Neutrino: Diferenzas entre revisións

Contido eliminado Contido engadido
Agremon (conversa | contribucións)
neutrinos que atravesan unha persoa
Agremon (conversa | contribucións)
→‎Historia do neutrino: ligazóns, cita e formato numérico
Liña 5:
De calquera xeito, os neutrinos non se ven afectados polas forzas [[forza electromagnética|electromagnética]], [[forza gravitacional|gravitacional]] ou [[forza forte|nuclear forte]], pero si pola [[forza feble]].
 
== Historia do descubrimento neutrino ==
{| {{Táboabonita}} align="right"
|----- style="background:#efefef;"
Liña 37:
|}
 
O neutrino foi proposto por vez primeira en [[1930]] por [[Wolfgang Pauli]]<ref name=":0">{{Cita web|título=The search for the sterile neutrino|url=https://www.symmetrymagazine.org/article/the-search-for-the-sterile-neutrino|páxina-web=symmetry magazine|data-acceso=2021-09-15|lingua=en|nome=Mary|apelidos=Magnuson}}</ref> para compensar a aparente perda de enerxía e [[Cantidade de movemento|momento lineal]] na [[desintegración beta|desintegración β]] dos [[neutrón]]s <math>\mathrm{n} \rightarrow \mathrm{p} + \mathrm{e}^- + \bar{\nu}_e</math>.
 
Pauli interpretou que tanto a masa coma a enerxía conservaríanse se unha partícula hipotética denominada neutrino participase na desintegración incorporando as cantidades perdidas. Desgraciadamente a partícula prevista era moi fuxidía, sen masa, nin carga, nin interacción forte, polo que cos medios da época non podía ser detectada. Isto era o resultado dunha [[sección eficaz]] reducidísima (<math>\sigma_{\mu} \sim 10^{-44} cm^2 </math>). A idea ficou pois aparcada durante 25 anos.
Liña 44:
[[Ficheiro:First neutrino observation.jpg|miniatura|dereita|Primeira detección do neutrino.]]
 
En [[1956]], [[Clyde Cowman]] e [[Frederick Reines]] demostraron a súa existencia experimentalmente. Fixérono bombardeando auga pura cun feixe de 10<sup>18</sup> neutrinos por segundo. Observaron a emisión de fotóns subseguinte e así quedou determinada a súa existencia. Véxase [http://en.wikipedia.org/wiki/Neutrino_experiment neutrino experiment].
 
En [[1962]], [[Leon Max Lederman]], [[Melvin Schwartz]] e [[Jack Steinberger]] descubriron os dous restantes tipos de neutrinos.
 
En setembro de [[2011]], o experimento OPERA revelou uns cálculos nos que a velocidade dos neutrinos era superior á [[velocidade da luz]] segundo as súas investigacións, chegando a superala nun 0,002%.<ref>[http://www.elpais.com/articulo/sociedad/Neutrinos/rapidos/luz/elpepusoc/20110922elpepusoc_10/Tes "¿Neutrinos más rápidos que la luz?"], ''[[El País]]'' (22/09/2011)</ref><ref>[http://arxiv.org/abs/1109.4897 Measurement of the neutrino velocity with the OPERA detector in the CNGS beam]</ref> Isto axitou a comunidade científica ata que un ano despois foi descuberto o erro nos cálculos.<ref>{{Cita novas|título=Zanjado: Einstein tenía razón|url=https://elpais.com/sociedad/2012/06/08/actualidad/1339154547_879974.html|xornal=El País|data=2012-06-08|data-acceso=2019-10-30|issn=1134-6582|lingua=es|nome=Alicia|apelidos=Rivera}}</ref>
 
No [[2021]] segue a especularse con que podan existir máis tipos de neutrinos que os coñecidos.<ref name=":0" />
 
== Clases de neutrinos ==
Existen tres tipos de neutrinos asociados a cada unha das familias [[leptón]]icas: neutrino [[Electrón|electrónico]] ( <font face="symbol">n</font><sub>e</sub> ), neutrino [[Muón|muónico]] ( <font face="symbol">n<sub>m</sub></font> ) e neutrino [[Tauón|tauónico]] ( <font face="symbol">n<sub>t</sub></font> ) máis as súas respectivas [[antipartícula]]s. A descuberta da masa do neutrino permitiu teorizar que este podería ''mutar'' a calquera das outras familias. Este fenómeno coñécese coma [[oscilación de neutrinos]] e algúns experimentos recentes parecen confirmalo. A citada oscilación consiste en que os neutrinos varían entre as súas distintas clases (tamén chamadas ''sabores'') aleatoriamente. A probabilidade de troco parece ser máis alta nun medio material que no baleiro, polo que a maioría transmutan no [[Sol]]. De calquera xeito, se transcorre tempo abondo as cantidades destes tenden a repartirse por igual, polo que ao final temos unha mestura de 1/3 de cada tipo. De feito, coa recente detección dos [[neutrinos solares]] observouse que nos están a chegar 1/3 dos previstos. A escasa detección de neutrinos solares foi o que motivou a suxerir a oscilación.
 
== Implicacións astrofísicas da masa do neutrino ==
Liña 84 ⟶ 86:
 
=== Detectores baseados en procesos radioactivos ===
Pero no ano [[1967]] [[Raymond Davis]] conseguiu dar cun sistema de detección. Fixouse que o [[cloro]]-37 era quen de absorber un neutrino para converterse en [[argon]]-37 tal e como mostra a ecuación seguinte:
<center><math>{}^{37}\mathrm{Cl}+\nu_e \rightarrow {}^{37}\mathrm{Ar}+\mathrm{e}^-</math></center>
'''Por que o cloro-37?''' Por suposto, esta non era a única reacción entre os neutrinos e a materia ordinaria. O que tiña de especial é que cumpría certos requirimentos para poderse usar nun futuro detector.
Liña 95 ⟶ 97:
Para protexer ó detector do [[ruído de fondo]] producido pola [[radiación cósmica]] enterrouse o tanque<sup>1</sup> da mestura clorada nunha mina de ouro de [[Dakota do Sur]] a moita profundidade. Aínda que, ao principio, as primeiras observacións só deron cotas superiores, compatibles aínda con cero<sup>2</sup>. Os resultados eran mellores ao agardado e confundíanse co ruído. Tras repetidos aumentos na [[sensibilidade]] dos instrumentos e na [[pureza]] da mestura de cloro-37 conseguise, ao fin, calcular que nos estaba a chegar aproximadamente un terzo do fluxo esperado<sup>3</sup>. Estes resultados non foron tomados moi en serio nun principio, polo que se proseguiu experimentando con mesturas mellores pero tamén máis caras baseadas no [[galio]] ou no [[boro]].
 
::<sup>1</sup>O tanque contiña 380. 000 [[litro]]s de [[percloretileno]], un líquido empregado a miúdo en tinturerías.
::<sup>2</sup>A sensibilidade inicial do detector estaba prevista para detectar o fluxo agardado de neutrinos solares, mais ó estar por debaixo da precisión do sistema nun principio só se obtivo unha cota superior.
::<sup>3</sup>Agardábase unha [[Media (matemáticas)|media]] dun neutrino e medio capturado cada día. Mais o resultado foi só de medio neutrino ó día.
Liña 104 ⟶ 106:
Estes detectores baséanse no feito de que o neutrino ao impactar contra un electrón lle transmite parte do seu [[Cantidade de movemento|momento]], dándolle unha velocidade en ocasións superior á da luz nese mesmo medio acuoso. É nese intre cando se produce unha emisión de luz característica, coñecida coma [[radiación Cherenkov]], que é captada polos [[fotomultiplicador]]es que recobren as paredes do recipiente. Como o que se observa é unha transmisión de [[momento lineal]] podemos inferir aproximadamente a masa destes e a dirección da que proceden mentres que co anterior sistema de detección só podiamos calcular o [[fluxo]] de neutrinos.
 
Dicir tamén que en vez de auga convencional se emprega [[auga pesada]] porque ten máis probabilidades de capturar neutrinos. Este é o caso do máis famoso detector de neutrinos: O [[Super-Kamiokande]], que recibe o seu nome da mina de [[Kamioka]]. O primeiro que se fixo con este enorme recipiente, de 40 metros de diámetro por 40 de altura dotado de 13. 000 tubos fotomultiplicadores, foi detectar os neutrinos procedentes da [[supernova 1987A]]. Despois mediuse o fluxo dos [[neutrinos solares]] corroborando os resultados do detector de Davis. O seu maior éxito foi a recente medición da masa do neutrino. Co experimento da supernova o laboratorio fíxose máis famoso ao poder comprobar que a masa do neutrino non era nula, chegando a acoutar o seu valor a partir da medición do atraso co que chegaron os neutrinos procedentes do estoupido. Se estes carecesen de masa terían chegado xunto cos [[fotón]]s (a luz da supernova).
 
== Notas ==