el universo tiende a un estado asintótico cuando el tiempo tienda a infinito, dicho de otra forma, si la densidad del universo es menor que la densidad crítica, éste se expandirá indefinidamente y si es mayor que la densidad crítica, el universo tendrá una fase de contracción.

La densidad crítica del universo es:

Para que la densidad de los neutrinos sea menor que la densidad crítica, la suma de las masas de todas las familias de neutrinos ha de satisfacer:

Por otro lado estudios sobre la síntesis primordial y sobre la abundancia de ⁴He restringen el número de familias de neutrinos a las conocidas Nn =3. Con todo esto nos hacemos dos preguntas:

Si la suma de las masas de los neutrinos fueran del orden de 10-30eV, o si únicamente uno de ellos, p.e. n t , tuviera esa masa, los neutrinos formarían el grueso de la densidad energética del universo y una gran parte de la materia oscura (30% en forma de materia oscura caliente). ¿Como podemos comprobar esto experimentalmente? ¿Como podemos detectar los neutrinos primordiales?

Se han hecho varias propuestas (algunas en nuestra opinión bastante descabelladas) para detectar los neutrinos primordiales pero técnicamente no se van a poder llevar a cabo en los próximos años. Un ejemplo de estas proposiciones es la debida a Zeldovich, quien propuso un container lleno de esferas con un tamaño del orden de la longitud de onda del CMB y cuyas distancias intersticiales sean menores que l . El container recibiría una aceleración debida a los neutrinos de la forma:

para masas de los neutrinos en el rango de uno pocos eV y con K_L=(A-Z) para n m y (3Z-A) para n _e , pero esto por ahora es imposible técnicamente.

Un artículo de 1995 (Gautam) dice que la suma de las masas de todas las familias neutrínicas debería ser de 7eV para justificar la materia oscura. Algunos proyectos futuros CHORUS, NOMAD Y COSMOS intentarán medir d m^2~ 1® 1000eV y que sin²2q >10^-4 de forma que si uno de los neutrinos, por ejemplo n t , tuviera una masa en el rango 5 a 30eV nos diera el 30% de la densidad necesaria para mantener .

LA NUEVA GENERACIÓN DE DETECTORES.

Dada la pequeñísima sección eficaz que poseen lo neutrinos frente a interacciones con otras partículas la única forma de detectar un gran número de neutrinos es hacer un detector tremendamente grande. Como hemos visto ya, en la mayoría de los detectores a tiempo real importantes la detección se da en una piscina donde buscan radiación Cherenkov. Para eliminar el problema del fondo de neutrinos protegen su detector situándolo a grandes profundidades, por ejemplo el Kamiokande está situado en una mina. Esto provoca que la construcción del detector y su mantenimiento resulten muy caros. La piscina enterrada más grande que existe es el propio mar, de ahí que la nueva generación de detectores kilométricos de neutrinos vaya a estar a grandes profundidades marinas.

Los proyectos más importantes de la nueva generación de detectores son:

ANTARES

AMANDA

BAIKAL

NESTOR

DUMAND

Todos se basan en la detección de partículas cuya aparición vaya acompañada de la aparición de neutrinos. Todos estos exceptuando AMANDA que estará en el hielo de la Antártida, estarán situados a grandes profundidades bajo el agua. NESTOR estará en las costas griegas en el Mediterráneo . BAIKAL, que comienza a funcionar ahora, está en el lago Baikal en Rusia. ANTARES estará en el océano antártico y de el será del que más nos ocuparemos.

En física de partículas la unificación de las cuatro fuerzas es uno de los objetivos más importantes en el intento de entender el universo. En los estudios más aceptados las fuerzas se unifican a una energía muy alta. Estas energías son mucho mayores que las que se consiguen actualmente en los aceleradores y que las que se conseguirán en el LHC (Large Hadron Collider). Las únicas fuentes de partículas de energía ultra alta son las reliquias del Big Bang u objetos cósmicos activos, y como en la Tierra se han detectado rayos gamma con energías mayores de 10²⁰ eV su existencia está asegurada. El hecho de que la naturaleza haya sido capaz de acelerar partículas a mayor energía de la que es capaz el hombre es una pregunta sin resolver. El estudio de las partículas ultra-energéticas nos puede ayudar, por un lado a testar varios mecanismos de aceleración, y por otro lado, para descartar algunas de las teorías que intentan extender el Modelo Standard a la escala de Planck.

Complementariamente a la observación fotónica, el estudio de los neutrinos de altas energías puede ayudar a dilucidar el origen de los rayos cósmicos ultra energéticos. También podemos estudiar el flujo de neutrinos atmosféricos para las oscilaciones de los neutrinos.

El hecho de que el neutrino sea una partícula neutra tiene algunas ventajas intrínsecas. Las partículas cargadas son sensibles a la existencia de campos magnéticos, en la fuente, durante su transporte a través de la galaxia con lo que, exceptuando a aquellas que tienen las energías más altas que se pueden alcanzar, no apuntan a la fuente de emisión. Los neutrinos y los fotones son insensibles a la existencia de estos campos. Aún así, para neutrinos y fotones de misma energía el neutrino es mucho más penetrante que el fotón. Además la interacción de fotones de muy alta energía con la radiación infrarroja y la radiación de fondo de microondas (CMB) limitan el camino recorrido a distancias menores de 100 Mpc. Es conveniente estudiar los rayos g ultraenergéticos y los neutrinos cósmicos conjuntamente, ya que parecen provenir de las mismas fuentes, de forma que podamos conocer su origen y la naturaleza de las fuentes que los producen.

Se han observado fotones de energías del orden de TeV, hay dos mecanismos que son capaces de producirlos. El de tipo electromagnético está basado en radiación sincrotrón emitida por plasma acelerado seguido de scattering Compton inverso de electrones. El otro es de tipo hadrónico y está basado en el decaimiento de p ⁰ ´s producidos en interacciones hadrónicas de nucleones acelerados con un target cósmico (materia o un fotón de campo).

El primer mecanismo no produce neutrinos. El segundo, en cambio, produce neutrinos por medio de la descomposición de los piones cargados que se forman a la vez que los neutros siguiendo:

Como la energía de los rayos cósmicos que detectamos en la tierra son muy parecidas a la energía de los neutrinos y su dirección de propagación es la misma, podemos decir que los neutrinos cósmicos se crearon en las interacciones de los rayos cósmicos con la materia o con la radiación de fondo de microondas (CMB). Vamos a realizar una enumeración de las posibles fuentes de producción de rayos cósmicos diferenciando entre las galácticas y las extragalácticas.

• Sistemas binarios emisores de rayos-X.

Estos sistemas están formados por una estrella compacta, como una estrella de neutrones o un agujero negro, que acreta materia de su compañera, una estrella que no es compacta. Los fuertes campos magnéticos junto con los flujos de plasma, entre las dos estrellas, producen una aceleración de las partículas. La interacción de estas partículas aceleradas con la materia acretada de la compañera lleva a la producción de mesones quienes eventualmente se descomponen produciendo neutrinos.

• Remanentes jóvenes de supernovas .

En este tipo de remanentes suelen quedar pulsares centrales después de la explosión de la supernova. Los protones en la envoltura del remanente de supernova se aceleran debido a la magnetoesfera del pulsar. La interacción de estos protones con la materia de la envoltura da lugar a la emisión de neutrinos. La fase de emisión de neutrinos por este mecanismo dura de 1 a 10 años después de la explosión de la supernova. Se han encontrado señales de rayos gamma en al menos dos remanentes de supernova.

• Núcleos activos de galaxias.

Son los objetos más brillantes del universo. Su "motor central" (fuente de energía) se cree que está formado por un agujero negro masivo. La energía que alimenta al "motor" viene de la acreción de la materia que rodea al agujero negro, este se traga unas pocas masas solares cada año. Se han observado zonas de aceleración cerca del motor central, a lo largo de los radio-jets y en las zonas donde terminan los jets o en los lóbulos. Un esquema de este proceso se puede ver en la figura.

Estas zonas provocan la aceleración de protones quiénes interactuan con la materia y emiten neutrinos. De estas fuentes se han medido rayos gamma con energías de 10GeV.

• Gamma Ray Burst (GRB).

Aunque siendo rígidos no son una fuente extragaláctica si que los consideraremos así dada su posición en nuestra galaxia. Se dan en la zona externa del halo. Se han observado a una tasa de uno por día en los últimos años. Sus modelos predicen la emisión de una parte de la energía en forma de neutrinos.

La existencia de fuentes galácticas y extragalácticas de rayos cósmicos de altas energías garantizan la producción de neutrinos de alta energía. Esto es porque los rayos cósmicos primarios pueden interactuar con:

1. El medio donde se produjeron.
2. La radiación cósmica de fondo (2.7° K).
3. El gas interestelar de nuestra galaxia.
4. La atmósfera terrestre.

Interacciones que producen mesones que eventualmente (piones) se desintegran en neutrinos.

Todas las fuentes potenciales producen tanto neutrinos electrónicos como muónicos. Podemos detectar las interacciones de los neutrinos electrónicos observando chorros electromagnéticos o hadrónicos (hadrones creados en la interacción de los neutrinos electrónicos con los nucleones). En este experimento sólo se fijarán en los neutrinos muónicos.

Los neutrinos muónicos pueden detectarse observando los muones que se han creado en la interacción de los neutrinos con la materia que rodea al detector. Estos muones son altamente penetrantes y dada su alta energía (relativistas), y aún a pesar de que su vida media es muy corta, tardan suficiente tiempo en desintegrarse como para llegar al detector (tiempo nuestro no tiempo propio).

Para reducir el fondo de muones que se han formado en la atmósfera, mounes mucho menos energéticos, el telescopio de neutrinos ha de estar a muchos kilómetros de profundidad (en unidades de m de agua equivalentes) y además sólo se considerarán muones que vengan formando un ángulo con el cenit mayor que 80° . Para ángulos cenitales menores de 80º el flujo de muones atmosféricos se hace mayor que el de los muones que han sido inducidos por los neutrinos de nuestra fuente, estando bajo una protección de 3000 mwe. A altas energías ( energías de los muones en que estamos interesados) el muón inducido se emite prácticamente en la misma dirección que el neutrino incidente (q m n _~ 1.5° /(E/TeV)^1/2) lo que nos permite conocer la posición de la fuente de emisión de neutrinos.

El detector está compuesto por una matriz tridimensional de fotomultiplicadores. Cuando el muón pasa a través del agua del mar emite radiación Cherenkov que vamos a detectar en lo fotomultiplicadores. Medir la diferencia de tiempos que tarda la luz en llegar a los fotomultiplicadores nos permite reconstruir la dirección del muón incidente. De otra forma, podemos chequear si este muón ha sido creado mediante la interacción de un neutrino con la materia, habiendo sido este neutrino emitido por una fuente de rayos gamma altamente energéticos (de quien conocemos perfectamente su posición por astronomía). La cantidad de luz registrada por los fotomultiplicadores permite conocer la energía del muón dándonos un límite inferior a la energía del neutrino padre.

Para conocer el flujo de muones que va a atravesar el detector tenemos que conocer la interacción (sección eficaz) neutrino-núcleo y la atenuación del flujo de neutrinos por la Tierra. Los cálculos que llevan a dar un valor al flujo de muones que vamos a tener ha tenido en cuenta secciones eficaces, ángulos de salida de scattering y las interacciones materia-muon han sido promediadas numéricamente utilizando simulaciones Montecarlo.

En el detector se va a medir un cierto fondo. Este fondo va a estar formado por neutrinos, que pueden generar muones, y muones producidos en la interacción de rayos cósmicos primarios con la atmósfera terrestre. No podemos diferenciar los neutrinos cósmicos de los neutrinos atmosféricos. Estos se forman en las desintegraciones de piones y kaones que se formaron en la interacción de los rayos cósmicos con la atmósfera. Los flujos de neutrinos cósmicos y atmosféricos se pueden aproximar por una ley de potencias:

Donde g ~ 3.7 para los neutrinos atmosféricos. Para fuentes cósmicas esperamos g =2. Otro efecto a tener en cuenta es que el ratio señal/background de neutrinos atmosféricos mejora con la energía dado el tipo de espectro que poseen los neutrinos atmosféricos, mucho más numerosos los poco energéticos.

Nuestro detector no detecta directamente neutrinos sino que detecta los muones. La interacción de los rayos cósmicos produce también muones. Para ángulos cenitales pequeños, el fondo de muones es varios ordenes de magnitud mayor que el fondo de muones creados por la interacción con neutrinos, de esta forma hay que blindar el detector de estos muones directos para bajar su tasa de detección y quizás para bajar la posibilidad de reconocer en una detección de estos muones a un muón creado por un neutrino cósmico.

El principio de detección de neutrinos puede entenderse mejor observando la siguiente figura:

En el proyecto AMANDA (dirigido por Halzen) se pretende la detección de muones producidos por los mismos métodos que se han comentado para el proyecto ANTARES. Los detectores serán células fotomultiplicadoras que verán la traza de luz Cherenkov que dejará el muón. Tiene varias fases, la fase más profunda estará a una profundidad de casi 2Km, para hacerse una idea de sus dimensiones lo mejor es ver una vista esquemática:

donde los puntos rojos y verdes corresponden a matrices de fotomultiplicadores y la imagen extraña en la parte inferior derecha es la estatua de la libertad (sic). Viendo este esquema del detector nos podemos hacer una idea de la dificultad de detectar neutrinos tanto técnicamente como en lo que respecta al tamaño del detector y a tasa de detección.