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Pesando neutrinos con cosmología

  • Título del artículo original: Accurately Weighing Neutrinos with Cosmological Surveys
  • Autores: Weishuang Linda Xu, Nicholas DePorzio, Julian B. Muñoz y Cora Dvorkin.
  • Institución del primer autor: Departamento de Física, Universidad de Harvard, EE.UU.
  • Estado de la publicación: Acceso abierto en arXiv.

¿Qué son los neutrinos?

Propuestos por primera vez en 1930 por Wolfgang Pauli, los fantasmagóricos neutrinos están entre las partículas menos comprendidas del Modelo Estándar. Los neutrinos son eléctricamente neutrales, así que sólo sienten la fuerza de gravedad y la fuerza débil. Hay neutrinos de tres sabores distintos, electrónico (νe), muónico (νμ), y tauónico (ντ). ¡No, los sabores no son literalmente sabores! Son una forma de clasificar neutrinos basado en el valor de sus respectivos números cuánticos y espín. Esos tres autoestados son, a su vez, superposiciones de otros tres autoestados, llamados autoestados de masa o simplemente ν1, ν2, y ν3. Cuando los neutrinos interactúan a través de la fuerza débil, lo hacen con el autoestado de sabor, pero viajan con el autoestado de masa. Ya que las masas no son idénticas, los neutrinos pueden cambiar de sabor (oscilar) entre una interacción débil y la próxima. ¡En otras palabras, neutrinos electrónicos provenientes del Sol pueden transformarse en neutrinos muónicos en la Tierra!

Medir las masas de los neutrinos, que son desconocidas, nos permitiría relacionarlas con las masas del electrón y sus sabores, el muón y el tau, cuyas masas son conocidas precisamente. Las masas de estas partículas a su vez constriñen los diversos modelos teóricos que intentan explicarlas.

La situación actual

Las masas de los neutrinos son desconocidas aún, pero hemos logrado avances increíbles. Las mediciones de punta provienen de una combinación de experimentos de la Radiación del Fondo Cósmico (CMB por sus siglas en inglés) y experimentos de oscilación de neutrinos del Sol, la atmósfera, y reactores nucleares.

Los experimentos de oscilación ponen límites a la diferencia de las masas al cuadrado de los autoestados de masa de los neutrinos, Δm2ij = mi2 – mj2. No pueden distinguir cúal es el más pesado, pero de todas maneras han logrado mediciones de gran precisión. Sabemos que ν1 y ν2 tienen masas muy cercanas, y relativamente lejos de ν3. El caso en que ν3 es más pesado se llama Jerarquía Normal (NH en inglés), y el caso en que ν3 es el más liviano se llama Jerarquía Inversa (IH en inglés). Aún no sabemos cúal de estos dos casos es el correcto.

Experimentos del CMB ponen un límite superior a la suma de las masas de los tres neutrinos, ∑mν ≤ 120 meV. Por otro lado, los experimentos de oscilación, imponen un límite inferior a la suma de masas; 60 meV ≤ ∑mν para la Jerarquía Normal y 100 meV ≤ ∑mν para la Jerarquía Inversa. ¡Estas masas son minúsculas! Por ejemplo, la masa de un electrón es de ~0.5 MeV. Medir estas masas con precisión es extraordinariamente difícil. Puede encontrar más información en éste resumen por Qian y Vogel que detalla la jerarquía de las masas de neutrinos.

Neutrinos en la balanza

Los autores del artículo de hoy presentan un pronóstico del error en la medición de ∑mν que lograrán los telescopios de la próxima generación. Específicamente, consideran los catálogos de galaxias: el Instrumento Espectroscópico de Energía Oscura (DESI, por sus siglas en inglés) y Euclid, y un experimento del CMB de Cuarta Generación. La predicción es el resultado de un proceso estadístico donde Cadenas de Markov son generadas con un algoritmo tipo Monte Carlo (MCMC por sus siglas en inglés).

Ilustración de los telescopios aludidos en el artículo.
Figura 1. Izquierda: DESI, instalado en el telescopio Nicholas U. Mayall, localizado en la cima de la montaña Kitt Peak, en Arizona, EE.UU. (Crédito: DESI) Derecha: Representación artística del telescopio espacial Euclid. (Crédito: Euclid/ESA)

Los autores modelan los dos efectos astrofísicos principales de los neutrinos en las galaxias; la supresión de estructura y el cambio en el bias (sesgo) de las galaxias. La supresión de estructura es cuando los neutrinos dificultan el colapso gravitacional que da origen a las galaxias; mientras más pesados los neutrinos, más lento el colapso. El segundo efecto es un cambio en el bias de las galaxias. Hay mucha más materia oscura que materia ordinaria (bariónica) en el universo, pero sólo podemos observar materia ordinaria, y por lo tanto, sólo una fracción de toda la materia del Universo. Las galaxias trazan la localización de la materia oscura, pero lo hacen imprecisamente, y eso es lo que el bias de las galaxias intenta calibrar. Los autores agregan una modificación al bias llamado GISDB en el artículo. GISDB es el cambio en el bias ocasionado por la aglomeración de materia en el Universo (el nacimiento de las galaxias, por ejemplo), como función de la escala de distancia y el corrimiento al rojo. En la Figura 2, que presenta la escala de distancia en el eje horizontal y el cambio porcentual de la aglomeración de galaxias en el eje vertical, se puede apreciar la enorme dificultad de medir este efecto.

Figura 3 en el artículo.
Figura 2. Diferencia porcentual en la aglomeración de galaxias en función de la escala de distancia. Las curvas representan distintas jerarquías de neutrinos, con y sin el GISDB. Las áreas de color representan la sensitividad de DESI y Euclid a 1σ. Ya que las curvas nunca exceden el área coloreada, ni DESI ni Euclid serán capaces de detectar el GISDB a ninguna escala con confianza superior a 1σ. ¡Eso no signica que es imposible! Aún se puede detectar estadísticamente en la combinación de muchos datos. (Figura 3 en el artículo)

¿Qué hallaron?

Los autores pronostican un error de 20 meV en la medición de ∑mν en el caso de la Jerarquía Inversa con masa mínima. Sería una medición extremadamente precisa, mucho mejor que la que tenemos hoy en día, pero sólo lograría discernir la jerarquía con 2σ de confianza. El intervalo de confianza es calculado través de desviación estándar; donde mientras más alto el número, más precisa es la medición.

También descubrieron que el GISDB es crucial, y al no incluirlo, el error en ∑mν el intervalo de confianza baja a 1σ, que es poco preciso y muy optimista. Como se puede apreciar en la Figura 2, ni DESI ni Euclid serán capaces de detectar el GISDB a ninguna escala con confianza superior a 1σ. Aún así, una detección es posible, pero solo estadísticamente, a través del análisis de muchos datos. Los experimentos de la próxima generación serán tan precisos, que pequeños efectos como éste se volverán importantes.

Necesitaríamos el apoyo adicional de otros experimentos de cosmología y la próxima generación de experimentos de neutrinos para poder discriminar entre la jerarquía normal e inversa. Logrando ese objetivo, podríamos eliminar la mitad de los modelos teóricos que intentan incorporar los neutrinos masivos al Modelo Estándar. ¡El futuro es auspicioso para la ciencia de neutrinos y la cosmología, pero los misterios no se han acabado aún!

Acerca de Felipe Maldonado

Estudiante de doctorado en Florida State University, Estados Unidos. Soy Chileno. Estoy interesado en la cosmología y difusión astronómica. Escribo para Astrobitos por que quiero desmitificar la astronomía y las ciencias exactas en general. Mi hobbies incluyen el cine, anime y Gunpla.

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