El tanque de agua ultrapura del detector de neutrinos Super-Kamiokande está siendo rellenado. Mientras ocurre este proceso se realizan pruebas en las que se observan algunos neutrinos. Estos sucesos muestran el nivel alcanzado por el agua. Como esta imagen que muestra un suceso registrado el pasado 7 de noviembre, cuando el nivel del agua alcanzaba unos 15 metros, más o menos un tercio. Tras finalizar el rellenado del tanque, en enero de 2019 se reanudarán las observaciones con el tanque lleno de agua.
La remodelación del detector Super-Kamiokande se inició el pasado 1 de junio de 2018. Se ha reforzado el tanque que contiene el agua, se han reemplazado los tubos fotomultiplicadores defectuosos (unos cientos) y se ha mejorado el sistema de tuberías que inyecta agua en el tanque (que ahora puede alcanzar hasta 120 toneladas por hora, el doble que antes). A mediados de octubre se inició el rellenado del tanque con agua; a finales del próximo año se añadirá gadolinio (Gd) para la detección de neutrinos reliquia producidos por supernovas muy lejanas a partir de 2020. De hecho, si todo va bien, una gran noticia para los próximos años será la primera detección de estos neutrinos reliquia.
Más información en «Progress of the Super-Kamiokande refurbishment work,» SK News, 11 Sep 2018, y «Super-Kamiokande refurbishment work 2,» SK News, 09 Nov 2018.
Super-Kamiokande (Super-Kamioka Neutrino Detection Experiment) es un observatorio de neutrinos situado bajo el monte Ikeno cerca de la ciudad de Hida, Prefectura de Gifu, Japón. Super-K estudia la desintegración del protón y detecta neutrinos de alta energía, tanto de origen solar como atmosférico. Está formado por un tanque de acero inoxidable de 40 metros de alto y 40 metros de diámetro que puede contener 50 mil toneladas de agua ultrapura. Su superficie interior está decorada con unos 13 mil tubos fotomultiplicadores que detectan la radiación de Cherenkov producida por los electrones y positrones que se mueven más rápido que la velocidad de la luz en el agua producto de la interacción de neutrionos y de antineutrinos con los electrones y núcleos de las moléculas de agua.
Esta fotografía muestra a varios trabajadores comprobando los fotomultiplicadores con el tanque relleno con unos 10 metros de agua. Como nos comenta más abajo Lluis (desde Japón), a finales de 2019 (o principios de 2020) se procederá a la adición de gadolinio (Gd), el elemento 64 de la tabla periódica. Este metal raro de color blanco plateado será usado para la observación de neutrinos requilia producidos por pasadas explosiones de supernovas. Su objetivo es lograr la primera detección de estos neutrinos reliquia.
En febrero de 1987, el detector Kamiokande, predecesor de Super-K, detectó los primeros neutrinos producidos por una supernova (SN 1987A). Desde entonces no ha ocurrido ninguna explosión de supernova en nuestra galaxia, o cerca de nuestra galaxia, por lo que no se han vuelto a observador neutrinos producidos por supernovas. Se estima que la frecuencia de explosiones de supernova en nuetra galaxia es baja, una cada 30-50 años. Como hay cientos de miles de millones de galaxias en el universo observable, se estima que miles de neutrinos reliquia producidos por supernovas en galaxias muy lejanas, alcanzan la Tierra cada segundo. El objetivo de Super-K es observar por primera vez estos neutrinos reliquia.
Casi con toda seguridad los neutrinos reliquia ya han sido detectados por el Super-K en los últimos años. Sin embargo, hasta ahora somos incapaces de distinguirlos de otros procesos de fondo. Para lograr identificarlos se añade gadolinio al agua del detector. Un antineutrino reliquia que interacciona con un protón produce un positrón (cuyo cono de luz Cherenkov se observa) y un neutrón que podría ser capturado por un núcleo de gadolinio emitiendo un fotón (rayo gamma); estos rayos gamma colisionan con los electrones del agua, que pueden producir un segundo cono de luz Cherenkov. Super-K espera poder observar estos dos conos de luz Cherenkov en secuencia y con un vértice de origen muy próximo.
Habrá que estar atentos a las noticias. Todos deseamos leer que se ha detectado el primer antineutrino reliquia producido por una supernova lejana.
He hecho comentarios por Twitter….a ver que llega antes: el agua no tiene Gd aun: es agua pura (o tan pura como podemos). Hay varios planes: en uno se podria empezar anyadiendo Gd a finales del 2019 y en otro a principios de 2020.
«Se espera que el próximo año se logre la primera detección de estos neutrinos reliquia»…tampoco. Segun algunos modelos necesitaremos 5 anyos de medidas para verlos sobre el fondo. En otros 10 (o mas) pero en cualquier caso despues de anyadir Gd y el anyo que viene se ve como poco probable.
«un neutrón que podría ser capturado por un núcleo de gadolinio emitiendo un fotón» -> tampoco: se emite una cascada de rayos gamma (3-4) con una energia total de 8 MeV. Por tanto no se ven dos conos sino un primer cono y despues un fogonazo (las gammas se emiten de forma «esferica»)
Perdon por la falta de la letra «enye» en mi teclado….y otras faltas (que hago muchas)
Un saludo de un fan vuestro desde Japon!
Gracias, Lluis, por la aclaración. Corrijo la entrada.
Googling a bit…
Para insertar una eñe minúscula/mayúscula:
– En PC : Alt+164 / 165 ( en el teclado numérico )
– En Mac : Opt+n/N
– En HTML : Ñ / ñ
Buenas
Tengo una duda: ¿qué diferencia un neutrino «normal» de un neutrino «reliquia»? Lo único que se me ocurre es que los neutrinos reliquia sean tan poco energéticos que interaccionen tan débilmente con los protones que esa interacción se confunda con ruido de fondo (y que por eso el mecanismo del galodimio sea necesario para identificar esa interacción).
Pero supongo que un neutrino «normal» también provocará esos dos conos de luz Cherenkov consecutivos, con vértices próximos.
Saludos
La señal de los neutrinos reliquia de supernova (SNR) también se llama Fondo Difuso de Neutrinos de Supernova (DSNB). Su energía no es muy baja (quizás estés pensando en los cosmológicos, que tienen el flujo más abundante pero energías del orden de milielectronvoltios), su espectro está picado entre los solares de alta energía (8B y hep) y los atmosféricos de baja energía, y su flujo también es intermedio.
Por estar en esa zona, hay bastantes fondos que previenen una detección clara, o más precisamente, mostrar con certeza que lo detectado son tales neutrinos y no fluctuaciones de los fondos – entre ellos, los atmosféricos de baja energía. Mientras que para los neutrinos del fondo reliquia esto es casi imposible, la cosa cambia con los antineutrinos porque tienen muchos menos fondos que compitan contra ellos, y están mejor caracterizados.
El mecanismo de SK-Gd lo que permite es una muy buena discriminación entre neutrinos y antineutrinos, porque el gadolinio se encarga de capturar con mucha eficiencia los neutrones eyectados tras un decaimiento beta inverso (IBD), que se desencadena al unirse un antineutrino de más de 1.8 MeV a un protón, generando un positrón y el citado neutrón. Esto da una señal de coincidencia muy clara entre la señal rápida del positrón y la lenta del neutrón, causada por los ~30 µs que este último tarda en termalizarse desde la energía a la que se crea, dando botes contra moléculas del medio, hasta que al absorberlo el gadolinio emite la señal de captura de 8 MeV en forma de fotones. Con esta señal tan peculiar, se reducen mucho los fondos que puedan enmascarar la señal de los antineutrinos reliquia (en práctica, algunos radioisótopos producidos por rayos cósmicos, y neutrinos de reactores que se pueden sustraer puesto que se conoce bien tal flujo).
Muchas gracias por una tan detallada respuesta.
¡Un campo apasionante el de los neutrinos!
Me llama la atención que tras reparar cientos de fotomultiplicadores en esta fase de pruebas se observa cláramente que ya hay unos 12 defectuosos en la base del cilindro y en las otras dos superficies aún no se puede apreciar pero me parece que son muchos para estar el equipo recien «puesto a punto».
Algunos no se han podido reemplazar por interferencias estructurales y problemas de montaje de los PMTs en sus cubiertas – lo que era secundario comparado con seguir adelante con el trabajo general y tener el detector operativo cuanto antes (sobre todo, por si ocurriese una supernova cercana justo cuando el detector está «ciego»). Esto era más relevante si cabe en el trabajo del fondo del tanque, puesto que había otras muchas prioridades y frentes abiertos, cualquier operación llevaba mucho más tiempo (al tener que bajar todo en grúa desde arriba, 40m) y el detector estaba totalmente inutilizado al estar prácticamente vacío.
Es todo cuestión de contrapartidas, como dicen los anglosajones «perfection is the worst enemy of good enough».
Con algo de retraso….si no recuerdo mal, en este punto en el tanque estaba a medio llenar aun no habiamos encendido todos los photomultiplicadores. Al abrir el detector muchos estaban muy «excitados» y no se podian encender (es decir, mandan una señal como si hubieran detectado un foton cuando no habia ninguno con una frecuencia demasiado alta y se apagaron temporalmente). Otros como dice David no se pudieron cambiar por nuevos.