Mira al fondo, verás neutrinos


Contribución de las fluctuaciones en los neutrinos de origen cosmológico en el fondo de microondas. (http://prl.aps.org/abstract/PRL/v95/i1/e011305)

El neutrino es, sin lugar a dudas, una de las partículas más interesantes de las que tenemos noticia. Su poco afecto a interactuar los hacen, además de díficiles de observar, buenos mensajeros de información sobre los procesos en los que juegan un papel.

Estas partículas han sido, y lo seguiran siendo, una fuente continua de sorpresas y de retos tanto teóricos como experimentales.

En esta entrada hablaremos de un aspecto poco conocido, según nuestra opinión, acerca de estas partículas y es su papel en cosmología. Al igual que estamos rodeados de una radiación de fotones de origen cosmológico, la radiación cósmica de fondo, suponemos que debe de existir un fondo de neutrinos. Desafortunadamente, la detección directa de este componente del universo es harto difícil debido a la poca energía de dicho fondo. No obstante, tenemos herramientas indirectas que nos permitirán estimar la influencia de los neutrinos en la conformación y evolución de nuestro universo.

Y los neutrinos fueron libres…

Antes de empezar con el tema propiamente dicho daremos algunas referencias del blog donde hemos hablado de aspectos que podrían ser interesantes para esta entrada:

Reacción beta doble y el secreto del neutrino (Sobre la cuestión de si el neutrino es su propia antipartícula o no.)

A los neutrinos les gustan los balancines (Sobre la necesidad teórica del neutrino y una de sus características más interesantes, la oscilación de neutrinos.)

Un cielo que es igual lo mires por donde lo mires (Presentación de la radiación cósmica de fondo de fotones. Su mecanismo de formación es análogo al de los fotones con las particularidades propias de cada caso.)

La historia caliente del universo (Un brevísimo repaso de la historia de nuestro universo.)

Interacciones entre partículas elementales (Un resumen de las características del las interacciones fundamentales. Aquí hablaremos sobre la interacción débil.)

El universo al principio

Como hemos discutido en varias ocasiones, cuando se originó el universo la densidad y la temperatura eran muy altas. Esto hace que las partículas tengan muchas oportunidades de interactuar. Conforme la expansión va haciendo su trabajo tanto densidad como temperatura disminuyen y las interacciones son cada vez menos frecuentes. Las partículas interactúan de varías formas, según la interacción fuerte, la débil o la electromagnética (la gravedad siempre está ahí).

Los neutrinos solo interactúan bajo la interacción débil, mientras que la densidad y temperaturas eran adecuadas los neutrinos estaban continuamente interactúando con electrones (muones y otras partículas). Pero tan solo un segundo después del big bang la temperatura no era suficiente para mantener esta continua interacción y entonces los neutrinos pudieron viajar libremente en línea recta.

Este es el motivo por el cual suponemos que debe de existir un fondo cósmico de neutrinos que han viajado por el universo desde todas las direcciones desde un segundo después del big bang.  Notemos que en el caso de los fotones estos se desacoplaron de la materia 300.000 años después del big bang formando la radiación cósmica de fondo. Así que tener acceso al fondo de neutrinos cosmológicos nos daría mucha información sobre el universo en su mismo inicio.

Las estimaciones nos dicen que deberíamos de ver 112 neutrinos por centímetro cúbico. Una cifra nada despreciable, nos tienen que estar atravesando muchos de esos neutrinos en cada instante. Sin embargo, la temperatura de dicho fondo debe de ser mucho menor que la del fondo cósmico de microondas que ronda los 2.7 Kelvins. ¿Por qué?

Si la temperatura es suficiente se puede dar el proceso:

e^+ + e^- \leftrightarrow \nu_e +\bar{\nu}_e

es decir, que los neutrinos estaban en equilibrio con los leptones. Este proceso deja de ser efectivo si la temperatura baja de los 12 GK.

Además tenemos el proceso

e^+ + e^- \leftrightarrow \gamma + \gamma

que es la reacción de equilibrio entre fotones y materia (solo hemos puesto el caso de aniquilación de electrones y positrones pero se extiende al resto de pares materia/antimateria). Este proceso deja de ser efectivo alrededor de los 4000 K.

Esto quiere decir que conforme el universo se expandía los neutrinos dejaron de ser sensibles a este proceso tan solo un segundo despues del origen. Los fotones, sin embargo, 300.000 años después del mismo. Por lo tanto, este proceso incrementa el número de fotones, y por tanto tendremos que estos se “calientan”, (se producen más y su energía aumenta).

Un cálculo del ratio entre la temperatura de los neutrinos y los fotones nos dice que:

\dfrac{T_\nu}{T_\gamma}=\left(\dfrac{4}{11}\right)^{(1/3)}

Por lo tanto, si la temperatura de la radiación cósmica de fondo (fotones) es de 2.7K, la del fondo de neutrinos será de 1.95K. Esta es una temperatura muy pequeña y eso, junto a la dificultad inherente a la detección de los neutrinos, hace que la observación directa de este fondo de neutrinos sea en la actualidad imposible.

En esta figura se ve como evoluciona el ratio de temperaturas entre fotones y neutrinos. Al principio estaba en equilibrio pero la contribución de la aniquilación de materia/antimateria hace que la temperatura de los fotones en la actualidad sea mayor que la temperatura de los neutrinos.

Tempertatura de neutrinos y fotones en función de la expansión del universo.

Es interesante ver como han evolucionado las densidades de los distintos constituyentes del universo.

Según nuestras teorías y los valores de los parámetros cosmológicos que tenemos a nuestra disposición observacionalmente podemos ver como: 1.- La constante cosmológica Λ empieza a dominar la evolución del universo. (Expansión acelerada). 2.- Que la materia oscura fría (cold dark matter, cdm) después de subir empieza a descender. 3.- Que la densidad de fotones está muy bajita. 4.- Que hay tres tipos de neutrinos (al menos) y que tienen distintas densidades con al menos dos de ellos por encima de la densidad de los fotones en la actualidad.

¿Dónde podemos ver la influencia del fondo de neutrinos?

Aunque no podamos detectar estos neutrinos cósmicos de forma directa tenemos herramientas para inferir su presencia a través de la interacción de estos neutrinos en distintos procesos cosmológicos.

Nucleosíntesis y neutrinos

Sabemos que en un determinado momento los protones y los electrones se empezaron a juntar en átomos en la evolución de nuestro universo (época de la recombinación). El átomo que se formó preferentemente fue el Hidrógeno. Pero, una de las predicciones más fuertes de la teoría de evolución térmica del universo es la fracción de otros elementos ligeros como Helio o Litio.

Uno especialmente interesante para lo que nos ocupa es el ^4He (Helio 4).  Este elemento se produce durante la nucleosíntesis, alrededor de un 25% de los núcleos fueron de He-4.

¿Por qué es importante esto?

Resulta que la nucleosíntesis de los elementos ligeros en la historia del universo está determinada por el número de familias de neutrinos que existan. Hoy creemos que hay tres familias, los neutrinos electrónicos, los muónicos, y los tauónicos. Tenemos pruebas fiables de esto experimentalmente: El número de familias del modelo estándar. Lo que en realidad sabemos es que solo habrá 3 tipos diferentes de neutrinos ligeros, pero no podemos excluir el hecho de que haya más tipos con masas superiores a las cotas que tenemos para los tres que conocemos experimentalmente.

Lo que se hace es medir la cantidad de He-4 de procedencia cosmológica (este elemento también se produce en las estrellas y por eso es de difícil medida aunque la técnias actuales para la determinación del He-4 cosmológico han avanzado mucho). Según su cantidad podemos inferir el número de familias de neutrinos, los resultados actuales nos dicen que el número de familias está en un rango de valores alrededor de 3. Aunque esto es importante porque tenemos cotas, no tenemos un resultado seguro, por lo que  no podemos excluir la posibilidad de que haya más tipos de neutrinos que aún no conocemos. Pero de existir, por los resultados de los aceleradores, serán de una masa elevada y con una interacción muy suprimida con la materia que nos rodea.

Los neutrinos tienen mucho que decir

Además de lo que hemos discutido en las secciones previas los neutrinos cosmológicos tienen influencia en:

  1. La radiación cósmica de fondo. Es muy posible que las fluctuaciones en el fondo de neutrinos dejen impronta en el fondo de microondas. De hecho, se espera que la misión PLANCK pueda decir algo al respecto.
  2. La estructura a gran escala del universo también se ve comprometida por la presencia de este fondo de neutrinos. Dicho fondo puede alterar la forma en la que las fluctuaciones iniciales se han distribuido y han crecido con la expansión y eso afectaría a la velocidad y distribución de galaxias.

Queda mucho por entender en este campo, incluyendo las posibles formas de medir directamente el fondo de neutrinos. Seguramente en un futuro próximo tendremos cada vez más información del mismo y podremos seguir aprendiendo sobre la forma en la que nuestro universo ha evolucionado.

Referencias

Neutrino mass from cosmology Lesgourgues y Pastor (2012).  Explican como se pueden dar cotas a la masa de los neutrinos mirando los efectos del fondo de neutrinos sobre la radiación cósmica de fondo y la estructura a gran escala del universo.

Neutrinos and big bang nucleosynthesis Steigman (2012).  Influencia del fondo de neutrinos sobre la nucleosíntesis primordial.

What is half a neutrino? Reviewing cosmological constraints on neutrinos and dark radiation. Riemer-Sorensen, Parkinson, Davis (2013).  Revisión de los diferentes temas en los que el fondo de neutrinos está involucrada.

Nos seguimos leyendo…

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6 Respuestas a “Mira al fondo, verás neutrinos

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