Les partícules fantasma de l’univers

Els neutrins en astrofísica i cosmologia

Els neutrins manquen quasi per complet de massa i són molt difícils de detectar perquè les seues interaccions són extremadament dèbils. Seixanta anys després d’observar aquestes «partícules fantasma» per primera vegada, ja sabem molt sobre les seues propietats. Avui dia és quasi una tasca rutinària observar neutrins en reactors nuclears, en el Sol, en l’escorça terrestre, en l’atmosfera i en les altes energies provinents de fonts còsmiques: s’han convertit en missatgers astrofísics únics. Si són importants és per diverses raons: els neutrins transporten informació des d’alguns dels fenòmens astrofísics més dramàtics com les supernoves produïdes pel col·lapse d’un estel, podrien haver creat l’excés universal de matèria en comparació amb l’antimatèria i, a més, altres partícules, més massives, que interactuen dèbilment i són semblants als neutrins, podrien donar compte de la matèria fosca de l’univers.

Paraules clau: neutrins, matèria fosca, supernova, oscil·lacions en el sabor, física d’astropartícules.

«Els neutrins són únics entre les partícules elementals perquè no es veuen afectats per la força electromagnètica ni per la nuclear. Només interactuen mitjançant el que coneixem com a força dèbil»

Els neutrins, els «petits neutrals», són únics entre les partícules elementals perquè no es veuen afectats per la força electromagnètica ni per la nuclear, que uneix els quarks per a formar protons i neutrons. Per tant, els neutrins només interactuen mitjançant el que coneixem com a força dèbil i, per descomptat, mitjançant la gravetat, que és fins i tot més dèbil. Wolfgang Pauli va proposar l’existència dels neutrins en 1930 com a explicació per a l’energia perduda en la desintegració beta nuclear i, més avant, va fer un comentari molt conegut en el qual afirmava que havia comès quelcom terrible en postular una partícula que no es podia observar. Igualment conegut és el fet que estava equivocat en aquest aspecte, de la mateixa manera que tantes altres hipòtesis sobre els neutrins van haver de ser revisades, com la suposada falta de massa d’aquesta partícula. De fet, el Premi Nobel de Física de 2015 es va lliurar precisament «pel descobriment de les oscil·lacions de neutrins, que demostra que els neutrins tenen massa», així com el premi Breakthrough en física fonamental de 2016, que es va concedir a cinc experiments que van observar oscil·lacions de neutrins. Aquest terme es refereix al fet que cadascun dels tres tipus, o «sabors», comuns de neutrí es transforma en un altre en propagar-se des del punt de producció (Bilenky, 2010; Gariazzo, Giunti i Laveder, 2016). El neutrí electrònic (ve), el muon neutrí (vμ) i el tau neutrí (vτ) són superposicions quàntiques de tres valors de massa distints, la qual cosa provoca una acumulació de diferències de fase en el camí del neutrí i resulta en el canvi de sabor. Les distàncies necessàries perquè es done la conversió són macroscòpiques, des d’uns pocs quilòmetres a uns milers de quilòmetres, la qual cosa revela que les diferències de massa dels neutrins són ben petites.

El primer experiment de neutrins solars en la mina Homestake (Dakota del Sud) va ser dissenyat per Ray Davis, el qual va rebre el Premi Nobel de Física el 2002 per aquest èxit. L’experiment va prendre dades de 1968 fins a 1994 i va observar un total d’uns 800 neutrins solars mitjançant captura en clor. / R. Davis/Laboratori Nacional de Brookhaven

Però Pauli tenia raó quan deia que els neutrins són difícils de mesurar. Tots els cossos astrofísics emeten neutrins, però la major font de neutrins al cel és el Sol, que produeix dos neutrins electrònics per cada nucli d’heli creat a partir de la fusió de l’hidrogen, la qual cosa correspon a 66.000 milions de neutrins per cm2 i per segon a la seua arribada a la Terra. Si volguérem protegir-nos d’aquesta irradiació, necessitaríem uns quants anys llum de plom. Però el Sol està només a vuit minuts llum: cap material comú que ocupara l’espai entre la Terra i el Sol podria parar els neutrins. Per descomptat, això també significa que són inofensius per a nosaltres.

Els primers neutrins solars es van observar a la mina d’or Homestake, a Dakota del Sud (EUA), en un experiment pioner de Raymond Davis pel qual va rebre el Premi Nobel de Física el 2002. Va utilitzar 600 tones de líquid per a neteja en sec (tetracloroetilè, C2Cl4), que és barat i conté una gran quantitat de l’isòtop 37Cl, que en absorbir un neutrí electrònic (ve) es converteix en 37Ar. Aquests àtoms d’argó, un gas noble, van ser comptats basant-se en la seua desintegració radioactiva. Entre 1968 i 1994 es van comptar un total de 800 ve solars mitjançant el que es coneix com tècnica radioquímica. L’aparent dèficit (per un factor 3), conegut en aquells dies com el «problema dels neutrins solars», era el primer vestigi de la conversió de sabor. Homestake només podia observar el que sobrevivia del flux solar després de la conversió parcial dels sabors vμ i vτ. El 2002, l’Observatori de Neutrins de Sudbury, a Canadà, va informar que havia observat el flux complet mitjançant una nova tècnica que respon de la mateixa manera a tots els sabors.

«Hi ha multitud d’experiments per a la detecció de neutrins i l’estudi de la naturalesa de la matèria fosca que ocupen un gran nombre d’instal·lacions subterrànies en tots els continents»

Homestake va ser un cas pioner de «física subterrània», realitzada en mines profundes o túnels sota les muntanyes per protegir dels raigs còsmics experiments que involucren successos rars quant a la seua probabilitat. A hores d’ara hi ha multitud d’experiments per a la detecció de neutrins i l’estudi de la naturalesa de la matèria fosca que ocupen un gran nombre d’instal·lacions subterrànies en tots els continents. A Espanya, el Laboratori Subterrani de Canfranc (Osca), ubicat en un antic túnel ferroviari als Pirineus, n’és un exemple significatiu. Històricament, els primers exemples van ser Kolar Gold Fields (a l’Índia) i East Rand Proprietary Mine (a Sud-àfrica). Es troben a més de dos quilòmetres davall terra i detecten neutrins produïts pels raigs còsmics d’alta energia en l’atmosfera superior. El primer d’aquests «neutrins atmosfèrics», el primer neutrí detectat a partir d’una font natural, es va quantificar el 23 de febrer de 1965, una dècada després que Frederick Reines i Clyde Cowan detectaren antineutrins electrònics des d’una central nuclear als EUA, un èxit reconegut amb retard amb un Premi Nobel de Física el 1995.

Observar el cel de neutrins

A hores d’ara el cel de neutrins està vigilat per molts detectors de grans dimensions, que solen consistir en sensors lumínics (fotomultiplicadors) que vigilen un volum actiu d’aigua o d’oli mineral (Scholberg, 2012). Les interaccions de neutrins produeixen partícules carregades que es propaguen a velocitats superlumíniques en un medi material i que emeten llum per efecte Txerenkov (especialment en l’aigua) o per l’escintil·lació de certs compostos orgànics dissolts en oli mineral. El Telescopi Subterrani d’Escintil·lació de Baksan (escintil·lador de 200 tones), ubicat en una cavitat sota la muntanya Andyrchy al nord del Caucas, va començar a operar el 30 de juny de 1980 i continua funcionant. Li va seguir el 1984 el Detector Líquid d’Escintil·lació (de 90 tones) en una cavitat del túnel de Mont Blanc, que va operar fins al devastador incendi del túnel en 1999. Els primers grans detectors Txerenkov (d’uns quants milers de tones i amb base aquosa) es van construir a començament de la dècada de 1980 a gran profunditat, tant als EUA com al Japó, per intentar detectar la desintegració de protons, un procés hipotètic que continua esquivant els experts en l’actualitat. En canvi, el 23 de febrer de 1987, tant aquests com Baksan van observar uns vint esdeveniments en uns pocs segons, produïts per l’esclat de neutrins de la supernova 1987A, localitzada al Gran Núvol de Magalhães, a una distància de 160.000 anys llum. L’històric esdeveniment continua sent l’únic senyal de neutrins observat a partir d’un col·lapse estel·lar (Koshiba, 1992).

«El detector Super-Kamiokande ha arreplegat uns 80.000 neutrins solars i va ser el primer a informar sobre la transformació de sabor dels neutrins atmosfèrics en 1998»

Al detector japonès Kamiokande, situat a la mina de Kamioka (Kamioka Nucleon Decay Experiment), li va seguir el Super-Kamiokande, tan gran com una catedral (50.000 tones d’aigua ultrapura vigilada per 1.200 fototubs), que va començar a operar l’1 d’abril de 1996 i continua funcionant en l’actualitat, després de diverses reparacions i millores. Ha arreplegat uns 80.000 neutrins solars i va ser el primer a informar sobre la transformació de sabor dels neutrins atmosfèrics en 1998. Aquest detector estudia les oscil·lacions en el sabor dels neutrins amb un experiment de llarga base en què s’envia un feix de neutrins a Kamioka des de Tokai, a 295 km, experiment que es coneix com Tokai-to-Kamioka o T2K. La bellesa dels detectors d’aquesta grandària és que poden funcionar com a observatoris per a complir múltiples propòsits al mateix temps. Si el pròxim col·lapse per supernova en la nostra galàxia ocorre a una distància típica de 10 kpc, produirà uns 8.000 esdeveniments de neutrins en Super-Kamiokande i per tant oferirà informació detallada dels processos físics del col·lapse d’un nucli estel·lar.

Simulació en tres dimensions d’una supernova amb un progenitor de vint masses solars, que mostra l’expansió i la convecció a gran escala, i finalment produeix amb èxit una explosió. Podem veure diferents temps en l’evolució del material que envolta el protoestel de neutrons que s’ha format després del col·lapse. Aquest material pateix convecció (que és semblant al que li passa a l’aigua en entrar en ebullició) i per aixó es veuen totes aquestes bombolles en la seqüència temporal. La part més externa de cada imatge (amb una línia de color verdós) indica la posició de l’ona de xoc, que cada vegada està més allunyada com correspon a una explosió, tal i com indica l’escala espacial que acompanya a cada imatge. / Hans-Thomas Janka, Institut Max Planck d’Astrofísica

En l’actualitat s’està desenvolupant un detector amb base aquosa encara més gran, l’Hyper-Kamiokande, en l’escala dels milions de tones (Hyper-Kamiokande Proto-Collaboration, 2015). La motivació per a la física és descobrir si els neutrins i els antineutrins oscil·len de la mateixa manera. S’espera que hi haja diferències subtils, una circumstància coneguda com «violació CP» (CP fa referència a la simetria de les lleis físiques sota inversió de càrrega més reflexió especular invertida), que implica que la matèria i l’antimatèria (o els neutrins i els antineutrins) no es comporten de manera perfectament simètrica.

L’objectiu de detectar la violació CP també és la motivació del projecte DUNE, un nou programa d’oscil·lació de base llarga en què un feix de neutrins s’enviarà des del Fermilab (pròxim a Chicago) i recorrerà 1.300 km fins a arribar a Homestake, les instal·lacions del qual han estat renovades (i han passat a anomenar-se Instal·lacions Sanford d’Investigació Subterrània; DUNE Collaboration, 2015). El detector emprarà un nou enfocament, basat en l’ús de 20.000 tones d’argó líquid.

Actualment, s’està creant el major escintil·lador mai construït (20.000 tones), l’Obser­vatori Subterrani de Neutrins Jiangmen (JUNO, per les seues sigles en anglès) al sud de Xina per a quantificar neutrins originats en reactors a una distància de 53 km per a resoldre una altra pregunta oberta: l’ordre exacte dels tres valors de massa dels neutrins (JUNO Collaboration, 2016). JUNO serà, a més, un excel·lent observatori de supernoves. D’altra banda, el major detector d’escintil·lació existent és el KamLAND (Kamioka Liquid Scintillator Antineutrino Detector), al Japó, amb 1.000 tones, que el 2002 va enviar neutrins generats a reactors des d’una distància de 180 km per a identificar les oscil·lacions de sabor i va ser el primer a observar «geoneutrins» provinents de desintegració radioactiva natural en l’escorça de la Terra, i que va marcar l’inici de la geofísica de neutrins.

El Borexino (un escintil·lador de 300 tones) del Laboratori Nacional Gran Sasso, prop de Roma, també va observar geoneutrins. No obstant això, el seu major èxit va ser quantificar la distribució en energia dels neutrins solars observats amb una precisió sense precedents i amb energies més baixes del que era possible anteriorment, gràcies al seu llindar baix i a una puresa mai vista abans. D’aquesta manera s’estan començant a investigar detalls astrofísics sobre el Sol que no eren accessibles.

El major detector de neutrins fins al moment és IceCube, al pol sud. En aquest detector, s’introdueixen fototubs en recipients resistents a la pressió fins a profunditats de 2.400 metres, en forats perforats amb aigua calenta a través del gel. Per la seua banda, els fototubs es connecten mitjançant cables. En tornar-se a congelar, el gel ofereix suport estructural a la matriu de fotosensors i serveix com a material en què es produeix radiació Txerenkov. El detector es va completar al desembre de 2010, i va instrumentalitzar un volum d’un quilòmetre cúbic amb uns 5.000 mòduls òptics. L’objectiu del detector és trobar neutrins en les energies més altes produïdes pels acceleradors còsmics de partícules que han d’existir en l’univers per a produir els raigs còsmics d’alta energia que constantment assoten la Terra (IceCube Collaboration, 2013). El projecte de detector IceCube-Gen2, amb un volum deu vegades major, proporcionarà una major nitidesa de les seues fonts. En paral·lel, és possible que es construesca un detector d’1 km3 al llac Baikal i un detector d’uns quants km3 (o uns quants detectors grans) al Mediterrani, el projecte KM3NeT.

Mapa del món amb els observatoris de neutrins a gran escala existents. Entre parèntesis, el nombre de successos de neutrins que s’espera observar de la següent supernova galàctica si aquesta es troba a una distància típica de 10 kpc. S’està debatent la construcció de nous grans detectors, i fins i tot n’hi ha algun en construcció. / Mètode

Aquests detectors de gran volum són massa toscos per a identificar la llum Txerenkov en neutrins de baixa energia com els del Sol o la Terra. No obstant això, IceCube és un observatori de supernoves fantàstic perquè l’explosió de neutrins que aquestes produeixen faria que el gel brillara amb llum Txerenkov i el seu perfil sobtat l’allunyaria clarament del soroll de fons uniforme. En l’aigua de mar, el soroll de fons és massa gran, a causa de l’abundància natural de potassi radio­actiu.

Analitzem ara els escenaris astrofísics candidats a ser els acceleradors còsmics que produeixen neutrins en quantitats i energies detectables pels dispositius descrits en els paràgrafs anteriors.

La Nebulosa del Cranc està formada per les restes d’una supernova històrica de l’any 1054 i el púlsar del Cranc que està prop del seu centre són les restes compactes del col·lapse estel·lar. / NASA, ESA, J. Hester i A. Loll (Arizona State University)

Col·lapse d’estels i supernoves

Els estels massius, després de consumir tot el combustible dels seus nuclis, acaben col·lapsant al final de les ­seues vides, normalment formant un estel de neutrons que sovint es manifesta com un púlsar. El nucli estel·lar d’1 o 2 masses solars finalment s’encull fins assolir un ràdi de 12 a 15 km, alliberant l’energia gravitacional corresponent al 15 % de la seua massa. La major part d’aquesta enorme quantitat d’energia escapa en uns pocs segons en forma de neutrins i antineutrins de tots els sabors. El nucli estel·lar col·lapsat, amb la densitat típica d’un nucli atòmic, és tan dens que fins i tot els neutrins queden atrapats i només poden escapar per difusió, amb un recorregut lliure mitjà1 d’uns pocs metres. Encara així, són les partícules que escaparan més fàcilment i, per tant, s’emportaran la major part de l’energia.

Els neutrins tenen un paper instrumental en l’explosió de la supernova després del col·lapse. Quan el nucli ha col·lapsat fins una densitat nuclear, s’endureix de manera sobtada, i es forma una ona de xoc en la vora que es mou cap enfora per expulsar el material exterior. Però el xoc de rebot es deté, en enfrontar-se a l’empenta de la pressió del material que cau cap al centre, i en aproximadament una quarta part dels casos torna a col·lapsar i forma un forat negre estel·lar. Aquest escenari és conegut com «supernova fallida». La majoria de les vegades, però, la deposició d’energia dels neutrins que s’allunyen del nucli fa reviure l’ona de xoc. Aquest «mecanisme d’explosió retardada», «mecanisme de neutrins» o «mecanisme Bethe-Wilson» és el paradigma estàndard per al col·lapse del nucli en les explosions supernova (Janka, 2012), encara que hi ha altres hipòtesis per a explicar-ho. Les observacions de neutrins procedents de la supernova 1987A han confirmat la idea que els neutrins estan atrapats i escapen en uns segons, però una confirmació evident d’aquestes idees només podria arribar gràcies a un estudi estadístic de neutrins, que la comunitat espera ansiosament.

Encara que els detectors existents són grans, necessitaríem una supernova en la nostra pròpia galàxia o en un dels seus satèl·lits més petits com els Núvols de Magalhães. Amb una taxa general d’unes poques supernoves per segle, l’espera pot ser llarga, però també podria ocórrer en qualsevol moment. Els senyals de neutrins d’un miler de supernoves galàctiques estan en camí, així doncs, tard o d’hora, l’èxit està garantit. Serà un gran filó d’informació científica (Mirizzi et al., 2016). A l’espera de la pròxima explosió, uns quants observatoris de neutrins estan connectats pel Supernova Early Warning System (“sistema d’alerta primerenca de supernoves”, SNEWS) i emetran una alerta de primera hora a la comunitat astronòmica2.

«El fons còsmic de neutrins, relíquia del Big Bang, representa una petita part de la matèria fosca còsmica»

Les supernoves són relativament escasses en galàxies individuals, però l’energia mitjana a llarg termini alliberada en forma de neutrins és més o menys la mateixa que emeten tots els estels en forma de llum. Els neutrins representen al voltant del 10 % de la densitat de la radiació còsmica general, així com els fotons estel·lars, mentre que el gros d’aquesta radiació còsmica el componen les microones còsmiques de fons. El fons còsmic de neutrins, relíquia del Big Bang, d’uns 336 per cm3 en l’actualitat, representa una petita part de la matèria fosca còsmica. Per tant, el fons difús de neutrins de supernova de totes les supernoves passades representa la major densitat de radiació còsmica de neutrins. És extremadament difícil de detectar, però una pròxima millora del Super-Kamiokande i l’emergent detector JUNO podrien aconseguir-ho, i això estendria l’astronomia de neutrins fins al límit de l’univers visible.

«El fons difús de neutrins de supernova és extremadament difícil de detectar, però una pròxima millora del Super-Kamiokande i l’emergent detector JUNO podrien aconseguir-ho»

Matèria fosca

La dinàmica gravitatòria de les galàxies i estructures més grans, així com l’expansió còsmica en conjunt, revelen grans quantitats de matèria fosca que no es pot atribuir a materials normals coneguts en la Terra. Els neutrins tenen una massa molt petita, la qual cosa significa que després de produir-se en les altes temperatures de l’univers primerenc es degueren frenar molt tard (vist que no interaccionen amb la matèria) i, per tant, a causa del seu flux lliure, deuen haver reduït les fluctuacions de densitat, que són necessàries per a iniciar la formació de galà­xies. Per consegüent, els neutrins formen el que es coneix com «matèria fosca calenta», mentre que la formació de galàxies necessita l’alternativa «freda», que es mou molt lentament al començament. Les observacions cosmològiques modernes de precisió imposen, de fet, un límit restrictiu en la fracció que pot existir de matèria fosca calenta i, per tant, en el rang possible de masses dels neutrins. Curiosament, aquests límits superiors s’acosten a les diferències de massa dels neutrins indicats per les oscil·lacions de sabor (Villaescusa-Navarro, Bull i Viel, 2015). La següent ronda de mesuraments cosmològics millorats, en particular la pròxima missió Euclid, pot revelar les masses absolutes dels neutrins del cel. Per descomptat, també podrien contradir els experiments amb oscil·lacions de sabor i plantejar noves preguntes fonamentals.

Simulació de la distribució de matèria fosca còsmica per a matèria fosca freda, temperada i calenta (d’esquerra a dreta; a dalt, zoom en un dels cúmuls de galàxies que s’observen en les imatges inferiors). Els neutrins amb masses petites formen matèria fosca calenta i desgastarien l’estructura a petita escala que s’observa en l’univers i que es correspon amb la matèria fosca freda. / NASA, ESA, J. Hester i A. Loll (Arizona State University)

Mentrestant, la naturalesa física de la matèria fosca continua essent esquiva. Una antiga hipòtesi sosté que consisteix en noves partícules massives que interactuen dèbilment (WIMP, en les seues sigles en anglès), que s’assemblen en molts aspectes als neutrins, excepte perquè tenen masses molt majors i interaccions encara més dèbils (Bertone, 2010). Aquestes partícules estan motivades per diverses hipòtesis de física teòrica de partícules i es podrien trobar, per exemple, en el Gran Col·lisio­nador d’Hadrons (LHC, en les seues sigles en anglès) del CERN, l’accelerador de partícules més gran del món. També podrien aparèixer de manera indirecta. Per exemple, podrien acumular-se al Sol i produir neutrins d’alta energia per aniquilació, que podrien ser detectats pel telescopi de neutrins IceCube. Molts experiments d’exploració directa busquen minúscules deposicions d’energia de les WIMP que hipotèticament formen la matèria fosca galàctica, ja que aquestes podrien col·lidir ocasionalment amb nuclis atòmics de diversos materials objectiu. Aquestes cerques de successos poc probables representen l’ús principal dels laboratoris subterranis de tot el món.

Encara no s’han trobat WIMP, el que genera dubtes sobre aquest paradigma. No obstant això, la cerca encara no ha acabat, tot i que arribarà el moment en què els detectors siguen tan grans i tan sensibles que començaran a quantificar els neutrins solars i el fons causat pels neutrins atmosfèrics. Aquesta circumstància es coneix com «neutrino floor» (llindar mínim de neutrins) en les cerques de matèria fosca. Una màxima tradicional diu que «la sensació d’ahir és el calibrat d’avui i el fons de demà». En aquest sentit, sembla fins a cert punt absurd que els neutrins solars es puguen convertir en un obstacle per al progrés científic.

L’energia dels neutrins d’una supernova només és una mica major que la dels neutrins solars. Així doncs, l’esclat de neutrins de la pròxima supernova propera es podrà observar en la següent remesa de grans detectors de WIMP de matèria fosca i revelar una altra sinergia dels experiments subterranis que busquen partícules d’interacció dèbil (Horowitz, Coakley i McKinsey, 2003).

«Sabem que la matèria i l’antimatèria no són exactament el mateix, però les poques diferències que coneixem no són suficients per a explicar l’excés còsmic de matèria respecte a l’antimatèria»

L’excés de matèria sobre l’antimatèria en l’univers

Es passa per alt habitualment que l’existència de matèria normal en l’univers és tan impressionant com l’existència de matèria fosca. En termes de simetries físiques, hom podria esperar que hi haguera la mateixa quantitat de matèria i d’antimatèria que s’haurien ja aniquilat i que haurien deixat en l’univers poc més que fotons i neutrins. En física de partícules sabem que la matèria i l’antimatèria no són exactament el mateix, però les poques diferències que coneixem no són suficients per a explicar l’excés còsmic de matèria respecte a l’antimatèria. Una simple hipòtesi proposa l’existència de companys molt pesants dels neutrins comuns, la qual cosa explicaria que els neutrins tinguen masses tan petites. En aquest «sistema de balanceig», la mitjana geomètrica de les masses dels nous neutrins pesants i dels neutrins comuns serien semblants a la mitjana de les masses dels quarks ordinaris i dels leptons carregats. Al mateix temps, la desintegració d’aquests neutrins pesants en l’univers primerenc podria ser la responsable de l’asimetria còsmica entre matèria i antimatèria de manera natural, mitjançant un procés conegut com leptogènesi (Buchmüller, Di Bari i Plümacher, 2005).

Un vestigi d’aquest model és l’expectativa que els neutrins comuns siguen les seues pròpies antipartícules. Es diu que llavors són partícules de tipus Majorana. Aquesta propietat permet un procés anomenat «doble desintegració beta sense neutrins» (Dell’Oro, Marcocci, Viel i Vissani, 2016). Alguns nuclis inestables es desintegren emetent dos electrons («doble beta») i dos neutrins al mateix temps, però podrien fer-ho també sense emetre neutrins si aquests són de tipus Majorana. Es podria dir que un dels neutrins es reabsorbeix immediatament com a antineutrí, deixant només emergir del nucli que es desintegra als dos electrons. Buscar aquest rar fenomen és un altre tema popular en la física subterrània, representada a Espanya pel projecte Next del laboratori de Canfranc. No obstant això, com que les masses dels neutrins són tan petites, aquest procés és extremadament difícil de trobar.

El regnat dels dèbils en els cels

Encara que els fenòmens quotidians en la Terra estan determinats per processos electromagnètics i nuclears, l’univers en la seua totalitat està dominat, per un costat, per la gravetat i, per un altre, per les partícules d’interacció dèbil. La identitat de la matèria fosca continua sent un misteri de l’univers sense resoldre. Mentrestant, els neutrins han madurat de la seua condició de partícules fantasma a ser missatgers visibles d’alguns dels fenòmens astrofísics més intrigants. Molts dels experiments dissenyats per a desentranyar les preguntes restants sobre neutrins són també observatoris de neutrins astrofísics i, especialment, de la pròxima supernova propera i el seu esclat de neutrins. L’astronomia de neutrins, de manera semblant als començaments de l’astronomia d’ones gravitacionals, és un camp encara en bolquers que revelarà una nova visió de l’univers.

  1. El recorregut lliure mitjà d’una partícula es defineix com la distància que pot recórrer sense interaccionar. Així, com més petita és, més interaccions es produeixen. (Tornar al text)
  2. Qualsevol pot apuntar-se al servei en http://snews.bnl.gov/. (Tornar al text)

 

REFERÈNCIES

Bertone, G. (Ed.). (2010). Particle dark matter: Observations, models and ­searches. Cambridge: University Press.

Bilenky, S. (2010). Introduction to the physics of massive and mixed neutrinos. Lecture Notes in Physics, 817, 1–255. doi: 10.1007/978-3-642-14043-3

Buchmüller, W., Di Bari, P., & Plümacher, M. (2005). Leptogenesis for pedestrians. Annals of Physics, 315, 305–351. doi: 10.1016/j.aop.2004.02.003

Dell’Oro, S., Marcocci, S., Viel, M., & Vissani, F. (2016). Neutrinoless double beta decay: 2015 Review. Advances in High Energy Physics, 2162659. doi: 10.1155/2016/2162659

DUNE Collaboration. (2015). Long-baseline neutrino facility (LBNF) and deep underground neutrino experiment (DUNE). Conceptual design report. Volume 2: The Physics Program for DUNE at LBNF. Consultat en: http://arXiv.org/abs/1512.06148

Gariazzo, S., Giunti, C., & Laveder, M. (2016). Neutrino unbound. Consultat en: http://www.nu.to.infn.it/

Horowitz, C. J., Coakley, K. J., & McKinsey, D. N. (2003). Supernova observation via neutrino-nucleus elastic scattering in the CLEAN detector. Physical Review D, 68, 023005. doi: 10.1103/PhysRevD.68.023005

Hyper-Kamiokande Proto-Collaboration. (2015). Physics potential of a long-baseline neutrino oscillation experiment using a J-PARC neutrino beam and Hyper-Kamiokande. Progress of Theoretical and Experimental Physics, 053C02. doi: 10.1093/ptep/ptv061

IceCube Collaboration. (2013). First observation of PeV-energy neutrinos with IceCube. Physical Review Letters, 111, 021103. doi: 10.1103/PhysRevLett.111.021103

Janka, H.-T. (2012). Explosion mechanisms of core-collapse supernovae. Annual Review of Nuclear and Particle Science, 62, 407–451. doi: 10.1146/annurev-nucl-102711-094901

JUNO Collaboration. (2016). Neutrino physics with JUNO. Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics, 43, 030401. doi: 10.1088/0954-3899/43/3/030401

Koshiba, M. (1992). Observational neutrino astrophysics. Physics Reports, 220, 229–381. doi: 10.1016/0370-1573(92)90083-C

Mirizzi, A., Tamborra, I., Janka, H.-T., Saviano, N., Scholberg, K., Bollig, R., … Chakraborty, S. (2016). Supernova neutrinos: Production, oscillations and detection. La Rivista del Nuovo Cimento, 39, 1–112. doi: 10.1393/ncr/i2016-10120-8

Scholberg, K. (2012). Supernova neutrino detection. Annual Review of Nuclear and Particle Science, 62, 81–103. doi: 10.1146/annurev-nucl-102711-095006

Villaescusa-Navarro, F., Bull, P., & Viel, M. (2015). Weighing neutrinos with cosmic neutral hydrogen. Astrophysical Journal, 814, 146–165. doi: 10.1088/0004-637X/814/2/146

© Mètode 2017 - 92. L'univers violent - Hivern 2016/17