PREMIO NOBEL FSICA 2015 Takaaki Kajita Arthur B
PREMIO NOBEL FÍSICA 2015: Takaaki Kajita & Arthur B. Mc. Donald "for the discovery of neutrino oscillations, which shows that neutrinos have mass" 10 -Diciembre-2015 Ceremonia de entrega de los premios Nobel en Estocolmo: http: //www. nobelprize. org
LOS NEUTRINOS Las partículas elementales que todo lo atraviesan Juan Antonio Caballero Universidad de Sevilla 10/12/2015
ÍNDICE Ø El postulado del neutrino: un remedio desesperado Ø El neutrino se hace real Ø Mirando en el centro del Sol Ø El sabor y otras extrañas propiedades Ø Cambios de personalidad: las oscilaciones Ø El mensajero del universo
El postulado del neutrino: un remedio desesperado
El fin de una época en la Física • Mecánica: leyes de Galileo-Newton. Descripción del movimiento de los cuerpos. • Electromagnetismo: leyes de Maxwell. Descripción de los fenómenos eléctricos, magnéticos y ópticos. • Termodinámica. Teoría cinética. Mecánica estadística. • Teoría del átomo, moléculas (desarrollo QUÍMICA) Lord Kelvin: “There is nothing new to be discovered in physics now. All that remains is more and more precise measurement (1900)”. Sólo se observan en el horizonte dos “pequeñas nubecillas”
LAS “NUBECILLAS” DE LORD KELVIN • Problema de consistencia de las teorías: mecánica vs electromagnetismo. • Resultados experimentales no concordantes con las predicciones teóricas. Las “nubecillas” producirán una tormenta nunca antes vista • LA TEORÍA RELATIVISTA: Nueva concepción del espacio y tiempo y equivalencia masa-energía. • LA REVOLUCIÓN CUÁNTICA: Las extrañas leyes en el corazón de la materia y la pérdida de la intuición. FÍSICA CLÁSICA (XIX) FÍSICA MODERNA (XX)
LA RADIACTIVIDAD Descubrimiento accidental por Henri Becquerel (1896) P. & M. Curie. - Nuevos elementos radiactivos: Po, Ra ü Alcance de la radiación ü Tipos de radiación: α, β, γ ü Ley de desintegración radiactiva E. Rutherford ¿Por qué determinados elementos emiten radiación de forma espontánea? ¿De dónde procede la energía?
La desintegración β y el espín nuclear ü Espectro energético de emisión de radiación β (J. Chadwick - 1914) ¿Por qué los electrones se emiten ü Espín nuclear con cualquier valor de la energía? NITRÓGENO: ESPÍN NUCLEAR (1928) =¿Es 1 (en unidades de ħ)con este resultado consistente el principio de conservación de la A=14, Z=7 energía? Únicos constituyentes de los núcleos atómicos: protones y electrones. ¿Cómo reconciliar dicha medida con una estructura del núcleo de nitrógeno formado por 14 protones y 7 electrones? Teoría cuántica: número total impar de partículas de espín semi-entero (14 protones + 7 electrones) sólo pueden acoplarse a espín total semi-entero, en clara contradicción BOHR: Conservación de con la evidencia experimental. energía-resultado estadístico.
El postulado de Pauli Carta enviada por Pauli en 1930: Estimados Sres. y Sras. radiactivos: En relación a la estadística de los núcleos de N y Li y del espectro continuo de la radiación β, he llegado a un remedio desesperado… la posibilidad de que existan en el núcleo partículas neutras, que llamaré neutrones, con espín ½ y masa del mismo orden o menor que la de los electrones… Admito que mi remedio puede parecer bastante incierto… pero quien “nada arriesga, nada gana”. Chadwick (1932): descubrimiento del neutrón Neutrón de Pauli Neutrino
El neutrino se hace real
La teoría de Fermi ¿Cómo se transforma el neutrón en protón? ¿De dónde sale el electrón? ¿y el neutrino? Teoría de Fermi (1934). Analogía con la emisión de fotones (QED). Interacción muy débil (4 -5 órdenes menor que la EM) y de contacto. La interacción del neutrino con la materia. ¿Se puede detectar el neutrino? H. Bethe: “a efectos prácticos, resulta imposible detectar el neutrino”.
¿Una posibilidad? La extrema dificultad de interaccionar el neutrino no es sinónimo de imposibilidad Ø Producción de una “infinidad” de neutrinos Reactor Nuclear Ø Material para detector Ø Detección producto de la reacción Bruno Pontecorvo Experimento (1954 -1955): Raymond Davies Brookhaven (NY). Savannah River (Carolina Sur) Sin evidencia de los neutrinos
Por fin, el neutrino Frederick Reines & Clyde Cowan (1956). Premio Nobel Física: 1995 (Reines) Bethe: “No debería usted creer todo lo que lee en las revistas”
¿Fracaso de Davies? Ecuación de Dirac: partículas y antipartículas. Neutrinos y antineutrinos. ¿Qué distingue al neutrino del antineutrino? ¿Qué se emite realmente en la desintegración β? Número leptónico: leptones (+1), antileptones (-1) Principio de conservación del número leptónico (1953): sólo están permitidos aquellos procesos en los que se conserva el número leptónico. Algunos procesos permitidos: Proceso de Pontecorvo. Experimento de Davies. ü Desintegración Beta: ü Desintegración Beta+: ü Captura electrónica: ü Desint. Beta inversa: İİ El reactor nuclear producía antineutrinos !!
Mirando en el centro del Sol
¿Qué sucede en el centro del Sol? ¿De dónde procede la energía del Sol? ¿Cuánto tiempo lleva funcionando? ¿Cuánto perdurará aún? Anaxágoras (siglo V a. C. ). Lord Kelvin (siglo XIX) ¿Procesos radiactivos? Rutherford: desintegración α (He) & A. Eddington (1920): fusión de núcleos de H Hans Bethe: “La producción de energía en las estrellas” (1939) Ø Ciclo CNO (Carbono-Nitrógeno-Oxígeno) Ø Cadena pp (protón-protón)
La captura de los neutrinos solares Experimento de Ray Davies: sensible a los neutrinos producidos en el ciclo CNO Bethe (1958): Cadena pp (diversos mecanismos) ¿Cómo conocer el flujo de neutrinos solares? ¿Cómo estimar los asociados a cada uno de los procesos? John Bahcall (1934 -2005)
El problema de los neutrinos solares Experimento Homestake (Dakota del Sur). 1968: primeras evidencias experimentales Clara discrepancia entre el experimento y las predicciones teóricas. El número de neutrinos solares detectados era aproximadamente un tercio de los que la teoría de Bahcall predecía. Déficit de neutrinos solares New York Times (80’s): “uno de los resultados más desconcertantes y embarazosos de la ciencia del siglo XX”.
El sabor y otras extrañas propiedades
Radiación cósmica: piones y muones Pión: partícula propuesta por Yukawa en 1935 (responsable interacción fuerte). Muón: electrón pesado. Esquemas de desintegración: J. Steinberger (1948)
Interacción débil & paridad Simetrías Leyes de conservación T. D. Lee, C. N. Yang (1956) C. S. Wu (1957) L. Lederman (1957): violación de paridad en la interacción débil. M. Goldhaber. L. Grodzings & A. W. Sunyar (1958): medida estado polarización neutrinos
Interacción débil. Acoplamiento V-A ¿Por qué el pión decae en muones + neutrinos y NO en electrones + neutrinos? Sólo las partículas con quiralidad -1 (levo) y antipartículas con quiralidad +1 (dextro) participan en la interacción débil. Quiralidad = Helicidad (partículas sin masa).
Múltiple personalidad del neutrino ¿Por qué el muón no se desintegra en un electrón y un fotón? ¿Por qué neutrino y antineutrino no se aniquilan produciendo radiación electromagnética, i. e. , fotones? Hipótesis de Pontecorvo (1959): “Los neutrinos asociados a electrones y muones son partículas distintas”. Número leptónico por familia. “Sólo son posibles aquellos procesos en los que se conserva el número leptónico para cada familia” Generaciones o “sabores”:
El sabor de los neutrinos Propuesta de Bruno Pontecorvo (1959) Uso de aceleradores: producir piones de alta energía a partir de la colisión de protones con un blanco. Los piones se desintegran en neutrinos y muones. Estos últimos se absorben por un “gran escudo metálico”, y los neutrinos se hacen incidir sobre un gran tanque de material detector (blanco). Neutrinos iguales Mismo número de electrones y muones Sabor muónico Sólo se detectan muones Experimento: L. Lederman, M. Schwartz & J. Steinberger (1962) Blindaje de hierro Be Protones (15 Ge. V) muones ν π Totalidad de señales observadas: μ 10 ton. Al Lederman, Schwartz, Steinberger. Premio Nobel Física 1988
Cambios de personalidad: las oscilaciones
Neutrinos solares Davies & Bahcall (1968): “problema (déficit) de los neutrinos solares” Ø Detectando neutrinos solares con Galio (sensible cadena pp) Experimentos: GALLEX (Grand Sasso, 1991 -97) & GNO (98 -03) & SAGE (90 -07) Ø KAMIOKANDE (Japón): 1987 -95 Tanque de 3000 toneladas agua ultrapura rodeado por unos 1000 tubos fotomultiplicadores. Detección de neutrinos: “efecto Cherenkov” Los neutrinos electrónicos detectados eran menos de la mitad de los que predecía la teoría de Bahcall
Neutrinos atmosféricos Resultado esperado: Kamiokande & IMB (“Irvine-Michigan-Brookhaven”): década 80’ Número similar de neutrinos electrónicos y muónicos Anomalía de los neutrinos atmosféricos SUPERKAMIOKANDE (SK) Podía revelar con precisión tanto neutrinos electrónicos como muónicos. Aprox. 50000 toneladas de agua “ultrapura” y 11000 fotomultiplicadores
Neutrinos electrónicos Clara asimetría entre las medidas correspondientes a neutrinos procedentes Neutrinos muónicos de “arriba” y los que venían del otro extremo (“abajo”). Anomalía de neutrinos atmosféricos: reducción en el número de neutrinos muónicos procedentes del otro extremo de la Tierra.
Respuesta final a los neutrinos ausentes SNO (“Sudbury Neutrino Observatory”). Ontario, Canadá (1999 -2003) RESULTADOS CONSISTENTES CON LOS DE SUPERKAMIOKANDE 2003: Flujo total de neutrinos y la proporción correspondiente a electrónicos Tras más de 30 años, Davies y Bahcall fueron finalmente rehabilitados. Premio Nobel Física 2002 (Davies & Koshiba) Bahcall: “Durante muchos años me sentí como una persona a la que por error se hubiese acusado de un delito, hasta que la prueba definitiva de ADN me exoneró”.
Oscilaciones de los neutrinos Modelo Estándar: neutrinos existen en 3 sabores y tienen masa nula Sabor: propiedad inalterable Conservación del nº leptónico por familia Pontecorvo (1957 -67): ¿Qué sucede si los neutrinos tienen masa? Estados de sabor NO CORRESPONDEN a estados de masa Si conocemos el sabor de un neutrino su masa está indeterminada y a la inversa U- Matriz de Pontecorvo-Maki-Nagakawa-Sakata. Depende de tres ángulos de mezcla y una fase:
Oscilaciones de los neutrinos Oscilaciones de neutrinos en presencia de materia: Efecto MSW (“Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein”) 1978 -1985 SUPERKAMIOKANDE Neutrinos atmosféricos
El mensajero del universo
Experimentos sobre oscilaciones ¿Cómo tienen lugar las oscilaciones? ¿Cuál es la frecuencia de las mismas? ¿Puede determinarse el tipo (sabor) de neutrino que surgirá? Ángulos de mezcla & Masas de los neutrinos Uso de reactores y centrales nucleares Reactores nucleares: Ø Ø Ø Ø K 2 K – T 2 K (1999 -2015) MINOS (USA). - Fermilab Minerv. A, NOv. A Argo. Neu. T Mini. Boo. NE ICARUS OPERA. - CERN-Grand Sasso Centrales nucleares: Ø Kam. LAND (2002 -2011) Detección en laboratorios a cientos de kms.
Neutrinos extragalácticos 23 -Febrero-1987: Explosión de la Supernova SN 1987 A Detección neutrinos: SUPERKAMIOKANDE (11) + IMB (8) Confirmación teoría de supernovas: Ø Temperatura estrella (> Sol) Ø Formación de estrella de neutrones Ø Formación de pares neutrinoantineutrino de todos los sabores
Masas de los neutrinos ¿Por qué las masas de los neutrinos son tan extremadamente pequeñas? ¿Cómo determinarlas? ¿Qué relación existe entre la masa y el estado de polarización? Ø Medida directa: desintegración β del tritio. Experimento KATRIN Ø Complemento: medidas de oscilaciones (sólo sensibles a diferencias de cuadrados de las masas)
DIRAC versus MAJORANA Neutrinos masivos Partículas de Dirac Partículas de Majorana Límite de masa nula (SM): no existe diferencia alguna entre ambas imágenes Ø Dirac. - Conservación nº leptónico Ø Majorana. - No existe nº leptónico ¿Cómo estar seguros? Desintegración β doble
Desintegración β doble La desintegración β doble sin neutrinos sería una confirmación del carácter de Majorana de los neutrinos. Esto tendría profundas implicaciones para las teorías más allá del Modelo Estándar y la explicación del exceso de materia sobre antimateria.
Mirando en los confines del universo ¿Sería posible capturar los neutrinos producidos en los primeros instantes del Big Bang? Algunos proyectos: Ø ANTARES (Mediterráneo) Ø BAIKAL (Rusia) Mayor proyecto. Ø ICECUBE (Antártida) >300 investigadores, 45 instituciones, 12 países. Capturados neutrinos de más de 1000 Te. V (mil millones de Me. V)
FÍSICA DE NEUTRINOS: aún, mucho por hacer Juan Antonio Caballero Sevilla, 10/12/2015
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