Cómo un experimento nuclear fallido generó accidentalmente astronomía de neutrinos

La presencia de neutrinos puede reconocerse por los anillos de radiación de Cherenkov que aparecen en tubos de vacío de multiplicadores fotoelectrónicos ubicados en las paredes del detector. Esta observación demuestra el éxito de la metodología de astronomía de neutrinos. Esta imagen muestra muchos eventos a la vez.

A veces, incluso los experimentos más exitosamente diseñados fallan. El efecto que está buscando puede no suceder, por lo que siempre debe estar preparado para un resultado cero. En tales casos, el experimento se marca como no exitoso, aunque sin llevarlo a cabo, nunca habría sabido sobre sus resultados.

Y sin embargo, a veces la unidad que construiste puede ser sensible a algo completamente diferente. Al perseguir la ciencia de una manera nueva, con una nueva sensibilidad o en condiciones nuevas y únicas, a menudo hacemos los descubrimientos más inesperados y exitosos. En 1987, un experimento fallido para detectar la descomposición de protones descubrió por primera vez los neutrinos que provenían no solo de nuestro sistema solar, sino también fuera de la Vía Láctea. Así nació la astronomía neutrina .


La conversión de un neutrón en un protón, un electrón y un neutrino antielectrónico es tal hipótesis planteada por Pauli para resolver el problema de la energía no preservada en la desintegración beta

El neutrino es una de las mayores historias de éxito de la física teórica. A principios del siglo XX, se conocían tres tipos de desintegración radiactiva:

1. La desintegración alfa , en la que un átomo grande emite un núcleo de helio, y salta dos elementos hacia abajo en la tabla periódica.
2. Desintegración beta , en la cual el núcleo atómico emite un electrón de alta energía, moviendo un elemento hacia arriba en la tabla periódica.
3. Descomposición gamma , en la cual el núcleo atómico emite un fotón de energía, que permanece en su celda en la tabla periódica.

En cualquier reacción, de acuerdo con las leyes de la física, la energía inicial y el momento de los reactivos deben coincidir con la energía total y el momento de los productos de reacción. Y en el caso de la desintegración alfa y la desintegración gamma lo fue. Pero en la desintegración beta, esta regla no se respetó: la energía siempre se perdió.


La huella en forma de V probablemente fue dejada por un muón que se descompone en un electrón y dos neutrinos. Un rastro de alta energía con una fractura indica la descomposición de una partícula en vuelo. Tal descomposición, si los neutrinos no están incluidos, viola la ley de conservación de la energía.

En 1930, Wolfgang Pauli propuso la introducción de una nueva partícula que resolvería este problema: los neutrinos. Esta pequeña partícula neutra puede transportar energía e impulso, pero será extremadamente difícil de detectar. No absorbe y no emite luz, e interactúa solo con los núcleos de los átomos, además, es extremadamente raro.

Habiendo hecho esta sugerencia, Pauli no se sintió confiado y alegre, sino avergonzado. "Hice algo terrible, declaró la existencia de una partícula que no se puede detectar", anunció. Pero, a pesar de sus excusas, la teoría fue confirmada experimentalmente.


Reactor nuclear experimental RA-6 , que muestra la radiación característica de Cherenkov causada por partículas que se mueven más rápido que la luz en el agua. Los neutrinos (o, más precisamente, los antineutrinos), cuya hipótesis fue presentada por primera vez por Pauli en 1930, se descubrieron en un reactor nuclear similar en 1956.

En 1956, los neutrinos (o, más precisamente, los antineutrinos) se detectaron directamente como productos de un reactor nuclear. Los neutrinos pueden interactuar con el núcleo atómico de dos maneras:

• o bien se disipan, rebotando como una bola de billar chocando contra un montón de otros,
• o causar la emisión de nuevas partículas, con sus energías y momentos.

En cualquier caso, puede construir detectores de partículas donde espere interacciones con neutrinos y buscarlos. Así se encontraron los primeros neutrinos: los científicos construyeron detectores sensibles a los signos de la presencia de neutrinos en los bordes de los reactores nucleares. Y si recrea toda la energía de los productos de reacción, incluidos los neutrinos, resulta que la energía aún se conserva.


Ilustración esquemática de la desintegración beta nuclear en un núcleo atómico masivo. Solo teniendo en cuenta la energía y el impulso de un neutrino se pueden satisfacer las leyes de conservación.

En teoría, los neutrinos deberían aparecer en cualquier reacción nuclear: en el Sol, en las estrellas y las supernovas, cuando los rayos cósmicos de alta energía colisionan con partículas de la atmósfera de la Tierra. En la década de 1960, los físicos ya habían creado detectores de neutrinos en busca de neutrinos solares y atmosféricos.

Estos detectores de neutrinos contenían una gran cantidad de material con el que se suponía que los neutrinos debían interactuar. Para ocultar los detectores de otras partículas, se ubicaron bajo tierra: en las minas. Solo los neutrinos deben ingresar a las minas; otras partículas deben ser absorbidas por la Tierra. A fines de la década de 1960, se detectaron con éxito los neutrinos solares y atmosféricos.


Homestake Gold Mine muerde las montañas de la ciudad principal de Dakota del Sur. Se abrió hace más de 123 años y produjo más de 1.100 toneladas de oro desde una profundidad de 2.400 m. En 1968, se descubrieron los primeros neutrinos aquí, en un experimento desarrollado por John Bacall y Ray Davis.

La tecnología de detección de partículas, desarrollada para experimentos con neutrinos y aceleradores de alta energía, resultó ser adecuada para otro fenómeno: la búsqueda de la descomposición de protones. Aunque el Modelo Estándar de Física de Partículas predice la estabilidad completa de un protón, en muchas de sus extensiones, por ejemplo, en las Teorías de la Gran Unificación , un protón puede descomponerse en partículas más ligeras.

Teóricamente, cuando un protón se descompone, debería emitir partículas de pequeña masa a altas velocidades. Si encuentra las energías y el momento de estas partículas que se mueven rápidamente, puede recrear su energía total y comprender si era un protón.


Las partículas de alta energía pueden colisionar con otras, provocando lluvias de nuevas partículas que el detector puede detectar. Después de haber recreado la energía, el impulso y otras propiedades de cada uno de ellos, podemos determinar qué colisionó inicialmente exactamente y qué apareció en este evento.

Si los protones se descomponen, su vida útil debería ser extremadamente larga. El Universo en sí solo tiene 10 ¹⁰ años, pero la vida útil del protón debería ser mucho más larga. Pero cuanto mas? La clave para resolver esto es que necesita monitorear no un protón, sino una gran cantidad de ellos. Si la vida útil del protón es de 10 ³⁰ años, puede tomar un protón y esperar tanto tiempo (una mala idea), o tomar 10 ³⁰ protones y esperar un año, observando si alguno de ellos decayó.

Un litro de agua contiene un poco más de 10 ²⁵ moléculas, y cada molécula tiene dos átomos de hidrógeno: un protón con un electrón en órbita. Si el protón es inestable, entonces un tanque de agua suficientemente grande con una gran cantidad de detectores alrededor debería ayudarlo a medir su estabilidad / inestabilidad o limitarlo.


Circuito detector Kamiokande de la década de 1980. La altura del tanque es de unos 15 metros.

En Japón, en 1982, comenzó la construcción de un gran detector subterráneo en las minas de Kamioka. Fue nombrado KamiokaNDE: Kamioka Nucleon Decay Experiment (experimento de decaimiento del núcleo de Kamioka). Era tan grande que contenía más de 3,000 toneladas de agua y alrededor de 1,000 detectores optimizados para detectar la radiación emitida por una partícula de rápido movimiento.

En 1987, el detector había estado funcionando durante varios años, sin un solo caso de descomposición de protones. El tanque contenía aproximadamente 10 ³³ protones, y el resultado cero refutó por completo la teoría más popular entre las Teorías de la gran unificación. Hasta donde podemos ver, el protón no se descompone. El objetivo principal de Kamiokande no se logró.


Una explosión de supernova enriquece su medio interestelar con elementos pesados. Los anillos exteriores emergen del material anterior expulsado mucho antes de la explosión principal. Además, una explosión emite una gran variedad de neutrinos, algunos de los cuales llegan a la Tierra

Pero entonces sucedió algo inesperado. 165,000 años antes, en la galaxia satélite de la Vía Láctea, una estrella masiva llegó al final de su vida y explotó, dando lugar a una supernova. El 23 de febrero de 1987, esta luz llegó por primera vez a la Tierra.

Y unas horas antes del advenimiento de este mundo, sucedió algo notable en Kamiokand: llegaron 12 neutrinos con una diferencia de 13 segundos. Dos brotes, el primero con 9 neutrinos, el segundo 3, mostraron que en las supernovas hay bastantes reacciones nucleares que generan neutrinos.


Tres detectores diferentes observaron neutrinos del SN 1987A , y Kamiokande realizó el más confiable y exitoso. La transformación de un detector de decaimiento de nucleones a un detector de neutrinos allanó el camino para el desarrollo de una ciencia como la astronomía de neutrinos

Por primera vez, descubrimos neutrinos que provenían del exterior del sistema solar. La astronomía de neutrinos comenzó. Durante los días siguientes, se observó luz de esta supernova, ahora conocida como SN 1987A, en un amplio rango de longitud de onda en muchos observatorios terrestres y espaciales. Basado en la pequeña diferencia de tiempo entre el neutrino y la luz, aprendimos que el neutrino:

• estos 165,000 años luz han pasado a una velocidad indistinguible de la velocidad de la luz;
• que su masa no puede ser mayor que 1/30 000 de la masa de un electrón;
• que los neutrinos no disminuyen su velocidad durante su viaje desde el núcleo de una estrella en contracción hasta su fotosfera, como sucede con la luz.

E incluso hoy, más de 30 años después, podemos estudiar los restos de una supernova y ver cómo se desarrolló.


La onda expansiva que se mueve hacia afuera desde la explosión de 1987 continúa colisionando con el material expulsado anterior de la estrella una vez masiva, calentándola y resaltándola en el proceso. Muchos observatorios continúan recibiendo imágenes de restos de supernovas en la actualidad.

La importancia científica de este resultado no puede ser sobreestimada. Observó la aparición de la astronomía de neutrinos, al igual que el primer descubrimiento de ondas gravitacionales de la fusión de los agujeros negros marcó el nacimiento de la astronomía de ondas gravitacionales . Luego nació la astronomía multicanal , señalando la primera vez que se observó el mismo objeto tanto en el rango electromagnético (luz) como a través de otro método (neutrino).

Nos mostró el potencial de usar grandes tanques subterráneos para detectar eventos espaciales. Y nos hace esperar que algún día podamos hacer una observación final: un evento en el que la luz, los neutrinos y las ondas gravitacionales se unan y nos enseñen todos los principios del trabajo de los objetos del Universo.


El evento final de la astronomía multicanal sería la fusión de dos enanas blancas o dos estrellas de neutrones, que ocurrió cerca de nosotros. Si tal evento ocurre cerca de la Tierra, podemos detectar simultáneamente neutrinos, luz y ondas gravitacionales.

Y gracias a este resultado, el experimento Kamiokande fue ingeniosamente renombrado. Dado que el Experimento de Deterioro Nucleón de Kamioka falló, KamiokaNDE fue cancelado. Pero la asombrosa observación de neutrinos del SN 1987A generó un nuevo observatorio: KamiokaNDE, Kamioka Neutrino Detector Experiment (experimento de detección de neutrinos Kamioka). Y en los últimos 30 años, se ha actualizado muchas veces y se han construido varias estructuras similares en todo el mundo.

Si una supernova explotara hoy en nuestra galaxia, tendríamos la suerte de registrar hasta 10,000 neutrinos que llegan a nuestro detector. Juntos, limitarían aún más la vida útil de los protones, que hoy se cree que supera los 10 ³⁵ años, pero no los estamos construyendo para esto. Después de cada cataclismo de alta energía, los neutrinos se apresuran a dispersarse por el universo. Y con los detectores en funcionamiento, la astronomía de neutrinos vive, se siente bien y está lista para lo que el espacio nos envía.