Neutrinos solares

Los neutrinos solares nacen en la fusión nuclear del interior del Sol. Son con mucho los neutrinos más numerosos que nos alcanzan — y el único mensajero que llega hasta nosotros directamente desde el núcleo solar.

Alrededor de 65 mil millones de ellos atraviesan cada segundo un centímetro cuadrado de su piel.

Por qué son la única mirada directa

La luz del Sol procede de su superficie. La energía que transporta fue generada en el núcleo — pero necesitó decenas de miles de años para el camino hacia fuera, porque fue absorbida y vuelta a emitir incontables veces.

Lo que vemos en el cielo es, pues, un informe muy antiguo. Sobre el estado del núcleo de hoy no dice nada.

Los neutrinos abandonan el núcleo sin obstáculo y están aquí en algo más de ocho minutos. Quien los cuenta ve al Sol arder en este mismo instante.

Las dos vías de la fusión

Hans Bethe describió en 1939 dos vías por las que las estrellas fusionan hidrógeno en helio.

La cadena protón-protón aporta en el Sol alrededor del 99 por ciento de la energía. Cuatro protones se convierten, a través de varios pasos intermedios, en un núcleo de helio; en el proceso nacen positrones y neutrinos.

El ciclo CNO contribuye en el Sol con aproximadamente un uno por ciento. El carbono, el nitrógeno y el oxígeno actúan como catalizadores que no se consumen. En estrellas más pesadas predomina esta vía.

Un espectro de muchas fuentes

La cadena tiene varias ramificaciones, y cada una aporta neutrinos con energía y frecuencia propias:

Este reparto es la clave de la historia del problema de los neutrinos solares. Pues cada detector ve solo una parte de él.

El experimento Homestake, con su umbral de 814 keV, captaba únicamente los raros neutrinos de boro-8 — menos de una centésima de por mil de todos los neutrinos solares. GALLEX y SAGE bajaron con galio hasta 233 keV y vieron por primera vez la reacción principal.

Por qué la dependencia con la energía lo decidió todo

Justamente este escalonamiento hizo posible el hallazgo decisivo.

Homestake encontró alrededor de un tercio de la tasa esperada. Los experimentos de galio encontraron aproximadamente un 60 por ciento. Eso no es una contradicción, sino un patrón: el déficit depende de la energía.

Un error en el modelo solar difícilmente habría actuado así. Una conversión por el camino, en cambio, sí — y precisamente de esta forma, como explica el efecto MSW.

La medición completa

Dos instalaciones cerraron finalmente el cuadro.

El Sudbury Neutrino Observatory mostró en 2002 que la suma de las tres especies de neutrinos corresponde exactamente a la predicción de John Bahcall.

Borexino midió a continuación las distintas fuentes una tras otra: el berilio-7 en 2007, el pep en 2012, los neutrinos pp en 2014 y por último, en 2020, el ciclo CNO — aquella vía que Bethe había descrito ochenta años antes y que hasta entonces nadie había visto.

Con ello el Sol es hoy la estrella medida con mayor precisión, y además desde dentro.

Qué se aprende de ahí sobre el Sol

Las tasas de neutrinos dependen de manera sensible de la temperatura del núcleo — en el boro-8, por ejemplo, con la decimoctava potencia. Una medición de la tasa es por ello un termómetro muy exacto para el interior solar.

De la relación entre neutrinos del CNO y neutrinos pp se puede deducir además el contenido de elementos más pesados en el núcleo solar — una cuestión que en la astrofísica lleva años abierta, porque distintos métodos arrojan valores diferentes.

Términos relacionados

• Problema de los neutrinos solares — el enigma
• Efecto MSW — la explicación
• Borexino — la medición más precisa
• Hans Bethe y John Bahcall

Fuentes

• J. N. Bahcall, A. M. Serenelli, S. Basu: New Solar Opacities, Abundances, Helioseismology, and Neutrino Fluxes, The Astrophysical Journal 621, L85 (2005).
• Colaboración Borexino: Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun, Nature 587, 577 (2020).