El momento magnético del neutrino

Dibujo20140617 feynman diagrams for neutrino magnetic moment estimation - arxiv

A día de hoy, tratar de medir el momento magnético del neutrino es “matar moscas a cañonazos.” En 30 años en el reactor de Savanna River se obtuvo una medida más de 8 órdenes de magnitud mayor que el valor predicho por el modelo estándar. El espectrómetro GEMMA en el reactor de Kalinin (KNPP) ha obtenido un límite un poco mejor, μ < 2,9 × 10−11 μB al 90% CL, donde μB es el magnetón de Bohr. Su futura versión GEMMA II bajará este límite a μ < 1,0 × 10−11 μB. Las mejores estimaciones astrofísicas tampoco ayudan mucho y conducen a μ < 3 × 10−12 μB.

Según el modelo estándar (extendido con neutrinos con masa) el momento magnético de un neutrino, si es una partícula de Dirac, es μ ~ 3 × 10−19 μB (mν/1eV), donde mν es la masa del neutrino, y si es una partícula de Majorana es μ ~ 10−23 μB (mν/1eV). Quizás, medir el momento magnético del neutrino está fuera del alcance de los físicos experimentales de este siglo, lo que no quita que algunos pretendan medirlo porque algunos modelos supersimétricos predicen valores tan grandes como μ ~ 10−10 μB. Los experimentos como GEMMA pretenden buscar señales de la supersimetría con el riesgo de no observar absolutamente nada.

Los últimos resultados de GEMMA en A. G. Beda et al., “The Results of Search for the Neutrino Magnetic Moment in GEMMA Experiment,” Advances in High Energy Physics 2012: 350150, 2012. Algunos límites astrofísicos recientes en Nicolás Viaux, “Globular Clusters as laboratories of physics beyond the standard model: Neutrino magnetic moment and Axions,” Planck 2014, 29 May 2014 [PDF slides]; Marcelo Miguel Miller Bertolami, “Limits on the neutrino magnetic dipole moment from the luminosity function of hot white dwarfs,” Astronomy & Astrophysics 562: A123, 2014 (arXiv:1407.1404 [hep-ph]); y Alejandro H. Córsico et al., “Constraining the neutrino magnetic dipole moment from white dwarf pulsations,” arXiv:1406.6034 [astro-ph.SR].

Dibujo20140708 gemma detector - ge inside active nai ps and passive cu pb shielding - hindawi

El experimento GEMMA no está solo, TEXONO y otros detectores como Borexino le acompañan en la dura tarea de estimar el momento magnético del neutrino. Pero no debemos olvidar que los experimentos como GEMMA (o TEXONO) en reactores nucleares en activo no son fáciles de llevar a cabo y conllevan importantes riesgos. El detector de germanio (Ge) de alta pureza de GEMMA tiene una mas de 1,5 kg y está situado a 13,9 metros del núcleo de un reactor nuclear de 3 GW para exponer el Ge a un flujo de antineutrinos de 2,7 × 1013 /cm²/s. El nuevo experimento GEMMA II colocará dos detectores de 3 kg de Ge a tan solo 10 metros del núcleo del reactor, junto con un sistema móvil para alejar los detectores poco a poco y eliminar ciertos errores sistemáticos.

Menos peligrosas para la salud de los investigadores son las estimaciones astrofísicas. Las estrellas también se enfrían emitiendo neutrinos, proceso que depende del momento magnético del neutrino, luego permiten estimarlo comparando las observaciones con los modelos teóricos de dinámica estelar (hoy en día muy precisos). Los artículos que cito más arriba usan los cúmulos globulares M3 y M5 para estimar que μ < 4,5 × 10−12 μB al 95% C.L. y varias estrellas enanas blancas para estimar μ < 5 × 10−12 μB al 95% C.L. Hay muchos otros límites astrofísicos, pero todos son cotas del mismo orden de magnitud. No quiero aburrir con más detalles.

Dibujo20140708 diagrams that contribute to neutrino magnetic dipole moment - sm - mssm - phys rev d

Los modelos supersimétricos (variantes de MSSM) predicen un valor enorme para el momento magnético del neutrino (comparado con el modelo estándar). Los diagramas de Feynman más relevantes en el cálculo corresponden a la emisión de charginos y sleptones por parte de los neutrinos (como muestra esta figura). Los interesados en una discusión técnica del cálculo disfrutarán con el resumen de Amin Aboubrahim, Tarek Ibrahim, Ahmad Itani, Pran Nath, “Large Neutrino Magnetic Dipole Moments in MSSM Extensions,” Phys. Rev. D 89: 055009, 2014 (arXiv:1312.2505 [hep-ph]).

Coda final. Esta entrada es la segunda de una serie sobre experimentos que permiten explorar la dimensión de lo desconocido “matando moscas a cañonazos” (según las predicciones del modelo estándar). Experimentos basados en la fe ciega que tienen muchos físicos teóricos en que pronto se demostrará que el modelo estándar está equivocado porque es una teoría efectiva a baja energía.


5 Comentarios

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AlbertAlbert

Creo que en el texto hay un pequeño lapsus, donde dice:
“Su futura versión GEMMA II bajará este límite a μ < 2,9 × 10E−11 μB"
Creo que debería decir:
"Su futura versión GEMMA II bajará este límite a μ < 1 × 10E−11 μB"
Saludos.

Andrés GuzmánAndrés Guzmán

Sólo quería precisar que el enfriamiento de las enanas blancas es dominado por emisión de neutrinos. Estrellas normales se enfrían radiando luz. Estrellas de neutrones no sé.

MarceloMarcelo

Muy buena la revision. Solo un detalle con respecto al comentario anterior. La mayoria de las enanas blancas se enfrian emitiendo principalmente luz. Solo aquellas que son muy calientes (recien hechas) se enfrian principalmente emitiendo neutrinos.

saludos!,

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