neutrinos

Neutrino

Neutrino
Composición	Partícula elemental
Familia	Fermión
Interacción	Débil y Gravedad
Estado	descubierta
Símbolo(s)	νe , νμ , ντ , νe , νμ, ντ
Antipartícula	Antineutrino
Teorizada	νe (Neutrino electrónico): 1930,Wolfgang Pauli νμ (Neutrino muónico): final de los años 40 ντ (Neutrino tauónico): a mediados de los años 70
Descubierta	νe: Clyde Cowan y Frederick Reines (1956) νμ: Leon Lederman, Melvin Schwartz y Jack Steinberger(1962) ντ: DONUT collaboration (2000)
Tipos	3: Neutrino electrónico, Neutrino muónico y Neutrino tauónico
Masa	νe: (mνe)2 < 2 (eV)2 νμ: < 190 keV ντ: < 18,2 MeV1
Carga eléctrica	0 e
Espín	1/2
Hipercarga débil	-1

Primera observación de un neutrino en unacámara de burbujas, en 1970 en el Argonne National Laboratory de EEUU, la observación se realizo gracias a las líneas observadas en laCámara de burbujas basada en hidrógeno líquido.

Los neutrinos son partículas subatómicas de tipo fermiónico, sin carga y espín 1/2. Desde hace unos años se sabe, en contra de lo que se pensaba, que estas partículas tienen masa, pero muy pequeña, y es muy difícil medirla. Hoy en día (2011), se cree que la masa de los neutrinos es inferior a unos 5,5 [ eV/c² ]² lo que significa menos de una milmillonésima de la masa de un átomo de hidrógeno. Su conclusión se basa en el análisis de la distribución de galaxias en el universo y es, según afirman estos científicos, la medida más precisa hasta ahora de la masa del neutrino. Además, su interacción con las demás partículas es mínima por lo que pasan a través de la materia ordinaria sin apenas perturbarla.

La masa del neutrino tiene importantes consecuencias en el modelo estándar de física de partículas ya que implicaría la posibilidad de transformaciones entre los tres tipos de neutrinos existentes en un fenómeno conocido como oscilación de neutrinos.

En todo caso, los neutrinos no se ven afectados por las fuerzas electromagnética o nuclear fuerte, pero sí por la fuerza nuclear débil y la gravitatoria.

Contenido [ocultar] 1 Historia del neutrino 2 Clases de neutrinos 3 Implicaciones astrofísicas de la masa del neutrino 4 Fuentes de neutrinos 4.1 El Sol 4.2 Fuentes humanas 4.3 Fenómenos astrofísicos 4.4 Radiación cósmica de fondo 4.5 La Tierra y la atmósfera 5 Detectores de neutrinos 5.1 Detectores basados en procesos radiactivos 5.2 Detectores basados en el efecto Cherenkov 6 Véase también 7 Referencias 8 Bibliografía 9 Enlaces externos

[editar]Historia del neutrino

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La existencia del neutrino fue propuesta en 1930 por el físico Wolfgang Pauli para compensar la aparente pérdida de energía y momento lineal en la desintegración β de los neutronessegún la siguiente ecuación:

Pauli interpretó que tanto la masa como la energía serían conservadas si una partícula hipotética denominada «neutrino» participase en la desintegración incorporando las cantidades perdidas. Desafortunadamente, la partícula prevista había de ser sin masa, ni carga, ni interacción fuerte, por lo que con los medios de la época no podía ser detectada. Esto era el resultado de una sección eficaz muy reducida (σ_μ∼10 ^{− 44}cm²). Durante 25 años, la idea de la existencia de esta partícula solo se estableció en forma teórica.

De hecho, la posibilidad de que un neutrino interactúe con la materia es muy pequeña, ya que según los cálculos de física cuántica sería necesario un bloque de plomo de una longitud de un año luz (9,46 billones de kilómetros) para detener la mitad de los neutrinos que lo atravesasen.

En 1956 Clyde Cowan y Frederick Reines demostraron su existencia experimentalmente. Lo hicieron bombardeando agua pura con un haz de 10¹⁸ neutrones por segundo. Observaron la emisión de fotones subsiguiente y así quedó determinada su existencia. A este ensayo, se le denomina experimento del neutrino.