Neutrino

Neutrino ν
e , ν
μ , ν
τ , ν
e , ν
μ, ν

Primera observación de un neutrino en una cámara de burbujas, en 1970, en el Laboratorio Nacional Argonne de los Estados Unidos. La observación se realizó gracias a las líneas observadas en la cámara de burbujas basada en hidrógeno líquido.

Composición|  partícula elemental
Familia|  fermión
Interacción|  débil y gravitatoria
Estado|  descubierta
Antipartícula|  antineutrino (ella misma; véase partículas Majorana)
Teorizada|

e (neutrino electrónico): 1930, Wolfgang Pauli

μ (neutrino muónico): final de los años 1940

τ (neutrino tauónico): a mediados de los años 1970
Descubierta|  ν
e: Clyde Cowan y Frederick Reines (1956)

μ: Leon Lederman, Melvin Schwartz y Jack Steinberger (1962)

τ: DONUT collaboration (2000)
Tipos|  3: neutrino electrónico, neutrino muónico y neutrino tauónico
Masa|

e: < 1 eV

μ: < 190 keV

τ: < 18,2 MeV[1]​
Carga eléctrica|  0 e
Espín|  1⁄2
Hipercarga débil|  -1

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El neutrino (término que en italiano significa ‘neutrón pequeño’), descubierto por Clyde Cowman y Federick Reines, es una partícula subatómica de tipo fermiónico, sin carga y con espín ½. Desde principios del siglo XXI, después de varios experimentos llevados a cabo en las instalaciones del Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO),[2]​ en Canadá, y en el Super-Kamiokande en Japón, entre otros, se sabe, contrariando al modelo electrodébil, que estas partículas tienen masa, pero muy pequeña, y que es muy difícil medirla. Hasta 2016, la cota superior de la masa de los neutrinos es 5,5 eV/c2, lo que significa menos de una milmillonésima parte de la masa de un átomo de hidrógeno.[3]​ Su conclusión se basa en el análisis de la distribución de galaxias en el universo y es, según afirman estos científicos, la medida más precisa hasta ahora de la masa del neutrino. Además, su interacción con las demás partículas es mínima, por lo que pasan a través de la materia ordinaria sin apenas perturbarla.

Un fenómeno conocido como oscilación de neutrinos, esto es, la posibilidad de transformaciones entre los tres tipos de neutrinos existentes, implica que los neutrinos tienen masa, y eso tiene importantes consecuencias en el modelo estándar de la física de partículas. En el modelo estándar los neutrinos no tienen masa y, por tanto, debe modificarse.

En todo caso, los neutrinos no se ven afectados por la fuerza electromagnética ni la nuclear fuerte, pero sí por la fuerza nuclear débil y por la gravitatoria.[cita requerida]

## Historia

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La existencia del neutrino fue propuesta en 1930 por el físico Wolfgang Pauli para compensar la aparente pérdida de energía y momento lineal en la desintegración β de los neutrones según la siguiente ecuación:

n → p + + e − + ν ¯ e {\displaystyle \mathrm {n} \rightarrow \mathrm {p} ^{+}+\mathrm {e} ^{-}+{\bar {\nu }}_{e}\,}

Wolfgang Pauli interpretó que tanto la masa como la energía serían conservadas si una partícula hipotética denominada «neutrino» participase en la desintegración, incorporando las cantidades perdidas. Desafortunadamente, esta partícula hipotéticamente prevista había de ser sin masa, ni carga, ni interacción fuerte, por lo que no se podía detectar con los medios de la época. Esto era el resultado de una sección eficaz muy reducida ( σ μ ∼ 10 − 44 cm 2 {\displaystyle \sigma _{\mu }\sim 10^{-44}{\text{cm}}^{2}} ). Durante 25 años, la idea de la existencia de esta partícula solo se estableció de forma hipotética.

De hecho, es muy pequeña la posibilidad de que un neutrino interactúe con la materia, ya que, según los cálculos de física cuántica, sería necesario un bloque de plomo de una longitud de un año luz (9,46 billones de kilómetros) para detener la mitad de los neutrinos que lo atravesaran.

En 1956 Clyde Cowan y Frederick Reines demostraron su existencia experimentalmente. Lo hicieron bombardeando agua pura con un haz de 1018 neutrones por segundo. Observaron la emisión subsiguiente de fotones, quedando así determinada su existencia. A este ensayo, se le denomina experimento del neutrino.

En 1962 Leon Max Lederman, Melvin Schwartz y Jack Steinberger mostraron que existía más de un tipo de neutrino al detectar por primera vez al neutrino muónico. En el año 2000 fue anunciado por parte de la Colaboración DONUT en Fermilab el descubrimiento del neutrino tauónico. Su existencia ya había sido predicha, puesto que los resultados del decaimiento del bosón Z medidos por LEP en CERN eran compatibles con la existencia de 3 neutrinos.

En septiembre de 2011, la colaboración OPERA anunció que el análisis de las medidas para la velocidad de los neutrinos en su experimento arrojaba valores superlumínicos. En particular, la velocidad de una cierta clase de neutrino podría ser un 0,002 % mayor que la de la luz,[4]​[5]​ constituyendo la anomalía de neutrinos superlumínicos, en contradicción con la teoría de la relatividad. Sin embargo, el mismo organismo reconoció meses después que a la hora de la medida de la distancia recorrida por los neutrinos hubo un fallo en el sistema de posicionamiento (GPS), al tener un cable desconectado, por lo que la medida de la velocidad superlumínica ha sido descartada.[6]​

## Clases

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Existen tres tipos de neutrinos asociados a cada una de las familias leptónicas (o sabores): neutrino electrónico (  ν e {\displaystyle \nu _{e}} ), neutrino muónico (  ν μ {\displaystyle \nu _{\mu }} ) y neutrino tauónico (  ν τ {\displaystyle \nu _{\tau }} ) más sus respectivas antipartículas.

Los neutrinos pueden pasar de una familia a otra (es decir, cambiar de sabor) en un proceso conocido como oscilación de neutrinos. La oscilación entre las distintas familias se produce aleatoriamente, y la probabilidad de cambio parece ser más alta en un medio material que en el vacío. Dada la aleatoriedad del proceso, las proporciones entre cada uno de los sabores tienden a repartirse por igual (1/3 del total para cada tipo de neutrino) a medida que se producen sucesivas oscilaciones. Fue este hecho el que permitió considerar por primera vez la oscilación de los neutrinos, ya que al observar los neutrinos procedentes del Sol (que deberían ser principalmente electrónicos) se encontró que solo llegaban un tercio de los esperados. Los dos tercios que faltaban habían oscilado a los otros dos sabores y, por tanto, no fueron detectados. Este es el llamado «Problema de los neutrinos solares».

La oscilación de los neutrinos implica directamente que estos tienen una masa no nula, ya que el paso de un sabor a otro solo puede darse en partículas masivas. Esto se debe a que, para partículas de masa nula, el tiempo propio es cero, lo que implica que, desde el punto de vista de la partícula, toda la trayectoria es recorrida en el mismo instante de tiempo, lo que no da margen a un cambio de estado en algún punto de ella.

## Implicaciones astrofísicas de su masa

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En el modelo estándar se consideraba inicialmente al neutrino como una partícula sin masa. De hecho, en muchos sentidos se la puede considerar de masa nula, pues esta es, por lo menos, diez mil veces menor que la del electrón. Esto implica que los neutrinos viajan a velocidades muy cercanas a la de la luz. Por ello, en términos cosmológicos al neutrino se le considera materia oscura caliente, o materia oscura relativista. En contraposición la materia oscura fría sería la contraparte no relativista.

En 1998, durante la conferencia 0-mass neutrino, se presentaron los primeros trabajos que mostraban que estas partículas tienen una masa ínfima. Previamente a estos trabajos se había considerado que la hipotética masa de los neutrinos podía tener una contribución importante dentro de la materia oscura del universo. Sin embargo, resultó que la masa del neutrino era insuficiente, demasiado pequeña para ser siquiera tenida en cuenta en la ingente cantidad de materia oscura que se calcula que hay en el universo. Por otro lado, los modelos de evolución cosmológica no cuadraban con las observaciones si se introducía materia oscura caliente. En ese caso las estructuras se formaban de mayor a menor escala. Mientras que las observaciones parecían indicar que primero se formaron las agrupaciones de gas, luego estrellas, luego proto galaxias, luego cúmulos, cúmulos de cúmulos, etc. Las observaciones, pues, cuadraban con un modelo de materia oscura fría. Por estos dos motivos se desechó la idea de que el neutrino contribuyera de forma destacada a la masa total del universo.

## Fuentes

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### El Sol

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Generación de neutrinos solares en las cadenas protón-protón.

Véase también: Problema de los neutrinos solares

El Sol es la más importante fuente de neutrinos a través de los procesos de desintegración beta de las reacciones que acaecen en su núcleo. Como los neutrinos no interaccionan fácilmente con la materia, escapan libremente del núcleo solar atravesando también la Tierra. Aparte de las reacciones nucleares, hay otros procesos generadores de neutrinos, los cuales se denominan neutrinos térmicos, ya que, a diferencia de los neutrinos nucleares, se absorbe parte de la energía emitida por dichas reacciones para convertirla en neutrinos. De esta forma, una parte de la energía fabricada por las estrellas se pierde y no contribuye a la presión, siendo la razón por la que se dice que los neutrinos son sumideros de energía. Su contribución a la energía emitida en las primeras etapas (secuencia principal, combustión del helio) no es significativa, pero en los colapsos finales de las estrellas más masivas, cuando su núcleo moribundo se encuentra a elevadísimas densidades, se producen muchos neutrinos en un medio que ya no es transparente a ellos, por lo que sus efectos se tienen que tener en cuenta.

Según los modelos solares, se debería recibir el triple de neutrinos que se detectan, ausencia que es conocida como el problema de los neutrinos solares. Durante un tiempo se intentó justificar este déficit revisando los modelos solares. El Sol quema el hidrógeno principalmente mediante dos cadenas de reacciones, la PPI y la PPII. La primera emite un neutrino y la segunda dos. Las hipótesis que se plantearon fueron que, quizá, la PPII tuviera una ocurrencia menor que la calculada debido a una falta de helio en el núcleo favorecido por algún tipo de mecanismo (frenado de la rotación por viscosidad) que mezclara parte del helio producido con el manto lo cual reduciría la cadencia de la PPII. Actualmente el problema va camino de resolverse al plantearse la teoría de la oscilación de neutrinos.

### Fuentes artificiales

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Las principales fuentes de neutrinos artificiales son las centrales nucleares, las cuales pueden llegar a generar unos 5·1020 anti-neutrinos por segundo, y en menor medida, los aceleradores de partículas.

### Fenómenos astrofísicos

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SN 1987A.

Véase también: Supernova

En las supernovas tipo II son los neutrinos los que provocan la expulsión de buena parte de la masa de la estrella al medio interestelar. La emisión de energía en forma de neutrinos es enorme y solo una pequeña parte se transforma en luz y en energía cinética. Cuando sucedió la SN 1987A los detectores captaron el débil flujo de neutrinos procedentes de la lejana explosión.

### Radiación cósmica de fondo

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Se cree que, al igual que la radiación de microondas de fondo procedente del Big Bang, hay un fondo de neutrinos de baja energía en nuestro universo. En la década de 1980 se propuso que estos pueden ser la explicación de la materia oscura que se piensa que existe en el universo. Los neutrinos tienen una importante ventaja sobre la mayoría de los candidatos a materia oscura: sabemos que existen. Sin embargo, también tienen problemas graves.

De los experimentos de partículas, se sabe que los neutrinos son muy ligeros. Esto significa que se mueven a velocidades cercanas a la de la luz. Así, la materia oscura hecha de neutrinos se denomina «materia oscura caliente». El problema es que, al encontrarse en rápido movimiento, los neutrinos habrían tendido a expandirse uniformemente en el Universo, antes que la expansión cosmológica los enfriara lo suficiente como para concentrarse en cúmulos. Esto causaría que la parte de materia oscura hecha de neutrinos se expandiera, siendo incapaz de formar las grandes estructuras galácticas que vemos.

Además, estas mismas galaxias y grupos de galaxias parecen estar rodeadas de materia oscura que no es lo suficientemente rápida para escapar de estas galaxias. Presumiblemente, esta materia proveyó el núcleo gravitacional para la formación de estas galaxias. Esto implica que los neutrinos constituyen solo una pequeña parte de la cantidad total de materia oscura.

De los argumentos cosmológicos, los neutrinos reliquia (del fondo de baja energía) son estimados en poseer densidad de 56 por cada centímetro cúbico, y de tener temperatura de 1.9 K (1.7×10−4 eV), esto es, si no poseen masa. En el caso contrario, serían mucho más fríos si su masa excede los 0.001 eV. Aunque su densidad es bastante alta, debido a las extremadamente bajas secciones cruzadas de neutrinos a energías bajo 1 eV, el fondo de neutrinos de baja energía aún no ha sido observado en el laboratorio.

En contraste, neutrinos solares de boro-8, que son emitidos con una mayor energía, han sido detectados definitivamente a pesar de poseer una densidad espacial más baja que la de los neutrinos reliquia, alrededor de 6 órdenes de magnitud.

### La Tierra y la atmósfera

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Las reacciones de desintegración beta de isótopos radiactivos terrestres proporcionan una pequeña fuente de neutrinos, que se producen como consecuencia de la radiación natural de fondo. En particular, las cadenas de desintegración de 238,92U y 232,90Th, así como 40,19 K, incluyen desintegración beta que emite antineutrinos. Estos llamados geoneutrinos puede proporcionar información valiosa sobre el interior de la Tierra. Una primera indicación de geoneutrinos fue encontrada por el experimento KamLAND en 2005. KamLAND principales antecedentes en la medición de geoneutrino son los antineutrinos procedentes de los reactores. Varios experimentos futuros apuntan a mejorar la medición geoneutrino y estas necesariamente tendrá que estar lejos de los reactores.

Véase también: Radiactividad natural

## Detectores

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Al conocerse con exactitud las reacciones nucleares que se dan en el Sol se calculó que un apreciable flujo de neutrinos solares tenía que atravesar la Tierra a cada instante. Este flujo es enorme pero los neutrinos apenas interactúan con la materia ordinaria. Incluso las condiciones del interior del Sol son «transparentes» a estos. De hecho, un ser humano es atravesado por miles de millones de estas diminutas partículas por segundo sin que se entere. Así pues, se hacía difícil concebir algún sistema que pudiese detectarlos.

### Detectores basados en centelleadores

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Las primeras partículas de este tipo jamás detectadas fueron los antineutrinos electrónicos emitidos por el reactor nuclear de la planta de Savannah River en Georgia (EE. UU.), que gracias al experimento de Frederick Reines y Clyde Cowan (experimento Reines-Cowan), se pudieron observar directamente mediante el uso de dos «dianas» de cloruro de cadmio disuelto en agua. Los protones del agua eran los objetivos de los (anti)neutrinos: si poseían una energía de más de 1,8 MeV eran capaces de causar una interacción de corriente cargada (CC) llamada «decaimiento beta inverso», que daría como resultado positrones y neutrones:

ν e ¯ + p + ⟶ n 0 + e + {\displaystyle {\bar {\nu _{e}}}+p^{+}\longrightarrow n^{0}+e^{+}}

Los positrones se aniquilarían rápidamente con electrones del ambiente, dando lugar a una señal rápida consistente en dos fotones coincidentes de 511 keV. Esta era la señal de centelleo rápida, y se podía detectar con dos detectores de centelleo colocados encima y debajo del tanque «diana». Los iones de cadmio disueltos en el agua eran el objetivo de los neutrones, que una vez termalizados tenían una gran probabilidad de ser capturados por dichos núcleos atómicos, lo que daba como resultado una señal «retardada» (con respecto a la rápida de los positrones), con emisión de rayos gamma de unos 8 MeV, que venían detectados unos pocos microsegundos tras la señal de la aniquilación del positrón. El experimento probó la existencia de los neutrinos, pero no apuntaba a medir el flujo total, ya que solo en torno al 3 % de los antineutrinos producidos por un reactor nuclear típico tienen suficiente energía (>1,8 MeV) como para dar lugar a una reacción de decaimiento beta inverso.

Más recientemente, detectores mucho más grandes y sofisticados utilizan el sistema de centelleo, no solo en la observación de neutrinos, sino también para otros objetivos. KamLAND, por ejemplo, usa detección de centelleo para estudiar las oscilaciones de antineutrinos de 53 reactores nucleares japoneses. Borexino es un detector que utiliza el centelleador orgánico líquido (pseudocumeno con difeniloxazolo) con menor concentración de elementos radiactivos de cualquier material en el mundo. Gracias a él, es capaz de detectar y separar las componentes de neutrinos provenientes del Sol (la fuente natural más importante de neutrinos), a través de la dispersión elástica (elastic scattering) de los neutrinos de baja energía contra los electrones deslocalizados en los orbitales de los anillos bencénicos de las moléculas aromáticas de su centelleador, mediada por las interacciones de corriente cargada (CC, mediada por los bosones W±) para los neutrinos electrónicos, y en menor medida por las interacciones de corriente neutra (NC, mediada por el bosón neutro Z0) para el resto de sabores de neutrinos (muónicos y tauónicos):

ν e + e − ⟶ ν e + e − {\displaystyle \nu _{e}+e^{-}\longrightarrow \nu _{e}+e^{-}} (interacción de corriente cargada)

ν x + e − ⟶ ν x + e − {\displaystyle \nu _{x}+e^{-}\longrightarrow \nu _{x}+e^{-}} (interacción de corriente neutra, donde x=e,µ,τ)

Borexino también es sensible a la reacción de decaimiento beta inverso para observar antineutrinos de reactores nucleares de todo el mundo, provenientes del interior de la propia Tierra, o de material radiactivo concentrado cerca del detector, como el generador de antineutrinos para el estudio de las oscilaciones a corta distancia de su programa experimental SOX.

### Detectores basados en procesos radiactivos (radioquímicos)

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Sin embargo, en 1967 Raymond Davis logró dar con un sistema de detección. Observó que el cloro-37 era capaz de absorber un neutrino para convertirse en argón-37 tal y como se muestra en la ecuación siguiente:

37 C l + ν e → 37 A r + e − {\displaystyle {}^{37}\mathrm {Cl} +\nu _{e}\rightarrow {}^{37}\mathrm {Ar} +\mathrm {e} ^{-}\,}

Naturalmente, ésta no era la única reacción entre los neutrinos y la materia ordinaria. Lo que tenía de especial el cloro-37 es que cumplía ciertos requisitos para poderse usar en un futuro detector.

* a) La sección eficaz de la interacción cloro-37 con un neutrino es bastante grande lo que implica una mayor probabilidad de que tal reacción se produzca
* b) El argón-37 es radioactivo por lo que es posible detectar su presencia por sus emisiones
* c) El cloro-37, aunque no es el isótopo del cloro más abundante, es muy fácil de obtener.

Normalmente, el cloro-37 aparece mezclado con otros isótopos. Particularmente con el cloro-35, el más abundante. Además, se puede tener mezclado con otros átomos o moléculas, siempre conociendo su proporción. Para evitar mediciones falsas debidas al argón-37 ya presente en la mezcla, el primer paso fue efectuar un limpiado del producto. Hecho esto, se debía dejar reposar la mezcla de cloro-37 durante unos meses hasta que llegaba a una situación estacionaria. Esto es cuando la cantidad de argón que se desintegra se iguala a la cantidad que se forma. El momento de equilibrio vendrá determinado por el periodo de semidesintegración.

Para proteger al detector del ruido de fondo producido por la radiación cósmica, se enterró el tanque1 de la mezcla clorada en una mina de oro de Dakota del Sur a mucha profundidad. Sin embargo, las primeras observaciones solo dieron cotas superiores, compatibles aún con cero2. Los resultados eran menores a lo esperado y se confundían con el ruido. Tras repetidos aumentos en la sensibilidad de los instrumentos y en la pureza de la mezcla de cloro-37 se logró, por fin, calcular que nos llegaba aproximadamente un tercio del flujo esperado3. Estos resultados no fueron tomados muy en serio en un principio, por lo que se prosiguió experimentando con mezclas mejores pero también más caras basadas en el galio o el boro.

1El tanque contenía 380 000 litros de tetracloroetileno, un líquido empleado frecuentemente en tintorerías.
2La sensibilidad inicial del detector estaba prevista para detectar el flujo esperado de neutrinos solares. Pero al estar este por debajo de la precisión del sistema inicialmente solo se obtuvo una cota superior.
3Se esperaba una media de un neutrino y medio capturado cada día. Pero el resultado fue de solo medio neutrino al día.

### Detectores basados en el efecto Cherenkov

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Las dudas acerca de los métodos utilizados por Davis incentivaron la búsqueda de alternativas para la detección de tan escurridizas partículas. Así surgió una nueva línea de detectores que se basaba en la colisión de neutrinos con electrones contenidos en un medio acuoso.

ν e + e − → e − + ν e {\displaystyle \nu _{e}+e^{-}\rightarrow e^{-}+\nu _{e}\,}

Estos detectores se basan en el hecho de que el neutrino al impactar contra un electrón le transmite parte de su momento confiriéndole a este una velocidad en ocasiones superior a la de la luz en ese mismo medio acuoso. Es en ese momento cuando se produce una emisión de luz característica, conocida como radiación de Cherenkov, que es captada por los fotomultiplicadores que recubren las paredes del recipiente. De manera que cuando el neutrino impacta contra el electrón que orbita el átomo de la materia de interacción, genera un momento de inercia, causando una aceleración instantánea que ante la fricción por colisión provoca un diferencial de potencia instantáneo que produce dicha emisión lumínica momentánea. Como lo que se observa es una transmisión de momento lineal podemos inferir aproximadamente la masa de estos y la dirección de la que proceden, mientras que con el anterior sistema de detección solo podíamos calcular el flujo de neutrinos.

#### Super Kamiokande

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Super Kamiokande es el detector de neutrinos más famoso. Recibe su nombre por la mina japonesa en la que se encuentra Kamioka a 1000 metros de profundidad. Consiste en un cilindro de 39,3 metros de diámetro y 41 metros de alto cuyas paredes están cubiertas por 11 200 multiplicadores para detectar la luz del efecto Cherenkov. Esta lleno de 50 000 toneladas de agua pura que sirven para provocar la interacción con los neutrinos. Lo primero que se hizo fue detectar los neutrinos procedentes de la supernova 1987A. Luego se midió el flujo de los neutrinos solares corroborando los resultados del detector de Davis. Fue con el experimento de la supernova con el que el laboratorio se hizo famoso al poder determinar que la masa del neutrino no era nula llegando a acotar su valor (que no medirlo con exactitud) a partir de la medición del retraso con que llegaron los neutrinos procedentes de la explosión. Si estos hubiesen carecido de masa hubiesen llegado junto a los fotones (la luz de la supernova). Pero lo que les ha dado la fama mundial han sido los experimentos que demuestran la oscilación de los neutrinos y por lo que su director Takaaki Kajita recibió el Premio Nobel de Física 2015 junto al director del Observatorio de Neutrinos de Sudbury en Canadá.

#### Observatorio de Neutrinos de Sudbury

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El Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO) consiste en una esfera de 17.8 metros de diámetro situada a 2100 metros de profundidad en la mina Creighton, en Sudbury, Ontario, Canadá. En vez de agua convencional se usa agua pesada porque ésta tiene más probabilidades de interactuar con los neutrinos, encerrada en una esfera acrílica de 12 metros de diámetro y con una capacidad para 1000 toneladas. Alrededor de este recipiente, hasta rellenar el detector, existe agua normal pura para darle flotación y como escudo antirradiación. Sus resultados también demuestran el fenómeno de la oscilación de los neutrinos por lo que su director Arthur B. McDonald recibió también el Premio Nobel de Física en 2015.

## Anomalía de neutrinos superlumínicos

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Artículo principal: Anomalía de neutrinos superlumínicos

En 2011, el experimento OPERA observó por error que los neutrinos parecían viajar más rápido que la luz. Incluso antes de que se descubriera el error, el resultado fue considerado anómalo porque se cree que velocidades superiores a la de la luz en el vacío violan la relatividad especial, piedra angular de la comprensión moderna de la física durante más de un siglo.

Tras descubrir los errores que podrían haber afectado a la medida de la velocidad, se refutó los resultados. En 2012 se volvieron a hacer experimentos que llegaron a la conclusión de que la velocidad del neutrino era consistente a la de la luz.

## Véase también

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* Antineutrino
* Neutrino electrónico
* Neutrino tauónico
* Neutrino muónico
* Experimento del neutrino
* Lista de partículas
* Anomalía de neutrinos superlumínicos
* Takaaki Kajita

## Referencias

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1. ↑ Los datos de las masas son los recomendados en la revisión del Particle Data Group del año 2010. Nótese que estos valores son «efectivos» para cada sabor, que de por sí no tienen masa definida. Véase Nakamura y otros, 2010.
2. ↑ «Sudbury's Neutrino Detection Methods». hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. Consultado el 9 de febrero de 2019.
3. ↑ Esta cota, que en realidad es para la suma de las masas de los tres neutrinos más ligeros, es la mayor de entre las cotas del Particle Data Group de 2010. Véase Nakamura y otros, 2010.
4. ↑ ¿Neutrinos más rápidos que la luz?
5. ↑ Measurement of the neutrino velocity with the OPERA detector in the CNGS beam
6. ↑ Francisco Villatoro (mayo de 2012). «Francisco Villatoro: «Sherlock Holmes y el fantasma de la ópera»». Revista de Divulgación Científica JoF. Archivado desde el original el 20 de octubre de 2012. Consultado el mayo.

## Bibliografía

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* Neutrino properties. Extraído de Nakamura, K. et al. (2010). JPG 37. 075021. doi:10.1088/0954-3899/37/7A/075021. , review del Particle Data Group en 2010.

## Enlaces externos

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* Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Neutrino.
* Wikcionario tiene definiciones y otra información sobre neutrino.

* Artículos en Wikinoticias: Los neutrinos ponen en jaque la Teoría de la relatividad

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