Observatorio de neutrinos de Sudbury

El concepto del artista del detector SNO. (Cortesía de SNO)

El Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO) era un observatorio de neutrinos ubicado a 2100 m bajo tierra en la mina Creighton de Vale en Sudbury, Ontario, Canadá. El detector fue diseñado para detectar neutrinos solares a través de sus interacciones con un gran tanque de agua pesada.

El detector se encendió en mayo de 1999 y se apagó el 28 de noviembre de 2006. La colaboración SNO estuvo activa durante varios años después de analizar los datos tomados.

El director del experimento, Art McDonald, recibió conjuntamente el Premio Nobel de Física en 2015 por la contribución del experimento al descubrimiento de la oscilación de neutrinos.

El laboratorio subterráneo se ha ampliado a una instalación permanente y ahora opera múltiples experimentos como SNOLAB. El equipo SNO en sí se estaba reacondicionando en febrero de 2017 para usarlo en el experimento SNO+.

Motivación experimental

Las primeras mediciones de la cantidad de neutrinos solares que llegan a la Tierra se tomaron en la década de 1960, y todos los experimentos anteriores a SNO observaron entre un tercio y la mitad menos de neutrinos que los previstos por el modelo solar estándar. Como varios experimentos confirmaron este déficit, el efecto se conoció como el problema del neutrino solar. Durante varias décadas se propusieron muchas ideas para tratar de explicar el efecto, una de las cuales fue la hipótesis de las oscilaciones de neutrinos. Todos los detectores de neutrinos solares anteriores a SNO habían sido sensibles principal o exclusivamente a los neutrinos electrónicos y arrojaron poca o ninguna información sobre los neutrinos muónicos y los neutrinos tau.

En 1984, Herb Chen, de la Universidad de California en Irvine, señaló por primera vez las ventajas de utilizar agua pesada como detector de neutrinos solares. A diferencia de los detectores anteriores, el uso de agua pesada haría que el detector fuera sensible a dos reacciones, una reacción sensible a todos los tipos de neutrinos y la otra reacción sensible solo a los neutrinos electrónicos. Por lo tanto, dicho detector podría medir directamente las oscilaciones de neutrinos. Una ubicación en Canadá era atractiva porque Atomic Energy of Canada Limited, que mantiene grandes reservas de agua pesada para respaldar sus plantas de energía de reactores CANDU, estaba dispuesta a prestar la cantidad necesaria (por valor de 330 000 000 de dólares canadienses a precios de mercado) sin costo alguno.

La mina Creighton en Sudbury se encuentra entre las más profundas del mundo y, en consecuencia, experimenta un flujo de radiación de fondo muy pequeño. Rápidamente se identificó como un lugar ideal para construir el experimento propuesto por Chen, y la gerencia de la mina estaba dispuesta a hacer que la ubicación estuviera disponible solo por costos incrementales.

La colaboración de SNO celebró su primera reunión en 1984. En ese momento, compitió con la propuesta de KAON Factory de TRIUMF por financiamiento federal, y la amplia variedad de universidades que respaldan a SNO llevó rápidamente a que se seleccionara para su desarrollo. El visto bueno oficial se dio en 1990.

El experimento observó la luz producida por electrones relativistas en el agua creada por interacciones de neutrinos. Cuando los electrones relativistas viajan a través de un medio, pierden energía produciendo un cono de luz azul a través del efecto Cherenkov, y es esta luz la que se detecta directamente.

Descripción del detector

Detector de Neutrino Sudbury (Cortesía de SNO)

Vista panorámica del interior del detector (Cortesía de SNO)

El objetivo del detector SNO consistía en 1000 toneladas (1102 toneladas cortas) de agua pesada contenida en un recipiente acrílico de 6 metros de radio (20 pies). La cavidad del detector fuera de la embarcación se llenó con agua normal para proporcionar tanto flotabilidad a la embarcación como protección contra la radiación. El agua pesada fue vista por aproximadamente 9600 tubos fotomultiplicadores (PMT) montados en una esfera geodésica en un radio de aproximadamente 850 centímetros (28 pies). La cavidad que albergaba el detector era la más grande del mundo a esa profundidad, lo que requería una variedad de técnicas de empernado de roca de alto rendimiento para evitar estallidos de rocas.

El observatorio está ubicado al final de una deriva de 1,5 kilómetros (0,9 millas) de largo, denominada "deriva SNO", que lo aísla de otras operaciones mineras. A lo largo de la deriva hay una serie de salas de operaciones y equipos, todas en un entorno de sala limpia. La mayor parte de la instalación es de Clase 3000 (menos de 3000 partículas de 1 μm o más por 1 pie³ de aire), pero la cavidad final que contiene el detector es de Clase 100 aún más estricta.

Interacción actual cargada

En la interacción de la corriente cargada, un neutrino convierte el neutrón de un deuterón en un protón. El neutrino se absorbe en la reacción y se produce un electrón. Los neutrinos solares tienen energías más pequeñas que la masa de los muones y los leptones tau, por lo que solo los neutrinos electrónicos pueden participar en esta reacción. El electrón emitido se lleva la mayor parte de la energía del neutrino, del orden de 5 a 15 MeV, y es detectable. El protón que se produce no tiene suficiente energía para ser detectado fácilmente. Los electrones producidos en esta reacción se emiten en todas las direcciones, pero tienen una ligera tendencia a apuntar hacia atrás en la dirección de donde vino el neutrino.

Interacción de corriente neutra

En la interacción de la corriente neutra, un neutrino disocia el deuterón, descomponiéndolo en su neutrón y protón constituyentes. El neutrino continúa con un poco menos de energía, y es igualmente probable que los tres tipos de neutrinos participen en esta interacción. El agua pesada tiene una pequeña sección transversal para los neutrones, pero cuando los neutrones son capturados por un núcleo de deuterio, se produce un rayo gamma (fotón) con aproximadamente 6 MeV de energía. La dirección del rayo gamma no tiene ninguna correlación con la dirección del neutrino. Algunos de los neutrones producidos a partir de los deuterones disociados se abren camino a través del recipiente de acrílico hacia la camisa de agua ligera que rodea al agua pesada y, dado que el agua ligera tiene una sección transversal muy grande para la captura de neutrones, estos neutrones se capturan muy rápidamente. En esta reacción se producen rayos gamma de aproximadamente 2,2 MeV, pero debido a que la energía de los fotones es menor que el umbral de energía del detector (lo que significa que no activan los fotomultiplicadores), no se pueden observar directamente. Sin embargo, cuando el rayo gamma choca con un electrón a través de la dispersión de Compton, el electrón acelerado se puede detectar a través de la radiación de Cherenkov.

Dispersión elástica de electrones

En la interacción de dispersión elástica, un neutrino choca con un electrón atómico e imparte parte de su energía al electrón. Los tres neutrinos pueden participar en esta interacción a través del intercambio del bosón Z neutro, y los neutrinos electrónicos también pueden participar con el intercambio de un bosón W cargado. Por esta razón esta interacción está dominada por los neutrinos electrónicos, y este es el canal a través del cual el detector Super-Kamiokande (Super-K) puede observar los neutrinos solares. Esta interacción es el equivalente relativista del billar y, por esta razón, los electrones producidos suelen apuntar en la dirección en la que viajaba el neutrino (alejándose del sol). Debido a que esta interacción tiene lugar en los electrones atómicos, ocurre con la misma velocidad tanto en el agua pesada como en la ligera.

Resultados experimentales e impacto

Los primeros resultados científicos de SNO se publicaron el 18 de junio de 2001 y presentaron la primera evidencia clara de que los neutrinos oscilan (es decir, que pueden transmutarse entre sí) a medida que viajan desde el Sol. Esta oscilación, a su vez, implica que los neutrinos tienen masas distintas de cero. El flujo total de todos los sabores de neutrinos medidos por SNO concuerda bien con las predicciones teóricas. Desde entonces, otras mediciones realizadas por SNO han confirmado y mejorado la precisión del resultado original.

Aunque Super-K se había adelantado a SNO al haber publicado pruebas de la oscilación de neutrinos ya en 1998, los resultados de Super-K no fueron concluyentes y no se ocuparon específicamente de los neutrinos solares. Los resultados de SNO fueron los primeros en demostrar directamente las oscilaciones en los neutrinos solares. Esto era importante para el modelo solar estándar. En 2007, el Instituto Franklin otorgó al director de SNO Art McDonald la Medalla Benjamin Franklin en Física. En 2015, el Premio Nobel de Física fue otorgado conjuntamente a Arthur B. McDonald y Takaaki Kajita de la Universidad de Tokio, por el descubrimiento de las oscilaciones de neutrinos.

Otros análisis posibles

El detector SNO habría sido capaz de detectar una supernova dentro de nuestra galaxia si hubiera ocurrido mientras el detector estaba en línea. Como los neutrinos emitidos por una supernova se liberan antes que los fotones, es posible alertar a la comunidad astronómica antes de que la supernova sea visible. SNO fue miembro fundador del Supernova Early Warning System (SNEWS) con Super-Kamiokande y el detector de gran volumen. Todavía no se han detectado tales supernovas.

El experimento SNO también pudo observar los neutrinos atmosféricos producidos por las interacciones de los rayos cósmicos en la atmósfera. Debido al tamaño limitado del detector SNO en comparación con Super-K, la señal de neutrino de rayos cósmicos baja no es estadísticamente significativa a energías de neutrino por debajo de 1 GeV.

Instituciones participantes

Los experimentos de física de partículas grandes requieren grandes colaboraciones. Con aproximadamente 100 colaboradores, SNO era un grupo bastante pequeño en comparación con los experimentos del colisionador. Las instituciones participantes han incluido:

Canadá

• Carleton University
• Universidad de Laurentian
• Queen's University – diseñó y construyó muchas fuentes de calibración y el dispositivo para desplegar fuentes
• TRIUMF
• University of British Columbia
• University of Guelph

Aunque ya no es una institución colaboradora, Chalk River Laboratories dirigió la construcción del recipiente acrílico que contiene el agua pesada, y Atomic Energy of Canada Limited fue la fuente del agua pesada.

Reino Unido

• Universidad de Oxford – desarrolló gran parte del programa de análisis de Monte Carlo del experimento (SNOMAN), y mantuvo el programa
• Universidad de Sussex – calibración

Estados Unidos

• Lawrence Berkeley National Laboratory (LBNL) – Dirigir la construcción de la estructura geodésica que sostiene los PMTs
• Pacific Northwest National Laboratory (PNNL)
• Laboratorio Nacional de Los Álamos (LANL)
• Universidad de Pensilvania – diseñó y construyó la electrónica frontal y el gatillo
• Universidad de Washington – diseñó y construyó tubos de contadores proporcionales para la detección de neutrones en la tercera fase del experimento
• Brookhaven National Laboratory
• Universidad de Texas en Austin
• Massachusetts Institute of Technology

Honores y premios

• Asteroid 14724 SNO es nombrado en honor de SNO.
• En noviembre de 2006, todo el equipo de SNO fue galardonado con el Premio John C. Polanyi inaugural por "un avance reciente en cualquier campo de las ciencias naturales o la ingeniería" realizado en Canadá.
• El investigador principal de SNO Arthur B. McDonald ganó el Premio Nobel de Física 2015 conjuntamente con Takaaki Kajita de Super-Kamiokande, por el descubrimiento de la oscilación neutrino.
• SNO fue galardonado con el Premio de Física Fundamental 2016 junto con otros 4 experimentos neutrino.