Neutrinos y reacciones estelares
Artículo basado en el libro: "Astrofísica: Recopilación de artículos de LA RECHERCHE" de Varios Autores.
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Cuando hablamos de la composición de la atmósfera de un planeta, o cuando se proporciona información sobre una estrella; no es que dispongamos de telescopios tan potentes que sean capaces de observar las moléculas presentes en estos cuerpos celestes, sino que somos capaces de inferir esta información a partir del análisis de la luz que nos llega de ellos. El problema, es que mediante el estudio de estas radiaciones, sólo podemos determinar las condiciones de la superficie de estos astros. En el caso de una estrella, podremos determinar la temperatura, la composición química o la rotación de su zona más externa. No obstante, esta radiación no nos permite penetrar bajo esa superficie donde ocurren las reacciones termonucleares que proporcionan la energía de la estrella. Para realizar este análisis, durante años, el método ha consistido en emplear modelos teóricos, que a partir de una serie de condiciones iniciales supuestas y aplicando las leyes de la física, nos ha permitido hipotetizar el origen y evolución de las estrellas. Por lo general, gracias al desarrollo de nuevas técnicas, los datos observados se ajustaban a los modelos teóricos. Sin embargo, existe otro tipo de radiación que nos permite analizar de forma más precisa el interior de las estrellas, estoy hablando de los neutrinos.
Los neutrinos son unas partículas generadas en las reacciones de fusión originadas en el núcleo de las estrellas, por lo que nos proporcionan información referente a esta región. La característica más importante de estas partículas es su capacidad para atravesar ingentes cantidades de materia sin interaccionar con ella. Es decir, saldrán del núcleo estelar hacia su superficie, y luego al espacio exterior, permitiéndonos así analizarlos. Sin embargo, su propiedad más útil, también representa una carga, ya que al interaccionar muy débilmente con la materia, tampoco interaccionan con el material que comprende nuestros detectores. Esto no es del todo correcto, ya que si el flujo de neutrinos es muy intenso, los detectores si que son capaces de observar un reducido número de neutrinos (utilizando detectores enormes y bajo las condiciones ideales). La parte negativa es que estos flujos solo alcanzan la intensidad requerida cuando provienen de estrellas relativamente cercanas, por lo tanto, solo podremos detectar los que provienen de nuestra estrella, el Sol. Pero ¿cómo se producen los neutrinos?
Reacción de fusión termonuclear (Fuente: Nexuscosmicus)
En el sol, el hidrógenos representa un 70% de su masa, mientras que el helio (proveniente de la fusión de dos átomos de hidrógeno) representa el 28%; el 2% restante está constituido por átomos más pesados (oxígenos, carbono, neón, hierro…) que denominamos núcleos pesados. Las reacciones nucleares (de fusión) que ocurren en el interior de las estrellas, y que les proporcionan su energía, son las responsables de la producción de neutrinos. Las reacciones más abundantes se basan en la fusión de dos átomos de hidrógeno, para formar un núcleo de helio o partícula alfa, compuesta de 2 neutrones y 2 protones. Pero en el colegio nos enseñaron que los átomos de hidrógeno estaban compuestos de 1 protón y 1 electrón, ¿de donde salen los neutrones de los núcleos de helio? Bien, en el colegio también nos enseñaron que muchos elementos presentan diferentes isótopos; es decir, átomos de un mismo elemento (mismo número de protones) pero que varían en su número de neutrones. El hidrógeno tiene dos de estos isótopos ampliamente estudiados, el deuterio y el tritio. Pero estos no están presentes de forma natural en el sol, sino que se forman en su núcleo gracias a las enormes temperaturas que alberga. Para ello, dos protones (dos núcleos de hidrógeno) reaccionan para formar un átomo de deuterio (uno de los protones se convierte en neutrón), un positrón (la antipartícula del electrón con carga positiva que se aniquila rápidamente al reaccionar con un electrón) y nuestro escurridizo neutrino. Luego, uno de estos átomos de deuterio reacciona con otro protón (núcleo de hidrógeno) para formar helio 3, compuesto de dos protones y un neutrón. Pero ¿no se formaban partículas alfa con dos protones y dos neutrones (helio 4)? Cierto, y para ello existen dos posibles vías.
La vía más importante, y la que representa el 86% de la producción de helio 4, se basa en la colisión de dos átomos de helio 3 para formar uno de helio 4 y dos protones, pero aquí no se producen neutrinos (la reacción final de la imagen superior). La segunda vía, bastante más compleja y conocida como PP-II, es catalizada por un átomo de helio 4, es decir es necesario un átomo de helio 4 para producir dos átomos de helio 4. Primero, un helio 3 reacciona con un helio 4 para producir berilio 7, luego este berilio reacciona con un electrón para producir litio 7 y un neutrino (vuelve a aparecer nuestro esquivo amigo). Finalmente, mediante la colisión de este litio 7 con un protón, se producen dos átomos de helio 4 o partículas alfa. También ocurre en un número muy reducido de casos (0.05%), la que se conoce como vía PP-III, en la que el berilio 7 reacciona con un protón para dar Boro 8 que se convertirá en berilio 8 un positrón y un neutrino (otra vez), para que finalmente el berilio 8 se convierta en dos partículas alfa (helio 4). Pueden parecer confusas estas reacciones, pero lo que nos debe quedar claro es que sea cual sea la vía mediante la cual el sol genera helio a partir de hidrógeno, en todas ellas se producen neutrinos. Ahora pasemos a observar cómo se realizan las detecciones de nuestros elusivos compañeros.
Distintas ramas de la cadena protón-protón para producir Helio 4 (Fuente: ResearchGate)
La detección de neutrinos es similar a buscar una aguja en un pajar, ten en cuenta que, de 10 millones de neutrinos que atraviesan la Tierra, solamente 2 serán retenidos en ella (recordemos que prácticamente no interaccionan con la materia). Además, la Tierra recibe mil millones de neutrinos por centímetro cuadrado y por segundo. Vuelve a leer la anterior frase que no creo que seas capaz de comprender la ingente cantidad de neutrinos que te están atravesando mientras lees estas palabras. Para poder detectar estas escurridizas partículas, al eminente físico italiano Bruno Pontecorvo, se le ocurrió la siguiente idea. Necesitamos un baño de cloro, es decir, una mezcla de isótopos de cloro 35 y cloro 37 en proporciones de ¾ y ¼ respectivamente. El cloro 35 no reacciona con los neutrinos, pero el cloro 37 sí, mediante una interacción débil en que un cloro 37 y un neutrino producen argón 37 y un electrón. Ahora viene el problema principal, y se basa en que tenemos que detectar estos átomos de argón entre millones de millones de millones (y así unas cuantas veces más) de átomos de cloro, por suerte, el argón 37 es radiactivo. Sin embargo, este método es un simple ejemplo, y en el caso de los primeros detectores de neutrinos se empleó percloroetileno, que es muy abundante ya que se produce como detergente. El detector empleaba 400.000 litros de este compuesto situado en un enorme depósito. Como el argón 37 tiene una vida media de 35 días, se pueden esperar varios días a que se acumulen estos isótopos, antes de observar su presencia. Como la detección directa del depósito es algo compleja, se pasan burbujas de helio gaseoso a través del detergente que arrastran consigo las impurezas gaseosas y, eventualmente, los átomos de argón 37. Luego se separa el helio del argón mediante un proceso de absorción, y ya dispondremos de la muestra en la que tendremos que detectar la desintegración radiactiva de nuestro argón 37. Una última complicación que mostraría este método se basa en que no podríamos discernir si el argón 37 se ha producido por la acción de los neutrinos o por otras radiaciones cósmicas. Sin embargo, utilizando el poder de penetración de los neutrinos, si situamos el depósito en las profundidades de una mina; los cientos, o incluso miles de metros de tierra sobre el depósito lo protegerán de las radiaciones cósmicas. Esto es algo muy poético, ya que para observar adecuadamente la composición el sol, es necesario descender hasta las profundidades de la Tierra.
Como conclusión es necesario añadir que no todos los neutrinos tiene la energía suficiente para transformar el cloro 37 en argón 37, de hecho la inmensa mayoría (los provenientes de la formación de deuterio) no sobrepasan la energía umbral, por lo que la detección neutrónica nos permite verificar la existencia de una serie de reacciones fusión, pero no de la más importante y abundante que es la encargada de producir el deuterio en el interior del sol.
*Esta información se basa en un artículo de 1974 por lo que al haber transcurrido 50 años el desarrollo de la técnica habrá evolucionado de forma marcada.
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