Neutrí

De Viquipèdia

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

Primera observació d'un neutrí.

Existeixen tres tipus (o sabors) de neutrins: el neutrí electrònic, el neutrí muònic i el neutrí tauònic, simbolitzats com $ν e$ , $ν μ$ i $ν τ$ , respectivament. Els neutrins, junt amb els leptons carregats (l'electró, el muó i el tauó), formen un grup de partícules elementals anomenades leptons.

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

Taula de continguts

1 El descobriment de la massa dels neutrins
2 Referències
3 Vegeu també
4 Enllaços externs

[edita] El descobriment de la massa dels neutrins

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

[edita] Les anomalies de neutrins

[edita] El problema de neutrins solars

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

[edita] El problema de neutrins atmosfèrics

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

[edita] Solució a les anomalies de neutrins

[edita] Solució al problema de neutrins solars

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

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

[edita] Solució al problema de neutrins atmosfèrics

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

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

[edita] Les oscil·lacions de neutrins

Els neutrins es produeixen pel corrent carregat de les interaccions febles i, per tant, com a estats propis de sabor: $ν α = ν e,ν μ,ν τ$ . Tanmateix, la matriu de massa dels neutrins en aquetsa base de sabor no és en general diagonal. Açò significa que els estats propis de massa dels neutrins $ν i = ν 1,ν 2,ν 3$ són en general diferents dels estats propis de sabor. La matriu de mescla leptónica, U, relaciona els estats propis de sabor dels neutrins $ν α$ que es produeixen o absorbeixen a les interaccions febles, ams els estats propis de massa $ν i$ :

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

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

[edita] Probabilitat d'oscil·lació

L'expressió per a la probabilitat d'oscil·lació al buit d'un neutrí de sabor $α$ a un altre sabor $β$ ve donada per:

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

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

[edita] Matriu de mescla

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

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

on $c_{ij}\equiv\cos\theta_{ij}$ i $s_{ij}\equiv\sin\theta_{ij}$ , on els tres $θ i j$ són els angles de mescla dels neutrins. Els paràmetres $δ$ , $α 1$ i $α 2$ són fases de violació de $C P$ . Les fases $α 1$ i $α 2$ s'anomenen fases de Majorana i sols tenen conseqüències físiques si els neutrins són partícules Majorana (és a dir, si són idèntics a les seues antipartícules). En aquest cas, estes fases influirien en la desintegració doble beta sense emissió de neutrins i altres processos. Tanmateix, les fases de Majorana no afecten les oscil·lacions de neutrins, independentment del fet que el neutrins siguen partícules Majorana o no. Els neutrins $ν 1$ i $ν 2$ són els membres del parell solar, amb $m 2 > m 1$ , i $ν 3$ és el neutrí del parell atmosfèric, que pot ser més pesat o més lleuger que el parell solar.

[edita] Anàlisi global d'oscil·lacions de tres sabors de neutrins

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

Valors de millor ajust:

$\Delta m^2_{21}=7.6\times 10^{-5}\,\textrm{eV}^2\,,\qquad\Delta m^2_{31}=2.4\times 10^{-3}\,\textrm{eV}^2\,,\qquad \sin^2\theta_{12}=0.32\,,\qquad \sin^2\theta_{23}=0.50\,,\qquad \sin^2\theta_{13}=0.007$

Interval a 2 $σ$ :

$\Delta m^2_{21}=[7.3,\,8.1]\,\times 10^{-5}\,\textrm{eV}^2\,,\qquad\Delta m^2_{31}=[2.1,\,2.7]\,\times 10^{-3}\,\textrm{eV}^2$ $\sin^2\theta_{12}=[0.28,\,0.37]\,,\qquad \sin^2\theta_{23}=[0.38,\,0.63]\,,\qquad \sin^2\theta_{13}\le0.033$

Interval a 3 $σ$ :

$\Delta m^2_{21}=[7.1,\,8.3]\,\times 10^{-5}\,\textrm{eV}^2\,,\qquad\Delta m^2_{31}=[2.0,\,2.8]\,\times 10^{-3}\,\textrm{eV}^2$ $\sin^2\theta_{12}=[0.26,\,0.40]\,,\qquad \sin^2\theta_{23}=[0.34,\,0.67]\,,\qquad \sin^2\theta_{13}\le0.050$

[edita] Referències

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

[edita] Vegeu també

[edita] Enllaços externs

Partícules en Física - Partícules elementals - Leptons	Edita
Partícules: Electró \| Muó \| Tauó \| Neutrí electrònic \| Neutrí muònic \| Neutrí tauònic
Antipartícules : Positró \| Antimuó \| Antitauó \| Antineutrí electrònic \| Antineutrí muònic \| Antineutrí tauònic

Categoria: Leptons

Categoria oculta: Viquipèdia:Articles destacats en hongarés

We provide Linux to the World