Tras siete años de toma de datos Borexino, en el Laboratorio Nacional de Gran Sasso, Italia, observó los neutrinos de menor energía producidos en las reacciones de fusión en el núcleo del Sol. Estos neutrinos electrónicos producidos por la fusión de dos protones que da lugar a deuterio, un electrón y un neutrino, es decir, p+p→²H+e++ν, constituyen el 99,76% del total. Gracias a ello Borexino ha logrado observador todos los tipos de neutrinos solares. Un gran éxito para la física de partículas italiana y europea.
El resultado, aunque esperado, fue publicado en Nature. Nos lo cuenta Wick Haxton, “Neutrino physics: What makes the Sun shine,” Nature 512: 378-380, 28 Aug 2014. El artículo técnico es Borexino Collaboration, “Neutrinos from the primary proton–proton fusion process in the Sun,” Nature 512: 383-386, 28 Aug 2014.
La energía radiada por las estrellas se genera gracias a la fusión de núcleos ligeros para dar a lugar núcleos pesados. En el Sol el hidrógeno (p) se transforma en helio (He) liberando 26,73 MeV gracias al llamado ciclo pp. La cadena primaria (fusión de dos protones en un núcleo de deuterio) ocurre el 99,76% del tiempo; los neutrinos electrónicos liberados en esta reacción se llaman neutrinos pp. Como ilustra esta figura hay otros tres tipos de neutrinos electrónicos llamados pep, 7Be y 8B. Los neutrinos pp son difíciles de observar en la Tierra porque son poco energéticos (0<E<420 keV).
Combinando las observaciones de GALLEX y SAGE con las de otros experimentos se puede estimar el flujo de neutrinos pp con energía E>233 keV. Borexino es el primer experimento en observarlos de forma directa. De hecho, Borexino ha logrado observar los cuatro tipos de neutrinos (8B en 2010, 7Be en 2011, pep en 2012 y pp ahora en 2014).
¿Qué diferencia estos cuatro tipos de neutrinos? Su espectro de energía. ¿Por qué es tan difícil observar los neutrinos pp en la Tierra? Porque hay muchos sucesos de fondo (ruido) debido a la radiactividad natural. Minimizar estos sucesos de fondo requiere un diseño muy cuidadoso de los detectores. Por ejemplo, Borexino es un detector de neutrinos que usa un líquido de centelleo orgánico que contiene 14C (un emisor beta con energía pico a 156 keV). La fracción isotópica estimada de 14C/12C ≈ 2,7 × 10−18 es muy pequeña (40 ± 1 Bq por cada 100 toneladas) y aún así produce unos ~30 sucesos por segundo; para evitar este ruido de fondo se utiliza un sistema de disparo (trigger) que identifica y descarta este tipo de sucesos (no quiero entrar en detalles técnicos al respecto).
Los resultados de Borexino confirman las predicciones del modelo solar estándar. Destaca la observación del efecto de la materia solar en las oscilaciones de “sabor” de los neutrinos. La teoría predice que la oscilación de los neutrinos pp es menor que la de los neutrinos 8B, luego debemos observar más neutrinos de los primeros que de los segundos. Borexino ha determinado que esta fracción es 0,64 ± 0,12, casi el doble de la que se encuentra para 8B neutrinos.
El 99% de la potencia energética del Sol (3,84 × 1033 erg/s) se produce en la reacción primaria de la cadena pp. El flujo de neutrinos pp tiene espectro de energía picado (tiene un máximo) a 264 keV y se anula por encima de los 420 keV. El flujo de neutrinos pp observado por Borexino es de (6,6 ± 0,7) × 1010 /cm²/s, en buen acuerdo con la predicción del modelo solar estándar (SSM), que es 5,98 × (1 ± 0,006) × 1010 /cm²/s. La tasa de interacción de los neutrinos solares pp en el detector Borexino es de 144 ± 13 (stat.) ± 10 (syst.) sucesos por cada 100 toneladas y por día. Los resultados descartan la hipótesis nula (la ausencia de neutrinos solares pp) con una significación estadística de 10 sigmas.
Sin lugar a dudas, una de las grandes noticias del año (agosto) para la física de partículas europea que no quería olvidar en este blog.
La Ciencia de la Mula Francis
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