El neutrino es un tipo de partícula elemental que forma parte del modelo estándar de partículas, junto a los quarks, leptones y bosones. Los bosones se encargan de la transmisión de las fuerzas elementales, mientras que las otras tres partículas (quarks, leptones y neutrinos), son las encargadas de la generación de la materia. El modelo estándar las agrupa en tres familias, según su nivel de energía. Cada familia está compuesta por dos quarks, un leptón y un neutrino asociado a ese leptón. La familia de energía más baja es la familia del electrón, que consta del quark arriba, el quark abajo, el electrón y el neutrino electrónico. La segunda familia, la del muón, es de energía superior, está formada por los quarks extraño y encanto, el muón y el neutrino muónico. Finalmente, la familia de mas alta energía, la del tau, está formada por los quarks cima y sima, el leptón es el tau y su neutrino asociado, el neutrino tauónico.
A cada neutrino le corresponde también su gemela antipartícula, por lo que tenemos al final seis tipos de neutrinos.
Los neutrinos son partículas muy esquivas, no tienen carga eléctrica, tienen masa extremadamente baja, prácticamente cero y se desplazan muy rápido, casi siempre a velocidades cercanas a la de la luz. Estas propiedades hacen muy difícil su detección, ya que no interaccionan prácticamente con nada. Al principio se estipuló que no interaccionan con ninguna otra partícula, pero se ha demostrado que no es cierto, eso sí, la probabilidad de interacción es extremadamente baja.
Los neutrinos más comunes, los electrónicos, se generan en las desintegraciones radioactivas, concretamente en la radiación beta.
p+ → n + e+ + νe
n → p+ + e– + ν*e
En principio, el nombre de detectores de neutrinos es erróneo, pues en realidad no detectan la partícula en sí, sino sus efectos en la materia. De hecho, el primer registro de un neutrino, hecho en las cercanías de una central nuclear, no detectó el neutrino, ni siquiera sus efectos, sino el efecto de otra partícula que le acompaña en la reacción, el positrón. El positrón como antipartícula que es, no dura mucho tiempo en presencia de materia, y se desintegra en dos fotones idénticos y con sentido contrario. Fueron esos fotones “hermanos” los que, mediante un detector de centelleo, los que dejaron su rastro en el aparato.
Los detectores de centelleo más modernos utilizan como reactivo para los destellos disoluciones de productos aromáticos (derivados del benceno) ya que los enlaces químicos de ese tipo de compuestos responden muy bien a ese tipo de fotones simétricos. Han sido capaces de detectar neutrinos de los otros dos sabores (muónicos y tauónicos).
Una siguiente generación de detectores se construyó con otro principio, el de la generación de una reacción radiactiva gracias a la energía aportada por un neutrino capturado. Existen muchos procesos radiactivos provocados por neutrinos, pero el que hasta el momento está dando más éxito es el basado en el cloro-37, que absorbe un neutrino y se transforma en argón-37. Un detector de este tipo se encuentra en una mina de Dakota del Sur, para proteger los resultados de la interacción con los rayos cósmicos, consta de una piscina de 380000 litros de tetracloroetileno (producto usualmente utilizado en tintorerías), midiendo la cantidad presente de argón, se tenía una estimación de los neutrinos que habían interaccionado. También se han utilizado otro tipo de reacciones utilizando interacciones de neutrinos con boro o galio.
Pero sin duda los mal denominados detectores de neutrinos con más éxito se han basado en la radiación cherenkov. Estos se basan en el principio de que la velocidad de la luz es distinta según el medio por el que se propague. La máxima velocidad se da en el vacío, y en cualquier otro medio material, esta será menor, dependiendo de su densidad. Pues bien, si un neutrino que viene del espacio a prácticamente a la velocidad de la luz en el vacío ( c ), pasa a un medio más denso con una apreciable diferencia de la velocidad máxima de la luz en dicho medio. Como es físicamente imposible ir a mayor velocidad que la luz (en el medio), aparece una pérdida de energía para adecuar esta nueva velocidad máxima. Esa energía desprendida es la llamada radiación de cherenkov.
Como la interacción de los neutrinos es muy débil con la materia, la única solución es hacer los detectores lo más grandes posible, para poder captar esas raras interacciones en el mayor volumen posible. El medio que se interpone debe ser barato de producir, por las grandes cantidades implicadas. En la tierra tenemos un compuesto así, disponible en grandes cantidades y con una densidad relativamente elevada, el agua. Así que este tipo de detectores consisten en grandes cantidades de agua, preferiblemente enterrada para proteger de las interacciones con rayos cósmicos, rodeadas de fotomultiplicadores para ampliar las señales de la radiación de cherenkov. Actualmente tenemos dos detectores destacados de este tipo, el Super-Kamiokande, una piscina de 50000 m3 de agua en una mina en Hida, Japón situada a un kilómetro de profundidad y el Ice-cube, un cubo de hielo de 1 Km3 de volumen situado en la estación Admunsen-Scott de la Antártida. La profundidad a los que se han situado los fotomultiplicadores esta entre el kilómetro y medio y los dos kilómetros y medio.
Detector de neutrinos del Super-Kamiokande
El Super-Kamiokande está operativo desde 1996 y el Ice-Cube desde 2010. En este periodo estos detectores han dado grandes resultados. Por ejemplo, el Super-Kamiokande demostró la emisión de neutrinos solares por las reacciones de fusión en su núcleo, la constatación de la masa distinta de cero de los neutrinos, y la primera detección de neutrinos del espacio profundo (astrofísicos), con la detección de neutrinos de la explosión de la supernova 1987A.
Los últimos descubrimientos con el Ice-Cube ha sido la detección de 28 eventos de neutrinos astrofísicos, con la energía más grande jamás medida por una sola partícula, en torno a 30 Tev. No sabiéndose aún que tipo de procesos podrían causar la emisión de este tipo de partículas.
El estudio de los neutrinos podría solucionar grandes interrogantes astrofísicos, como detalles que faltan sobre el proceso de explosión de supernovas, fenómenos de emisión en los discos de acreción de binarias masivas, agujeros negros o núcleos activos de galaxias, el misterio de la asimetría materia-antimateria o el estudio por primera vez de los neutrinos procedentes del Big-bang. Es lo se denomina la astrofísica de neutrinos, que nos espera a la vuelta de la esquina.