Problema de los neutrinos solares

Homestake fue el primer observatorio de neutrinos. Se construyó en Estados Unidos en la mina Homestake y fue creado bajo el impulso de Davies (1955), el cual basó su funcionamiento en la idea sugerida por Pontecorvo (1946), que consiste en la detección radioquímica de neutrinos por medio de la reacción:

${\displaystyle \mathrm {Cl} ^{37}+\nu _{e}\longrightarrow \mathrm {Ar} ^{37}+e^{-}}$

El observatorio consistió principalmente en un tanque cilíndrico colocado al fondo de la mina con capacidad de albergar 4×10⁵ litros de tetracloroetileno. La función de la mina es aislar al tanque de la radiación cósmica.

Este experimento principalmente es sensible a neutrinos con energías mayores a 0,8 MeV, lo que deja fuera a neutrinos de baja energía, como los generados en el primer ciclo de la reacción protón-protón.

Los resultados que arrojó el observatorio, después de analizar los datos en un periodo de 1967-1997, fueron:

${\displaystyle \left\langle \Phi \right\rangle =2.56\pm 0.16\ \mathrm {SNU} ,}$

mientras que el valor calculado teóricamente (Bahcall 1995) es:

${\displaystyle \left\langle \Phi \right\rangle =9.30\pm 0.26\ \mathrm {SNU} ,}$

que muestra un flujo casi un tercio menor al calculado por el Modelo Solar Estándar.

SAGE (Sovietic-American Galio Experiment) y GALEX/GNO (Galio Neutrino Observatory) basaron su detección de neutrinos en la reacción de galio. Comenzaron a medir neutrinos solares en 1989 y 1991 respectivamente, por medio de la reacción:

${\displaystyle \mathrm {Ga} ^{71}+\nu _{e}\rightarrow \mathrm {Ge} ^{71}+e^{-}}$

SAGE se encuentra ubicado en el Observatorio de Neutrinos de Baksan en Rusia a 2000 metros de profundidad bajo el monte Andrychi. Utilizó 50 toneladas de galio líquido, mientras que GALEX y su sucesor GNO, que se encuentran ubicados en el Laboratorio Nacional Gran Sasso en Italia, utilizan 30 toneladas de galio en forma de sales en una solución acuosa (GaCl₃). SAGE mide neutrinos con energías mayores a 0,2323 MeV, por lo que es sensible a los neutrinos de la reacción protón-protón I. Los resultados de las observaciones de SAGE son:

${\displaystyle \left\langle \Phi \right\rangle _{\mathrm {SAGE} }=65.4\pm 5.6\;\mathrm {SNU} ,}$

y los de GALEX/GNO son:

${\displaystyle \left\langle \Phi \right\rangle _{\mathrm {GALEX/GNO} }=69.4\pm 5.1\;\mathrm {SNU} ,}$

lo que nos muestra una buena concordancia entre los resultados de ambos experimentos con galio. Por otro lado, el valor esperado por el modelo estándar es de:

${\displaystyle \left\langle \Phi \right\rangle _{\mathrm {SAGE/GALEX/GNO} }=130\pm 5.1\;SNU}$

El experimento Super Kamiokande se encuentra ubicado en la mina Kamioka, Japón, a 2,03 km de profundidad. Consiste de un recipiente de agua ultrapura de 50 toneladas, que detecta la dispersión elástica de electrones por neutrinos a través del efecto Cherenkov. En las paredes del recipiente se encuentran colocados 11 110 tubos fotomultiplicadores. El detector opera en umbrales de energía que van desde 7 hasta 4 MeV.

Uno de los primeros éxitos de Kamiokande fue la detección de los neutrinos provenientes de la supernova SN1987A, además de detectar con éxito neutrinos solares.

El observatorio obtuvo datos durante 1496 días, hasta que un accidente destruyó una gran parte de la pared de fotomultiplicadores.

Uno de los resultados importantes de Súper Kamiokande fue corroborar que los neutrinos provienen del Sol.

Por otra parte, muestra las limitaciones de los actuales telescopios de neutrinos: la resolución de los mismos es de unos 30 grados.

El flujo medido por Super Kamiokande es:

${\displaystyle \left\langle \Phi \right\rangle =\left(2.35\pm 0.02\right)\times 10^{6}\;\mathrm {cm} ^{-2}\,\mathrm {s} ^{-1}}$

Super Kamiokande presentó los resultados de la medición precisa del flujo de neutrinos solar y el espectro. ( Super-Kamiokande Collab.S. Fukuda et al., 2003), en donde los resultados confirman un déficit de 45% de neutrinos solares, con respecto a la teoría, e indican que el problema de los neutrinos solar puede ser explicado por la oscilación de neutrinos.

El Sudbury Neutrino Observatory (SNO) se encuentra en la mina Creighton en Canadá a dos kilómetros de profundidad. Consiste de un recipiente acrílico de 12 m de diámetro lleno de agua pesada, sostenido por una estructura poliedral de 18 m de diámetro, en donde están montados 9456 tubos fotomultiplicadores.

El uso de agua pesada permite separar los efectos de las corrientes cargadas y neutras a través de diferentes reacciones débiles. SNO fue capaz de medir una pequeña, pero significativa diferencia entre los flujos diurnos y nocturnos.

El flujo de neutrinos es:

${\displaystyle \left\langle \Phi \right\rangle =\left(5.25\pm 0.02\right)\times 10^{6}\;\mathrm {cm} ^{-2}\,\mathrm {s} ^{-1}}$

Finalmente, tanto (Súper)Kamiokande como SNO han medido el espectro de energías de los neutrinos solares, cuya forma es similar a la predicha por el Modelo Solar Estándar.