En la entrada anterior introdujimos el concepto de neutrino de un modo sencillo, pero dado que parecía no tener masa (o muy poca) ni carga detectarlo se antojaba un proyecto no sólo ambicioso sino imposible. En esta entrada analizaremos en detalle del modo menos técnico posible (sin omitir información) el detector de neutrinos Súper Kamiokande (Súper-K), referente mundial en lo referente al estudio de estas partículas en las últimas dos décadas.

Esta entrada se inspira en un trabajo que realicé para la asignatura de Cosmología, con lo cual me siento especialmente orgulloso de poder compartir en el blog (aunque no haya podido hasta un año después) todo lo que aprendí navegando por la web de este laboratorio durante días preparando un breve resumen para mis compañeros. Para más información (en inglés): http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/index-e.html

¿Qué es el Súper-Kamiokande?:

El Súper-K es un tanque de agua repleto de tubos fotomultiplicadores (photo-multiplier-tubes, o PMTs), cuya misión es detectar astropartículas basándose en la emisión de luz Cherenkov en el agua. Está ubicado en Japón, a 15 minutos en coche del Instituto de Investigación de Rayos Cósmicos (Isla de Honshuu).

Un PMT es una estructura que básicamente detecta luz (fotones) con una cierta eficiencia, y transmite la señal a la términal correspondiente.

La luz Cherenkov, como vimos en esta entrada, es un fenómeno electromagnético que se produce cuando una partícula cargada a gran velocidad entra en un medio donde el índice de refracción es tan elevado que la velocidad de propagación de la luz es inferior a la de la partícula. Consecuentemente, dado que la partícula cargada se moverá más rápido que la luz que emite en ese medio, se genera una onda de choque con forma de cono conocida como radiación Cherenkov. Dado que el tanque del Súper-K está repleto de agua, y en esta la velocidad de la luz es un 77% de la del vacío, todas las partículas cargadas que entren en él con más velocidad que esa producirán este efecto.

Para garantizar un cierto aislamiento de ruidos externos, toda la estructura se encuentra sumergida a 1 km de profundidad del monte Ikeno, en las minas de Kamioka a las que debe el nombre. Partiendo de estas condiciones, las astropartículas que consiguen llegar hasta el detector deben tener una masa muy pequeña para no chocar previamente por la montaña (se cuelan entre los átomos de ésta), y además necesitan llevar una gran velocidad, con lo que lo más probable es que vengan del espacio exterior o de la atmósfera.

Como la luz Cherenkov buscada puede ser muy débil, todo el tanque tiene que estar repleto de PMTs para garantizar la máxima eficiencia posible en la detección. Cada PMT busca radiación en intervalos del orden del nanosegundo, y cada cierto tiempo mandan todos los datos obtenidos a los ordenadores del laboratorio.

Depuración:

Como el objetivo principal del Súper-K es fundamentalmente el análisis de neutrinos, cuya señal es especialmente débil, el ruido debido a la presencia de otras fuentes de radiación en el tanque supone todo un problema. En general, este ruido es debido a:

• Muones superenergéticos que consiguen atravesar la montaña.
• Radiación del radón, gas que ocupa toda la mina.
• Radiación oscura, con un ruido constante de 3,1 kHz.

Además, el agua necesita ser lo más pura posible para actuar como un buen detector de iones (partículas con carga).

El muón cabe destacar brevemente que sería algo así como el hermano mayor del electrón, con más masa pero la misma carga. Por supuesto, también es un leptón y posee su propia antipartícula y su neutrinos muónico asociado (¡que tendrá especial relevancia aquí!).

El tanque de agua posee una forma cilíndrica, con unos 39 m de diámetro y 41 m de altura que permiten almacenar en su interior una cantidad de 50 kton de agua. Esta estructura, sobre la que se asientan los PMTs, divide el Súper-K en dos partes: la interior al tanque (ID: Inner Detector) y la exterior al tanque (OD: Outer Detector). Como nunca dejan de tomarse datos en el Súper-K el tanque siempre permanece cerrado, y las fotos tomadas de su interior son de hace pocos años durante su reconstrucción. Es recomendable echarle un vistazo a las imágenes disponibles en google del mismo.

Dado que el Súper-K precisa agua de gran pureza procedente de las profundidades, es necesario eliminar de ella constantemente pequeños residuos con el fin de evitar la dispersión de la luz Cherenkov y el ruido de fondo. Así pues, el sistema de purificación de agua del Súper-K ha sido puntero en el planeta:

• Un filtro de 1 micrometro deja fuera gran parte de los residuos.
• Un sistema de ventilación reduce la temperatura del agua hasta los 14 ºC, (aumentada dentro del tanque por los PMTs) evitando la multiplicación de las bacterias en su interior.
• Un filtro de iones retira del agua los metales que se hayan podido colar.
• Un esterilizador UV elimina las bacterias en el agua, reduciéndolas a entre 10 y 100 por cada mililitro.
• Un desgasificador de vacío elimina el 99% del oxígeno y el 96% del radón disueltos en el agua.
• Un cartucho lustrador elimina con más eficiencia los iones que superasen las fases anteriores.
• Para terminar, el ultra filtro suprime partículas del orden del nanometro, que es prácticamente el nivel del átomo.

Después de que el ultra filtro devuelva al tanque un 90% del agua que recogió, puede observarse que su resistencia toma el valor esperado de 18 Mohmios, superior al que posee antes de entrar al sistema de purificación:

Podemos observar también que la densidad de partículas disminuye con el tamaño de las mismas, y que con el tiempo se está logrando que permanezca más o menos constante. Al mirar las gráficas, nótese que el eje «y» no toma los mismos valores para cada tamaño de partículas, si bien las gráficas parecen similares:

La parte superior del Súper-K  tiene forma de cúpula para dispersar todo el peso de la montaña, y tanto el techo como las paredes están sellados con polietileno con el fin de reducir la contaminación del radón en las rocas. Aún así, gran parte se cuela y es necesario filtrarlo a parte del agua a través del sistema de “liberación de aire”. El radón no sería un problema tan grave de no ser porque en la parte superior del tanque hay aproximadamente 60 cm sin agua por los que se filtra el aire con riesgo de disolver este gas radiactivo en el agua.  Ya que su desintegración  es de un millar de becquerelios por metro cúbico, es necesario un complejo sistema que pueda reducir su efecto a centésimas de becquerelio en el mismo volumen:

• El proceso comienza con el compresor, que deja el gas a un intervalo entre 7 y 8 atmósferas de presión.
• Un filtro de aire deja fuera las moléculas de tamaño superior a los 0,3 nanometros una vez que están comprimidas.
• Después de pasar por un tanque de almacenamiento intermedio, el aire pasa por un deshumificador que facilitará la eliminación del radón y que, además, puede suprimir también el CO2.
• Cuatro columnas de carbono con un sistema de adaptación de temperatura en el medio filtran gran parte de todo el radón que queríamos desechar.
• Para concluir, dos nuevos filtros de aire de 0,1 nm y 0,01 nm hacen un último barrido a las partículas no deseadas

Experimentalmente, salta a la vista que el resultado es muy satisfactorio en todo momento. Apréciese también que la cantidad de radón en la mina varía con la época del año, mientras que no por ello se aprecia alguna diferencia al final del proceso:

Hasta aquí los detalles de la depuración del detector.

PMTs:

Los PMT del ID (Inner Detector) son una población de más de 11000 unidades con un diámetro efectivo de unos 50 cm, haciéndolos los más grandes del planeta. En 2001 uno de estos PMT implosionó provocando una reacción en cadena, por lo que desde la reforma de 2005 todos ellos están cubiertos con fibra de vidrio (antes de esta reforma el detector se llamaba Kamiokande a secas). En total ocupan un 40% del ID. La estructura de cada PMT está preparada para poseer la mayor superficie efectiva posible y evitar los riesgos que pudiera ocasionar el agua del tanque.

Los PMTs del OD (Outer Detector), en cambio, son tan sólo unos 1900, y su diámetro abarca 20 cm. Para compensar, se encuentran sobre una superficie que aumenta la longitud de onda del campo para discriminar su detección. Al ser la longitud de onda mayor que la recibida en el ID, la energía transmitida será menor y será más fácil que deje huella solamente la luz Cherenkov emitida por las partículas de mayor energía,  los muones. Este modo de diferenciar los eventos de muones de los eventos de neutrinos resulta suficientemente efectivo, como veremos posteriormente al analizar rastros en los PMTs, y da sentido a la existencia del OD.

Todo el sistema electrónico del laboratorio se encuentra bajo la cúpula que, como antes se mencionó, está ubicada encima del tanque. Desde los equipos disponibles se suministra una diferencia de potencial de 2000 V a cada PMT y se recoge la información de las 13000 unidades a través de cables de 70 m. Cada PMT transmite aproximadamente 4500 datos por segundo, con los que llenan aproximadamente 500 GB al día.

La sala de control se encuentra próxima a la parte superior del tanque, y allí es donde los investigadores analizan los datos del Súper-K en 3 turnos de 8 horas cada día, durante los 365 días del año.

Cada vez que un neutrino colisiona en el agua con una partícula, ambos salen dispersados en la misma dirección, formando un cono Cherenkov  cuyo ángulo respecto al eje de simetría sólo depende de la velocidad del neutrino incidente y del índice de refracción del medio, que en este caso siempre es el del agua.  Ya que generalmente la velocidad del neutrino será siempre aproximadamente igual  a la de la luz (no necesitamos considerarla variable) no es ninguna locura suponer que todos los conos Cherenkov del Súper-K son de aproximadamente 42º de pendiente.

Gracias a la conservación de este ángulo del cono y al hecho de que las paredes del tanque lo corten trasversalmente (más o menos) es posible ajustar la huella de la partícula a una elipse y, a partir de sus semiejes y su excentrididad reconstruir todo el cono al que pertenece. Dicha reconstrucción, además, nos proporciona la dirección de incidencia del neutrino (por su eje de simetría). Podemos también, a partir del tiempo que se mantenga la señal de los PMTs, deducir el espectro de energías de los electrones dispersados tras la colisión y, aplicando relatividad especial, tantear el instante en el que tuvo lugar el impacto.

Debido a los axiomas de la teoría de la fuerza electrodébil (que ahora mismo desconozco), los únicos neutrinos que pueden realizar una interacción de carga no nula son los electrónicos (esto excluye a sus semejantes muónicos).  Como consecuencia directa, su sección eficaz para la colisión es unas 6 veces superior y por tanto son los que más se detectan en el Súper-K.

Resulta interesante comprobar que, con todo pronóstico, los electrones dispersados superenergéticos son los menos frecuentes, y que además son los que más cerca de la frontera del cono Cherenkov se encuentran (tienen menos dispersión angular):

Apréciese que la energía típica de estos electrones es del orden del MeV, mientras que su masa relativista es de 0,51 MeV, con lo que todos se tienen que estar moviendo a velocidades próximas a la de la luz en el vacío para poder alcanzar tales niveles.

Por su parte, la eficiencia cuántica de los detectores (probabilidad de que detecten cada fotón que les llega) no es que sea muy elevada, rozando el 22% en las mejores longitudes de onda. Es por esto que se requieren tantas y tantas tomas de datos en el orden del nanosegundo para garantizar que esta pega no altere mucho el experimento. Para que un PMT emita una señal es necesario que esta supere un umbral, el cual es cada vez más pequeño conforme avanza la calidad de los equipos electrónicos. Actualmente, el umbral es de 320 mV, lo que supone la detección de 29 impactos en el PMT en un tiempo de aproximadamente 20 nanosegundos. Sólo en este caso, todos los PMTs emitirán su señal a la vez.

El problema de los neutrinos solares:

Cada vez que los protones del Sol se funden para formar núcleos de Helio algunos neutrinos son emitidos en forma de radiación, dichos neutrinos se conocen como neutrinos solares (lo cual no significa que sean diferentes, sino que especifica de dónde vienen). Como bien, sabemos, estos neutrinos no interaccionan casi nada con la materia solar (un neutrino puede atravesar una placa de un año luz de plomo con una probabilidad del 50% de no chocar en todo el trayecto), por lo que llegan a La Tierra en unos 8 minutos, dando información sobre el núcleo del Sol en tiempo real. No así sucede con la luz, que tarda años en llegar desde el núcleo al exterior, chocando constantemente con los átomos de nuestra estrella y por tanto sólo nos puede dar información actualizada de la superficie del Sol.

El problema de los neutrinos solares comienz en 1968, cuando detectándolos en el experimento Homestake (a partir de la reacción con el cloro) advirtieron que sólo aparecían el 30% de los neutrinos esperados según el modelo teórico para el Sol. 30 años después, en 1998, Kamiokande (antes de su reforma) confirmó con una confianza del 99% que había un déficit del 45% en el número de neutrinos solares que llegaban hasta La Tierra.

Estas tablas de datos, que podrían parecer muy técnicas, en realidad son horribles para tratarse de un experimento serio. Los puntos representan el porcentaje de neutrinos esperados que detectaban frente al tiempo, y las barritas que salen desde cada uno de ellos hacia los lados representan la «incertidumbre» del dato, esto es, el rango en el que creen que debería estar el dato real (no el medido) con un 99% de probabilidad.

En la primera gráfica vemos que representaron el porcentaje de neutrinos frente a intervalos de 10 días, obteniendo una gráfica bastante extraña que decidieron adaptar a una curva sinusoidal muy a la fuerza, dado que bien podría ser una recta. No obstante, muchos de los puntos quedan fuera de su hipótesis sinusoidal, aún considerando las barras de error.

Como esa gráfica era poco seria, decidieron cambiar el intervalo temporal a intervalos de 45 días, donde tenía un poco más de sentido, y finalmente a meses, con lo que quedaron satisfechos. No obstante, insisto, es importante criticar la fiabilidad que nos da la hipótesis con estos datos.

La conclusión que se extrajo fue que los neutrinos no sólo llegaban hasta nosotros en una cantidad inferior a la esperada, sino que además esta ausencia oscilaba en un intervalo de confianza indicativo entre un máximo y un mínimo, dependiendo de la actividad solar. Los neutrinos parecían transformarse en otras partículas de modo periódico en las ahora conocidas oscilaciones de neutrinos.

Más concretamente, se asumió que los neutrinos solares (electrónicos) se transformaban durante su viaje en sus familiares neutrinos muónicos y tauónicos (más grandes aún que los muónicos). Este efecto supuso un importante cambio en su estudio, ya que los neutrinos dejaron de tener personalidad propia para estar en constante cambio. Los resultados de Kamiokande implicaban la hasta entonces desconocida existencia de la masa de los neutrinos como única forma lógica de que pudieran oscilar de tal modo, ya que si los neutrinos se intercambiaban entre ellos alguna propiedad tendrían que poder modificar de sí mismos.

En conclusión, el problema de los neutrinos solares se resolvió con el descubrimiento de que los neutrinos que faltaban se habían transformado durante su viaje, y no debido a un mal planteamiento inicial del problema.

Los neutrinos atmosféricos y la confirmación de la oscilación:

Cuando la radiación solar de partículas (básicamente protones) llegan a la atmósfera puede suceder que al colisionar con las moléculas emitan neutrinos electrónicos y muónicos. Dichos neutrinos se generan uniformemente en toda la atmósfera y pueden atravesar todo el planeta para llegar hasta el Súper-K, de nuevo, sin interaccionar con nada.

Si asumimos que Súper-K está en la parte de “arriba” de La Tierra, podemos clasificar los neutrinos atmosféricos que llegan hasta él como los que “suben” desde debajo de su posición y los que “bajan” hasta él, para simplificar el enfoque del problema. En base a esta idea consideraremos un sistema de coordenadas esféricas con el polo norte en Súper-K, según el cual tendremos un ángulo σ cuyo coseno valdrá 1 en el polo norte y -1 en el polo sur.

Lógicamente, lo que se hizo fue comparar la cantidad de neutrinos que llegaban para cada valor de este ángulo (más bien su coseno), y analizarlos teóricamente. La dirección de las partículas que entran en el tanque, recordemos, se puede reconstruir a partir de la traza que dejan con su cono de luz Cherenkov. Un neutrino que no entre en el tanque siguiendo una trayectoria que proceda desde el Sol evidentemente no será un neutrino solar.

Si se asumiese que los neutrinos preservan su identidad durante su viaje el resultado experimental nos indica una gran pérdida de ellos con respecto al resultado teórico (línea roja de la gráfica). En cambio, las predicciones en base a la oscilación de neutrinos parecen estar perfectamente de acuerdo con los datos tomados (línea verde), en esta ocasión con mucha más evidencia que en el caso de los neutrinos solares.

Un ajuste mucho más técnico permite comprobar que la fase de la oscilación depende de la longitud de la línea de universo relativista de los neutrinos por cada GeV de energía que lleven. Dicho ajuste explica además un mínimo en torno a los 500 km/GeV en el que otras teorías fracasaban anteriormente.

Todo esto sugirió que el Modelo Estandar de partículas que considera a los neutrinos sin masa debía de ser cambiado (y sin embargo ahí sigue).

K2K (KEK to Kamiokande):

En el 2004 se confirmó que enviando 158 neutrinos desde el laboratorio KEK hasta Kamiokande llegaron sólo 112 de los esperados por el modelo sin oscilación. La probabilidad de que esto sucediese según el Modelo Estandar era de 0,0015%, por lo que definitivamente el estudio sobre la veracidad este nuevo efecto en Kamiokande concluyó con éxito. Los neutrinos se generaron artificialmente con un acelerador de protones.

T2K (Tokai to Kamiokande):

Actualmente el laboratorio se encuentra en un proyecto superior al K2K junto con el acelerador de protones de alta energía J-PARC de Tokai, ubicado a 295 km del Súper-K (aunque J-PARC actualmente está ligeramente afectado por el gran terremoto que padeció Japón el año pasado).

De nuevo, el experimento consiste en arrojar neutrinos generados artificialmente sobre Súper-K para analizar en extremo detalle sus oscilaciones con 50 veces más sucesos disponibles, y el análisis de estos neutrinos podría revelar datos sobre la era de la fuerza electrodébil del universo (antes del primer segundo después del Big Bang), por estar relacionados con la asimetría entre materia y antimateria.

La búsqueda de la desintegración del protón:

Según el Modelo Estandar el protón es una partícula estable que no debería decaer nunca. Sin embargo, varias GUT (Teorías de Gran Unificación) modernas apuestan por una vida limitada con una desintegración en positrones, piones y similares. No obstante, nunca ningún protón se ha desintegrado en Súper-K, pese a que aparentemente sería el lugar idóneo para el proceso. Ello ha descartado muchas teorías GUT existentes, acotando inferiormente la esperanza de vida del protón hasta 8 x 10^33 años.

Neutrinos de Supernovas:

Cuando una Supernova explota, parte de la radiación que emite surge en forma de neutrinos que viajan por el espacio hasta que se disipan formando el fondo difuso de neutrinos de Supernova (Diffuse Supernova Neutrino Background, o DSNB).  «Lamentablemente», la mayoría de las Supernovas que explotan en el universo están muy lejos del sistema solar, y por tanto sus neutrinos no son detectados en Súper-K, o al menos no de un modo efectivo. Concretamente, tan sólo 11 de estos neutrinos han sido detectados en el laboratorio en 1987 (la Supernova 1987A), siendo todavía Kamiokande, y desde entonces no se ha vuelto a saber de ellos.

Esperar hasta que una Supernova explote cerca de nosotros no es un método rápido de llevar a acabo el estudio de este fondo de neutrinos tan importantes para entender mejor la nucleosíntesis, la evolución estelar y el origen de estrellas, por lo que en Súper-K ya han decidido dar un paso más allá y diseñar un sistema innovador (de utilidad aún por comprobar) para detectar neutrinos de Supernovas lejanas. Según los modelos teóricos, unos 5 neutrinos de estas características podrían interaccionar en Súper-K cada año llevando energías superiores a los 10 MeV.

Cuando un neutrino positrónico (u antineutrino electrónico) interacciona con un protón, son emitidos un positrón que emite luz Cherenkov y un neutrón. El positrón es fácilmente detectable en Súper-K, pero no es suficiente para garantizar que un neutrino de Supernova haya pasado por el lugar. También es necesario detectar el neutrón, y para ello el único método que se baraja hasta el momento es introducir una disolución del 0,2% de gadolinio en el agua del Súper-K, ya que cuando interacciona con un neutrón es sabido que emite luz Cherenkov.

Sin embargo, antes de introducir el gadolinio en el Súper-K es necesario asegurarse de   que no tendrá consecuencias negativas sobre los otros neutrinos que deban ser detectados (solares, atmosféricos y procedentes del experimento T2K). Así pues, antes de arriesgarse a estropear el tanque principal y los 13000 PMTs, han optado por construír un pequeño Súper-K junto al original todavía en proceso. Este nuevo tanque tendrá una capacidad de 200 toneladas de agua que cobijarán a 240 PMTs de 50 cm de diámetro (idénticos a los del ID), y es importante destacar que su sistema de depuración de agua tendrá que adaptarse al gadolinio.

Monitores:

Llegamos así a la parte sin duda más impresionante de toda la entrada.

Cada poco tiempo los PMTs del Súper-K envían sus datos al equipo electrónico, que los representa en una pantalla en la que aparecen tanto el ID (cilindro grande) como el OD (cilindro pequeño). Los colores de la pantalla representan, incrementando con el espectro lumínico, el tiempo que durante el cual cada PMT ha estado recibiendo señal, con lo que los puntos rojos (más energéticos) representan partículas de gran velocidad en el centro de la señal y los puntos azules (menos energéticos) representan la frontera de los conos Cherenkov.

No puedo poner las imágenes oficiales por motivos de copyright, pero os dejo el link a su galería por si os llama la atención: http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/detector/display-e.html, y os dejo también el enlace al monitor en directo por si queréis intentar observar algún neutrino: http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/realtimemonitor/

Como despedida, os adjunto algunas de las capturas de pantalla que hice yo, y los comentarios sobre lo que creo que son y por qué:

Electrón. Su señal es registrada débilmente en el OD, y no emite radiación de mucha energía. Además, la elipse que representa su cono es muy pequeña.

Dos muones. Tienen una traza mucho más gruesa que la del electrón, llegando a haber puntos rojos.

Muón. Reestructurar la elipse que ha formado a partir de la proyección en las paredes del cilindro se me antojó en su momento todo un pasatiempo geométrico (tampoco es muy difícil). Esta captura me hace gracia especialmente porque la zona roja parece el ojo de Sauron.

¿Neutrino? Es extremadamente pequeño, y lleva la suficiente energía como para producir un pequeño punto rojo. Sin embargo, es detectado en el OD, por lo que a lo mejor es un electrón.

Aquí tengo la misma duda que en el caso anterior, y en esta ocasión la traza es mucho más larga y fina.

Muón en cascada. Este efecto es debido al frenado.

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