El Nobel de Física de 2015 recayó en dos buscadores de fantasmas. Eso es lo que parecen los neutrinos, unas elusivas partículas que, según hallaron, tienen masa
Casi todo lo que rodea a los neutrinos constituye un misterio, incluso su misma existencia. En 1930, el físico austriaco Wolfgang Pauli la predijo para resolver un problema que traía de cabeza a sus colegas, la desintegración beta, un fenómeno radiactivo en el que un átomo inestable emite o un electrón o su antipartícula, un positrón. Pauli esgrimió una razón de peso para afirmar que los neutrinos tenían que existir: de otro modo, una de las más sacrosantas leyes de la física, la conservación de la energía, no funcionaba para este tipo de desintegración. Esta peculiaridad, por otra parte, era precisamente lo que defendía Niels Bohr, uno de los padres de la teoría cuántica. Aquella nueva –y aún hipotética– partícula debía encontrarse en el núcleo del átomo, y se emitiría junto con el electrón al producirse la desintegración. Había, sin embargo, otro problema: en el interior del núcleo no hay electrones, así que ¿de dónde venía?
Dos décadas solo para probar que realmente existían
En 1934, otro de los grandes de la física, Enrico Fermi, planteó su propia teoría sobre la desintegración beta: un neutrón del núcleo se desintegraba produciendo un protón, un electrón y un neutrino. El italiano envió un artículo explicando este modelo a la revista Nature, pero fue rechazado. Se adujo que era algo “muy alejado de la realidad”. El poco interés que despertó su propuesta hizo que Fermi abandonara la física teórica. Mientras tanto, ese mismo año, la idea de Bohr de que la energía podía no conservarse en el mundo subatómico perdía la batalla. Y es que si así fuera, no debería existir un límite a la energía de los electrones que salían del núcleo; justo lo que se podía medir experimentalmente. De una u otra forma, el neutrino de Pauli tenía que existir.
Pero una cosa es decirlo y otra muy diferente probarlo. El neutrino se mostró muy esquivo hasta 1956, cuando dos expertos en partículas subatómicas, Clyde Cowan y Fred Reines, dieron con él en la planta de energía atómica de Savannah River, en Carolina del Sur. El hallazgo le valió a Reines el Nobel en 1995; Cowan había fallecido veintiún años antes.
El neutrino ya tenía su certificado de nacimiento, ¿pero cuáles eran sus propiedades? No tenía carga eléctrica, algo evidente, y casi no interaccionaba con la materia. De hecho, resultaba tan elusivo que, para detectarlo, Cowan y Reines utilizaron un reactor nuclear que emitía cincuenta billones de ellos por segundo y por centímetro cuadrado y dos tanques de agua de quinientos litros con cincuenta kilos de cloruro de cadmio disuelto en ellos. La pregunta del millón era si algo así de peculiar podía tener masa. La cuestión no pudo resolverse hasta que entraron en juego Takaaki Kajita, de la Universidad de Tokio, y Arthur B. McDonald, de la de Queen, en Canadá, los ganadores del Nobel de este año. Para poder entender su extraordinario trabajo, primero debemos mirar al sol.
En 1967, un físico-químico llamado Raymond Davis, que se había unido al Laboratorio Nacional de Brookhaven, en EE. UU., para encontrar aplicaciones pacíficas a la energía nuclear, decidió estudiar los neutrinos que se originan en el interior del astro rey. Por entonces, ya estaba bien establecido el modelo solar estándar, que describe el interior de nuestra estrella. Uno de sus artífices fue el astrofísico norteamericano John Bahcall.
Los neutrinos atraviesan la materia como si fuera un espejismo
Debido a las reacciones nucleares de fusión que se producen en el corazón de la estrella, cada vez que cuatro núcleos de hidrógeno se convierten en uno de helio nacen dos neutrinos, que inmediatamente escapan al espacio. En el Sol se originan más de doscientos billones de billones de billones de ellos cada segundo, así que medir la cantidad de neutrinos que llegan a la Tierra procedentes de él parecía una buena forma de poner a prueba los cálculos teóricos de Bahcall. Del mismo modo, determinar cuántos emite en realidad el astro rey permitiría a los astrofísicos mejorar su modelo. El problema de tan preclara propuesta es que los neutrinos son capaces de atravesar un muro de plomo de varios cientos de miles de millones de kilómetros de espesor como si fuera aire. O dicho de otro modo: de los neutrinos provenientes de las reacciones nucleares que se producen en el interior de nuestra estrella solo detectamos uno de cada 5.000 millones... ¡y eso, una vez que ha atravesado la Tierra!
Semejante dificultad obligó a Davis a tomar dos decisiones. La primera, utilizar un detector muy grande. Así que llenó un tanque con seiscientas toneladas de percloroetileno, un compuesto que se usa en la limpieza en seco. La segunda decisión fueenterrar el detector bajo toneladas de roca. Con ello, trataba de evitar las perturbaciones que originaban los rayos cósmicos que nos llegan del espacio exterior. Esta radiación de alta energía produce un molesto ruido de fondo en el instrumental que se utiliza para detectar neutrinos. Ocurre algo parecido cuando queremos charlar con un amigo afónico en un bar lleno de gente: el sonido de las otras conversaciones nos impide oír su voz. Davis colocó su detector a 1.500 metros bajo tierra, en la mina de oro abandonada de Homestake, en Dakota del Sur. Era una situación chocante: para observar los neutrinos solares había que sepultarse bajo toneladas de roca.
En estas condiciones, Davis y Bahcall comenzaron su experimento. La sorpresa llegó en 1968, con los primeros resultados: detectaron solo un tercio de los neutrinos que predecía el modelo de este último. Su primera reacción fue pensar que algo habían hecho mal: o los cálculos teóricos no eran tan buenos como se creía o el ensayo tenía alguna falla. Davis comprobó concienzudamente el diseño experimental, y Bahcall repasó una y otra vez las cuentas; todo estaba bien. Así nació lo que se conoce desde entonces como el problema de los neutrinos solares. ¿Qué demonios pasaba en el Sol?
Curiosamente, la solución se conocía mucho antes que el enigma. La había proporcionado en 1957 el físico italiano Bruno Pontecorvo, que se había asentado con su familia en la Unión Soviética. Pontecorvo demostró tener una intuición científica incomparable. Entre otras ideas geniales, mostró a Reines y Cowan el camino al Nobel, al sugerir cómo detectar los neutrinos que se producen en los reactores nucleares. Además, predijo que los neutrinos asociados a los electrones difieren de los que acompañan a otras partículas, como los muones, y propuso que pueden cambiar de traje, por así decirlo, y convertirse en otros tipos de neutrinos, un fenómeno conocido como oscilación.
Pues bien, lo que sucede en el interior del Sol es que las reacciones nucleares producen neutrinos electrónicos, por lo que el equipo de Davis solo detectaba los de ese tipo. Pero ¿y si durante su camino a la mina de Homestake cambiaban y se convertían en alguno de los otros dos? Aquella hipótesis salvaba el modelo solar de Bahcall, que funcionaba muy bien, y resolvía el asunto de la escasez de neutrinos. No obstante, introducía un formidable problema: para que los neutrinos oscilen deben tener masa –de hecho, lo hacen con una frecuencia que es proporcional a su masa– y el modelo estándar de la física de partículas asegura que no la tienen. ¿Era la oscilación del neutrino la solución?
Para saberlo, había que confirmar que realmente se recibían menos de los esperados. A principios de los 80, el físico japonés Masatoshi Koshiba propuso construir un detector en el interior de una antigua mina cerca de la ciudad de Kamioka –hoy Hida–. Lo llamó Kamiokande II. En esencia, era un enorme tanque de agua rodeado de fotorreceptores, unos sensores capaces de captar los débiles destellos de luz que aparecen cuando un neutrino choca con el núcleo de alguno de los átomos de las moléculas de agua. El laboratorio subterráneo pasó desapercibido hasta 1987, cuando, de golpe, se hizo famoso.
El modelo estándar de la física de partículas, en entredicho
En la noche del 23 al 24 de febrero de ese año, uno de los científicos del observatorio astronómico de Las Campanas, en Chile, atisbó un punto brillante en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia próxima. Acababa de descubrir la primera supernova visible a simple vista desde 1604. Aquel mismo día, los detectores del Kamiokande se dispararon inesperadamente doce veces. A la vez, otro detector enterrado en una mina de sal cerca de Faiport, en Ohio, contó ocho neutrinos; y un tercero, situado bajo el monte Andyrchi, en el Cáucaso, registró cinco. Después de cientos de miles de años de viaje, el enorme flujo de neutrinos proveniente de esa explosión estelar había barrido la Tierra. Lo sucedido nos da una idea de la dificultad que entraña el estudio de los neutrinos: de los diez billones de trillones que se produjeron en la supernova, se detectaron veinticinco.
En 1989, Koshiba confirmó los resultados de Davis. Faltaba comprobar que las ideas de Pontecorvo sobre la oscilación del neutrino eran reales. Para ello, Koshiba coordinó la construcción de un detector aún más sensible, equipado con 50.000 toneladas de agua y más de 11.000 sensores. ElSuper-Kamiokande, como fue denominado, empezó a funcionar en 1996. Fue entonces cuando tomó el relevo uno de los colaboradores de Koshiba, el también físico Takaaki Kajita. En 1998, este descubrió que cuando los rayos cósmicos golpean la atmósfera, los neutrinos muónicos que se generan oscilan –cambian de traje– antes de alcanzar el detector. Era la confirmación experimental que todo el mundo esperaba.
Cuatro años después, el físico Arthur McDonald hizo una nueva aportación desde Sudbury, en Canadá. Allí se encuentra el detector SNO (Sudbury Neutrino Observatory), enterrado en una mina a 2.100 metros de profundidad. La principal virtud del SNO, que contiene mil toneladas de agua pesada –agua hecha con deuterio, un isótopo del hidrógeno que tiene en su núcleo un neutrón–, es que es capaz de captar por separado el número total de neutrinos electrónicos y el de todos los tipos de neutrinos. En 2001, el SNO mostró que los neutrinos electrónicos provenientes del Sol se convertían en neutrinos muónicos y tauónicos. De este modo, el problema de los neutrinos solares quedaba explicado, aunque, como suele suceder, con ello se generaban otros que, por el momento, los físicos teóricos son incapaces de explicar: si la oscilación del neutrino implica que este tiene masa, ¿por qué es tan pequeña? Y, sobre todo, ¿qué va a pasar con el famoso modelo estándar, que aseguraba que no debía tenerla?
situado en el interior de esta nube de carga.
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