Neutrinos: el sol con el corazón abierto

Sesenta y cinco mil millones de neutrinos por centímetro cuadrado por segundo ! Este impresionante flujo de partículas que nos llega desde el Sol refleja la cantidad de reacciones de fusión nuclear que tienen lugar en el corazón de la estrella.

ste último deriva su energía sobre todo de los procesos en los que los protones se fusionan y producen núcleos de helio. Esto requiere varias etapas y cada una va acompañada de la producción de neutrinos.

La primera y más importante reacción del proceso, que contribuye en un 90% al flujo de neutrinos, es la fusión de dos protones, pero la energía de estos neutrinos es muy baja, estas partículas nunca se habían observado directamente. Después de siete años de operación, el experimento Borexino mejoró su sensibilidad y finalmente pudo medir este flujo.

El origen de la energía del Sol ha sido objeto de debate desde el siglo XIX. Lord Kelvin y Hermann von Helmholtz imaginaron que provenía de la contracción gravitacional de la estrella.

Pero la vida útil habría sido demasiado corta (30 millones de años) en comparación, por ejemplo, con las estimaciones geológicas de la formación de la Tierra en ese momento (300 millones de años). Con el desarrollo de la teoría de la relatividad especial, física atómica y física cuántica, Los investigadores han entendido que la fusión nuclear proporciona energía al Sol: la masa de cuatro protones es mayor que la masa de un núcleo de helio,

La diferencia de masa durante las reacciones de fusión se convierte en energía (de acuerdo a la relación MI = mc2)). Por lo tanto, fue gradualmente que los astrofísicos, siguiendo a Hans Bethe, esbozaron el ciclo de producción de energía en una estrella como el Sol. El ciclo comienza con la fusión de dos protones: luego hablamos de una cadena p-p. Varias reacciones de fusión se suceden y algunas emiten neutrinos con diferentes espectros de energía.

Los neutrinos interactúan poco con la materia. Dejan rápidamente la estrella y llegan a la Tierra en unos ocho minutos. La energía producida durante la fusión toma la forma de fotones, en su mayor parte. Estos últimos tardan casi 100,000 años en emerger de la estrella, debido a sus numerosas interacciones con el plasma estelar.

Los neutrinos que llegan hoy dan testimonio de la actividad actual en el corazón del Sol, mientras que los fotones reflejan la de hace 100.000 años. Estos neutrinos son, por lo tanto, de gran interés en sondear la estrella. Pero presentan un desafío experimental, especialmente el de la fusión de dos protones que tienen una energía muy baja, un desafío que fue asumido por los físicos del experimento Borexino .

Esta experiencia es el resultado de la colaboración entre varios países europeos (Italia, Alemania, Polonia y Francia con la participación del Laboratorio de Astropartículas y Cosmología – (CNRS / Paris Diderot / CEA University / Observatory of Paris), Estados Unidos y Rusia. Se instala en el Laboratorio Gran Sasso en Italia, a 1.400 metros por debajo del rango de los Apeninos, protegido de perturbaciones vinculadas a los rayos cósmicos. Es un tanque grande lleno de un centelleo líquido, que emite luz cuando un neutrino golpea un electrón desde un átomo líquido.

Los neutrinos no son fáciles de observar: interactúan poco con la materia ordinaria, están sujetos a «oscilaciones» cuánticas: hay tres tipos de neutrinos, los producidos en una estrella son los llamados neutrinos electrónicos y, Llegó a la tierra, alrededor de un tercio de ellos (a las energías consideradas por Borexino espontáneamente convertido en uno de los otros dos tipos. Muchos experimentos ya han estudiado neutrinos solares, pero sin detectar directamente los resultantes de la fusión de dos protones.

Estos neutrinos, que teóricamente representan el 90 por ciento del flujo de neutrinos solares, aún no se habían detectado debido a su muy baja energía, menos de 420 kiloelectrónvoltios, de los cuales se deduce que la energía transferida al electrón en caso de interacción También se reduce.

Dicha señal se enmascara por el ruido de fondo vinculado a los rayos cósmicos y la radiactividad natural (en particular la del carbono 14 presente en el centelleo líquido). Los físicos borexinos se han comprometido a eliminar estas molestias tanto como sea posible y han podido aislar la señal de los neutrinos de la fusión p-p.

Los físicos han determinado que el flujo de neutrinos de la fusión p-p es de 6.6 × 1010 partículas por centímetro cuadrado por segundo. A partir de estos datos, es posible calcular la potencia producida por el Sol: es de 3.9 × 1026 vatios, un valor muy cercano al calculado utilizando el conocido flujo de fotones. Esta comparación confirma nuestra comprensión de la cadena de fusión p-p y confirma la hipótesis que a menudo hicieron los astrofísicos, de que el flujo total de neutrinos era compatible con el de los fotones.

Además, dado que hay un retraso de 100,000 años entre la producción de los neutrinos detectados y la de los fotones detectados, los investigadores pueden concluir que la actividad solar apenas ha cambiado durante este período: la estrella está en equilibrio termodinámico.

El resultado del experimento Borexino también abre nuevas perspectivas. Ahora que se han medido las cuatro fuentes de neutrinos presentes en la cadena p-p, los investigadores pueden estar interesados en otra cadena de fusión, llamada carbono-nitrógeno-oxígeno (CNO).

Esta cadena también convierte protones en helio a través de reacciones sucesivas que involucran carbono, nitrógeno y oxígeno. Este ciclo es importante en estrellas muy masivas y representa solo el uno por ciento de la producción de helio en el Sol. Dado que los neutrinos también están asociados con esta cadena, será interesante estudiar su espectro energético y su flujo.

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