Detector de neutrinos

A detector neutrino es un aparato físico diseñado para estudiar neutrinos. Debido a que los neutrinos sólo interactúan débilmente con otras partículas de materia, los detectores de neutrinos deben ser muy grandes para detectar un número significativo de neutrinos. Los detectores de Neutrino a menudo se construyen bajo tierra, para aislar el detector de rayos cósmicos y otra radiación de fondo. El campo de la astronomía neutrino sigue siendo muy importante en su infancia: las únicas fuentes extraterrestres confirmadas a partir de 2018 son el Sol y la supernova 1987A en la cercana Gran Nube Magallanes. Otra fuente probable (tres desviaciones estándar) es el blazar TXS 0506+056 a unos 3.700 millones de años luz. Los observatorios de Neutrino "darán a los astrónomos ojos frescos con los que estudiar el universo".

Se han utilizado varios métodos de detección. Super Kamiokande es un gran volumen de agua rodeado de fototubos que detectan la radiación de Cherenkov emitida cuando un neutrino entrante crea un electrón o muón en el agua. El Observatorio de Neutrinos de Sudbury era similar, pero utilizaba agua pesada como medio de detección. Otros detectores han consistido en grandes volúmenes de cloro o galio que se comprueban periódicamente en busca de excesos de argón o germanio, respectivamente, que se crean mediante la interacción de neutrinos con la sustancia original. MINOS utilizó un centelleador de plástico sólido vigilado por fototubos; Borexino utiliza un centelleador de pseudocumeno líquido también controlado por fototubos; y el detector NOνA utiliza un centelleador líquido vigilado por fotodiodos de avalancha.

La detección acústica propuesta de neutrinos a través del efecto termoacústico es objeto de estudios específicos realizados por las colaboraciones ANTARES, IceCube y KM3NeT.

Teoría

Los neutrinos son omnipresentes en la naturaleza: cada segundo, decenas de miles de millones de ellos "pasan por cada centímetro cuadrado de nuestro cuerpo sin que nos demos cuenta". Muchos se crearon durante el Big Bang y otros se generan por reacciones nucleares dentro de estrellas, planetas y otros procesos interestelares. Según los científicos' Según las especulaciones, algunas también pueden originarse a partir de eventos en el universo como "la colisión de agujeros negros, explosiones de rayos gamma provenientes de estrellas en explosión y/o eventos violentos en los núcleos de galaxias distantes".

A pesar de lo comunes que son, los neutrinos son extremadamente difíciles de detectar, debido a su baja masa y falta de carga eléctrica. A diferencia de otras partículas, los neutrinos sólo interactúan mediante la gravedad y la interacción débil. Los dos tipos de interacciones débiles en las que (rara vez) participan son corriente neutra (que implica el intercambio de un bosón Z y solo resulta en una desviación) y corriente cargada (que implica el intercambio de un bosón W y hace que el neutrino se convierta en un leptón cargado: un electrón, un muón o un tauón, o una de sus antipartículas, si es un antineutrino). Según las leyes de la física, los neutrinos deben tener masa, pero sólo una "pizca de masa en reposo" – quizás menos de una "millonésima parte de un electrón" – por lo tanto, la fuerza gravitacional causada por los neutrinos ha resultado hasta ahora demasiado débil para detectarla, dejando la interacción débil como el principal método de detección:

Corriente neutra

En un interacción actual neutral, el neutrino entra y luego deja el detector después de haber transferido parte de su energía e impulso a una partícula 'target'. Si la partícula objetivo se carga y tiene un peso suficientemente ligero (por ejemplo, un electrón), puede acelerarse a una velocidad relativista y, por consiguiente, emitir radiación Cherenkov, que se puede observar directamente. Los tres sabores neutrino, o sabores (electrónico, muónico y tauónico) pueden participar, independientemente de la energía neutrino. Sin embargo, ninguna información de sabor neutrino queda atrás.

Corriente cargada

En un interacción actual cargada, un neutrino de alta energía se transforma en su leptón socio (electron, muon o tauon). Sin embargo, si el neutrino no tiene suficiente energía para crear la masa de su socio más pesado, la interacción actual cargada es efectivamente indisponible a ella. Neutrinos del Sol y de los reactores nucleares tienen suficiente energía para crear electrones. La mayoría de las vigas de neutrino creadas por aceleradores también pueden crear muones, y muy pocos pueden crear tabúes. Un detector que puede distinguir entre estos leptones puede revelar el sabor del incidente neutrino a una interacción corriente cargada; porque la interacción implica el intercambio de un bosón W, la partícula 'target' también cambia (por ejemplo, neutrones → protón).

Técnicas de detección

Cintiladores

Los antineutrinos se detectaron por primera vez cerca del reactor nuclear del río Savannah mediante el experimento de neutrinos Cowan-Reines en 1956. Frederick Reines y Clyde Cowan utilizaron dos objetivos que contenían una solución de cloruro de cadmio en agua. Se colocaron dos detectores de centelleo junto a los objetivos de agua. Los antineutrinos con una energía superior al umbral de 1,8 MeV provocaron la "desintegración beta inversa" de la corriente cargada. Interacciones con los protones del agua, produciendo positrones y neutrones. Los positrones resultantes se aniquilan con los electrones, creando pares de fotones coincidentes con una energía de aproximadamente 0,5 MeV cada uno, que podrían ser detectados por los dos detectores de centelleo situados encima y debajo del objetivo. Los neutrones fueron capturados por núcleos de cadmio, lo que dio como resultado rayos gamma retardados de aproximadamente 8 MeV que se detectaron unos microsegundos después de los fotones de un evento de aniquilación de positrones.

Este experimento fue diseñado por Cowan y Reines para dar una firma única a los antineutrinos, para demostrar la existencia de estas partículas. El objetivo experimental no era medir el flujo total de antineutrinos. Así, todos los antineutrinos detectados portaban una energía superior a 1,8 MeV, que es el umbral del canal de reacción utilizado (1,8 MeV es la energía necesaria para crear un positrón y un neutrón a partir de un protón). Sólo alrededor del 3% de los antineutrinos de un reactor nuclear transportan suficiente energía para que se produzca la reacción.

Un detector KamLAND construido más recientemente y mucho más grande utilizó técnicas similares para estudiar las oscilaciones de antineutrinos de 53 plantas de energía nuclear japonesas. Un detector Borexino más pequeño, pero más radiopuro, pudo medir los componentes más importantes del espectro de neutrinos del Sol, así como antineutrinos de la Tierra y de reactores nucleares.

El experimento SNO+ utiliza alquilbenceno lineal como centelleador líquido, en contraste con su predecesor, el Observatorio de Neutrinos de Sudbury, que utilizó agua pesada y detectó la luz de Cherenkov (ver más abajo).

Métodos radioquímicos

Los detectores de cloro, basados en el método sugerido por Bruno Pontecorvo, consisten en un tanque lleno de un fluido que contiene cloro, como el tetracloroetileno. Un neutrino ocasionalmente convierte un átomo de cloro-37 en uno de argón-37 mediante la interacción de corriente cargada. El umbral de energía del neutrino para esta reacción es 0,814 MeV. El fluido se purga periódicamente con gas helio que eliminaría el argón. Luego, el helio se enfría para separar el argón y los átomos de argón se cuentan en función de sus desintegraciones radiactivas por captura de electrones. Un detector de cloro en la antigua mina Homestake cerca de Lead, Dakota del Sur, que contenía 520 toneladas cortas (470 toneladas métricas) de fluido, fue el primero en detectar neutrinos solares y realizó la primera medición del déficit de neutrinos electrónicos del sol ( ver Problema de neutrinos solares).

Un diseño de detector similar, con un umbral de detección mucho más bajo de 0,233 MeV, utiliza una transformación de galio (Ga) → germanio (Ge) que es sensible a neutrinos de menor energía. . Un neutrino es capaz de reaccionar con un átomo de galio-71, convirtiéndolo en un átomo del isótopo inestable germanio-71. Luego, el germanio se extrajo químicamente y se concentró. De este modo se detectaron neutrinos midiendo la desintegración radiactiva del germanio.

Este último método recibe el sobrenombre de método "Alsacia-Lorena" técnica en una referencia en broma a la secuencia de reacción Ga → Ge → Ga.

El experimento SAGE en Rusia utilizó alrededor de 50 toneladas de galio, y los experimentos GALLEX / GNO en Italia alrededor de 30 toneladas de galio como masa de reacción. El precio del galio es prohibitivo, por lo que este experimento es difícil de costear a gran escala. Por lo tanto, los experimentos más amplios se han centrado en una masa de reacción menos costosa.

Los métodos de detección radioquímica sólo son útiles para contar neutrinos; casi no proporcionan información sobre la energía de los neutrinos o la dirección de viaje.

Detectores Cherenkov

"Imagen en anillo" Los detectores Cherenkov aprovechan un fenómeno llamado luz Cherenkov. La radiación de Cherenkov se produce siempre que partículas cargadas, como electrones o muones, se mueven a través de un medio detector determinado algo más rápido que la velocidad de la luz en ese medio. En un detector Cherenkov, un gran volumen de material transparente, como agua o hielo, está rodeado por tubos fotomultiplicadores sensibles a la luz. Un leptón cargado producido con suficiente energía y que se mueve a través de dicho detector viaja algo más rápido que la velocidad de la luz en el medio detector (aunque algo más lento que la velocidad de la luz en el vacío). El leptón cargado genera una "onda de choque óptica" de la radiación Cherenkov. Esta radiación es detectada por los tubos fotomultiplicadores y se muestra como un patrón de actividad característico en forma de anillo en la matriz de tubos fotomultiplicadores. Como los neutrinos pueden interactuar con los núcleos atómicos para producir leptones cargados que emiten radiación de Cherenkov, este patrón se puede utilizar para inferir información sobre la dirección, la energía y (a veces) el sabor de los neutrinos incidentes.

Dos detectores llenos de agua de este tipo (Kamiokande e IMB) registraron una explosión de neutrinos de la supernova SN 1987A. Los científicos detectaron 19 neutrinos de la explosión de una estrella dentro de la Gran Nube de Magallanes: sólo 19 de los octodecillones (10⁵⁷) de neutrinos emitidos por la supernova. El detector Kamiokande pudo detectar el estallido de neutrinos asociado a esta supernova y en 1988 se utilizó para confirmar directamente la producción de neutrinos solares. El detector más grande de este tipo es el Super-Kamiokande lleno de agua. Este detector utiliza 50.000 toneladas de agua pura rodeada por 11.000 tubos fotomultiplicadores enterrados a 1 km bajo tierra.

El Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO) utilizó 1.000 toneladas de agua pesada ultrapura contenidas en un recipiente de plástico acrílico de 12 metros de diámetro rodeado por un cilindro de agua ordinaria ultrapura de 22 metros de diámetro y 34 metros de altura. Además de las interacciones de neutrinos visibles en un detector de agua normal, un neutrino puede descomponer el deuterio en el agua pesada. El neutrón libre resultante se captura posteriormente, liberando una explosión de rayos gamma que puede detectarse. Los tres sabores de neutrinos participan por igual en esta reacción de disociación.

El detector MiniBooNE emplea aceite mineral puro como medio de detección. El aceite mineral es un centelleador natural, por lo que las partículas cargadas sin suficiente energía para producir luz Cherenkov aún producen luz centelleante. Se pueden detectar muones y protones de baja energía, invisibles en el agua. Así surgió el uso del entorno natural como medio de medición.

Dado que el flujo de neutrinos que llega a la Tierra disminuye al aumentar la energía, el tamaño de los detectores de neutrinos también debe aumentar. Aunque construir un cubo detector de un kilómetro de tamaño bajo tierra cubierto por miles de fotomultiplicadores sería prohibitivamente costoso, se pueden lograr volúmenes de detección de esta magnitud instalando conjuntos de detectores Cherenkov en lo profundo de formaciones naturales de agua o hielo ya existentes, con varias otras ventajas. En primer lugar, cientos de metros de agua o hielo protegen parcialmente al detector de los muones atmosféricos. En segundo lugar, estos entornos son transparentes y oscuros, criterios vitales para detectar la tenue luz de Cherenkov. En la práctica, debido a la desintegración del potasio 40, ni siquiera el abismo está completamente oscuro, por lo que esta desintegración debe usarse como base.

Situado a una profundidad de unos 2,5 km en el mar Mediterráneo, el telescopio ANTARES (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss Environmental Research) está en pleno funcionamiento desde el 30 de mayo de 2008. Está formado por un conjunto de doce telescopios separados de 350 metros de largo. Con cadenas de detectores verticales separadas por 70 metros, cada una con 75 módulos ópticos fotomultiplicadores, este detector utiliza el agua de mar circundante como medio detector. El telescopio de neutrinos de aguas profundas de próxima generación, KM3NeT, tendrá un volumen total instrumentado de unos 5 km³. El detector se distribuirá en tres lugares de instalación en el Mediterráneo. La implementación de la primera fase del telescopio se inició en 2013.

El conjunto de detectores de neutrinos y muones antárticos (AMANDA) funcionó entre 1996 y 2004. Este detector utilizó tubos fotomultiplicadores montados en cuerdas enterradas a una profundidad (1,5 a 2 km) dentro del hielo glacial antártico cerca del Polo Sur. El hielo mismo es el medio detector. La dirección de los neutrinos incidentes se determina registrando el tiempo de llegada de fotones individuales utilizando una matriz tridimensional de módulos detectores, cada uno de los cuales contiene un tubo fotomultiplicador. Este método permite la detección de neutrinos por encima de 50 GeV con una resolución espacial de aproximadamente 2 grados. AMANDA se utilizó para generar mapas de neutrinos del cielo del norte para buscar fuentes de neutrinos extraterrestres y buscar materia oscura. AMANDA ha sido actualizada al observatorio IceCube, aumentando eventualmente el volumen del conjunto de detectores a un kilómetro cúbico. Ice Cube se encuentra en las profundidades del Polo Sur, en un kilómetro cúbico de hielo antiguo perfectamente transparente y sin burbujas. Al igual que AMANDA, se basa en detectar los destellos de luz emitidos en las extremadamente raras ocasiones en que un neutrino interactúa con un átomo de hielo o agua.

Radiodetectores

El experimento Radio Ice Cherenkov utiliza antenas para detectar la radiación Cherenkov de neutrinos de alta energía en la Antártida. La Antena Transitoria de Impulso Antártico (ANITA) es un dispositivo a bordo de un globo que vuela sobre la Antártida y detecta la radiación Askaryan producida por neutrinos de energía ultraalta que interactúan con el hielo que se encuentra debajo. Actualmente se está construyendo el Observatorio de Radio Neutrinos de Groenlandia, que explota el efecto Askaryan en el hielo para detectar neutrinos con energías >10 PeV.

Seguimiento de calorímetros

Los calorímetros de seguimiento, como los detectores MINOS, utilizan planos alternos de material absorbente y material detector. Los planos absorbentes proporcionan la masa del detector mientras que los planos detectores proporcionan la información de seguimiento. El acero es una opción popular como absorbente, ya que es relativamente denso y económico y tiene la ventaja de que puede magnetizarse. El detector activo suele ser un centelleador líquido o plástico, leído con tubos fotomultiplicadores, aunque también se han utilizado varios tipos de cámaras de ionización.

La propuesta de NOνA sugiere eliminar los planos absorbentes en favor del uso de un volumen de detector activo muy grande.

Los calorímetros de seguimiento solo son útiles para neutrinos de alta energía (rango GeV). En estas energías, las interacciones de corriente neutra aparecen como una lluvia de desechos hadrónicos y las interacciones de corriente cargada se identifican por la presencia de la pista del leptón cargado (posiblemente junto a alguna forma de desechos hadrónicos).

Un muón producido en una interacción corriente cargada deja una larga pista penetrante y es fácil de detectar; La longitud de esta pista de muón y su curvatura en el campo magnético proporcionan energía y carga (
μ⁻
versus
μ⁺
) información. Un electrón en el detector produce una ducha electromagnética, que puede distinguirse de las duchas hadrónicas si la granularidad del detector activo es pequeña en comparación con la extensión física de la ducha. Tau leptons decae esencialmente inmediatamente a otro lepton o pions cargados, y no se puede observar directamente en este tipo de detector. (Para observar directamente el taus, uno suele buscar un kink en las pistas en la emulsión fotográfica.)

Detector de retroceso coherente

En energías bajas, un neutrino puede dispersarse de todo el núcleo de un átomo, en lugar de los núcleos individuales, en un proceso conocido como corriente neutrino-núcleo de dispersión elástica o dispersión neutrino coherente. Este efecto se ha utilizado para hacer un detector neutrino extremadamente pequeño. A diferencia de la mayoría de otros métodos de detección, la dispersión coherente no depende del sabor del neutrino.

Supresión de fondo

La mayoría de los experimentos con neutrinos deben abordar el flujo de rayos cósmicos que bombardean la superficie de la Tierra.

Los experimentos con neutrinos de mayor energía (>50 MeV aproximadamente) a menudo cubren o rodean el detector primario con una barrera de "veto". detector que revela cuándo un rayo cósmico pasa por el detector primario, lo que permite ignorar ("vetar") la actividad correspondiente en el detector primario. Dado que el flujo incidente de muones atmosféricos es isotrópico, se discrimina una detección localizada y anisotrópica en relación con el fondo que delata un evento cósmico.

Para experimentos de baja energía, los rayos cósmicos no son directamente el problema. En cambio, los neutrones de espalación y los radioisótopos producidos por los rayos cósmicos pueden imitar las señales deseadas. Para estos experimentos, la solución es colocar el detector a gran profundidad para que la Tierra pueda reducir la velocidad de los rayos cósmicos a niveles aceptables.

Telescopios de neutrinos

Los detectores de neutrinos pueden utilizarse para observaciones astrofísicas, ya que se cree que muchos eventos astrofísicos emiten neutrinos.

Telescopios submarinos de neutrinos:

• DUMAND Proyecto (1976–1995; cancelado)
• Telescopio Baikal Deep Underwater Neutrino (1993 en)
• ANTARES (2006 sobre)
• KM3NeT (telescopio de combustible; en construcción desde 2013)
• NESTOR Proyecto (en desarrollo desde 1998)
• P-ONE (telescopio prospectivo; buscadores de caminos desplegados en 2018, 2020)

Telescopios de neutrinos bajo el hielo:

• AMANDA (1996-2009, superada por IceCube)
• IceCube (2004 on)
• DeepCore y PINGU, una extensión existente y una propuesta de extensión de IceCube

Observatorios subterráneos de neutrinos:

• Baksan Neutrino Observatorio, Rusia, sitio de SAGE, GGNT y el futuro BLVSD.
• Laboratorios Nacionales Gran Sasso (GNS), Italia, sitio de Borexino, CUORE y otros experimentos.
• Jiangmen Underground Neutrino Observatory (JUNO), Kaiping, Jiangmen, China
• Soudan Mine, hogar de Soudan 2, MINOS, y CDMS
• Kamioka Observatorio, Japón, hogar de Super-Kamiokande (Super-K) y su sucesor Hyper-Kamiokande, actualmente en construcción.
• Observatorio subterráneo de Neutrino, Mont Blanc, Francia / Italia
• Deep Underground Neutrino Experiment (DUNE), South Dakota, USA a Fermilab
• Sudbury Neutrino Observatory (SNOLAB), Sudbury, Ontario, Canada

Otros:

• GALLEX (1991–1997; terminado)
• Daya Bay Reactor Neutrino Experiment, (2011–2020), Daya Bay, China
• Experimento de Tauwer (fecha de construcción a determinar)
• Antena transitoria de impulso antártico