El detector Super-Kamiokande o SK es un tanque cilíndrico de 39,3 m de diámetro por 41,4 m de alto lleno con 50.000 metros cúbicos de agua ultrapura. Está situado a 1.000 m bajo tierra en la mina Kamioka de la ciudad de Hida, en Japón, y registra interacciones de neutrinos –las partículas más esquivas del universo– en el agua usando 13.000 sensores ópticos.

El detector ya se ha utilizado para estudiar la naturaleza de los neutrinos atmosféricos, solares y artificiales, en particular el fenómeno de oscilación de neutrinos, reconocido con el Premio Nobel de Física 2015.

La adición de gadolinio al agua ultrapura del detector Super-Kamiokande abre la posibilidad de descubrir el mar de ‘neutrinos reliquia de supernova’ producido por estas explosiones estelares desde el comienzo del universo

Ahora el experimento ha entrado en un nuevo período de observaciones tras completarse entre julio y agosto la primera fase de introducción de gadolinio (Gd), un elemento que forma parte de las denominadas tierras raras.

En concreto, se han añadido 13 toneladas de sulfato de gadolinio octohidrato [Gd₂(SO₄)₃ · 8H₂O], un avance que supone la culminación de casi 10 años de un intenso programa de I+D en el que han participado investigadores de la Universidad Autónoma de Madrid y el Laboratorio Subterráneo de Canfranc.

La adición de gadolinio en una determinada proporción abre a Super-Kamiokande la posibilidad de descubrir el mar de neutrinos conocido como ‘neutrinos reliquia de supernova’ producido por explosiones de supernovas que han ocurrido desde el comienzo del universo.

Además, este elemento mejora la capacidad de SK para observar el estallido de neutrinos de cualquier supernova que ocurra en nuestra galaxia y aumenta significativamente su sensibilidad a otros procesos fundamentales como la discriminación entre neutrinos y antineutrinos atmosféricos y la observación de neutrinos artificiales.

Neutrinos de explosiones de supernova

Las explosiones de supernovas ocurren en aquellas estrellas con una masa mayor que 8 veces la del sol, al alcanzar el final de su vida. Se encuentran entre los fenómenos más energéticos del universo. La energía liberada durante los primeros 10 segundos de la explosión equivale a 300 veces la energía total liberada por el sol durante toda su vida útil de 10 mil millones de años.

Aproximadamente el 99% de la energía se emite en forma de neutrinos y el 1% restante se gasta en energía que rompe la estrella. La luz producida en la explosión representa solo el 0,01% de la energía total. En consecuencia, los neutrinos transportan mucha más información que la luz sobre la naturaleza de estas explosiones.

Formación de neutrinos reliquia de supernova. / SK/UAM

Hasta la fecha, neutrinos de supernovas solo se han observado una vez, tras la explosión SN1987A en la Gran Nube de Magallanes. El predecesor de Super-Kamiokande, el experimento Kamiokande, detectó 11 eventos de neutrinos en ese momento.

Aunque el número de eventos observados fue pequeño, fueron suficientes para demostrar que la energía total estimada y la duración (aproximadamente 10 segundos) son consistentes con el mecanismo teórico básico de las explosiones de supernovas.

Las supernovas son un laboratorio ideal para verificar las leyes básicas de la física ya que su mecanismo convoluciona el comportamiento de la materia a densidades ultraaltas con la relatividad general; por eso se necesitan muchos más datos de estos neutrinos

Las supernovas son un laboratorio ideal para verificar las leyes básicas de la física ya que su mecanismo convoluciona (con relaciones matemáticas) el comportamiento de la materia a densidades ultraaltas con la relatividad general. Por esta razón, se necesitan muchos más datos de estos neutrinos.

El volumen de Super-Kamiokande es aproximadamente 15 veces mayor que el de Kamiokande y, en consecuencia, SK espera observar un número mucho mayor eventos de neutrinos (aproximadamente 8.000) de una supernova galáctica. Tal observación contribuiría significativamente a dilucidar el mecanismo de explosión.

Sin embargo, las explosiones de supernovas en nuestra galaxia solo ocurren cada 30 – 50 años, de forma aleatoria, por lo que quizás solo se puedan observar una o dos (o ninguna) mientras SK está funcionando. Por tanto, para obtener más información sobre las explosiones de supernovas, es importante estudiar las que se producen en galaxias alejadas de la Vía Láctea.

Búsqueda de neutrinos reliquia de supernova

Hay cientos de miles de millones de galaxias en el universo y se estima del orden de una supernova cada segundo ocurriendo en algún lugar del universo. Dado que los neutrinos son emitidos en todas esas explosiones, estos se difunden y se acumulan en el universo. Estos neutrinos reliquia de supernova (SRN, por sus siglas en inglés) también son conocidos como fondo difuso de neutrinos de supernova.

De acuerdo con cálculos teóricos, habría miles de neutrinos pasando por un área del tamaño de una mano humana cada segundo, lo que supone varias interacciones de neutrinos en el tanque SK cada año

De acuerdo con cálculos teóricos, habría miles de neutrinos pasando por un área del tamaño de una mano humana cada segundo, lo que supone varias interacciones de neutrinos en el tanque SK cada año. Aunque estas interacciones han estado ocurriendo dentro del detector desde que comenzaron sus observaciones, eran indistinguibles del ruido y hasta ahora no se pudieron identificar.

En las supernovas se producen todos los tipos de neutrinos (tipo electrónico, tipo muón, tipo tau y sus antipartículas). Los antineutrinos-electrónicos son los más reactivos con el agua del detector SK, interaccionando con un protón (los núcleos del hidrógeno en el H₂O) y produciendo un positrón y un neutrón.

Interacción antineutrino electrónico y señales esperadas en el tanque cargado con gadolinio. / SK/UAM

Hasta ahora, SK ha buscado SRN utilizando sólo la información de los positrones, ya que los neutrones no se podían detectar fácilmente. Como resultado, la sensibilidad de búsqueda ha estado limitada por decenas de miles de interacciones de rayos cósmicos y neutrinos solares que producen una señal similar que tapa los pocos eventos SRN esperados cada año.

Mejora de medida por el gadolinio

Pero el gadolinio tiene la mayor afinidad para captura de neutrones entre todos los elementos de la naturaleza, con la particularidad de una emisión de rayos gamma de energía significativa en el proceso de absorción. Con su adición al agua del tanque, los neutrones generados en las interacciones de anti-neutrinos SRN son capturados por núcleos de Gd, produciendo así rayos gamma observables.

Esta interacción crea así una señal característica: primero, la luz Cherenkov emitida por el positrón dentro del tanque y luego, una fracción de milisegundo después, la luz Cherenkov de los rayos gamma producidos dentro de unos 50 cm del mismo lugar.

La medida del espectro de energía de los neutrinos reliquia de supernova permitirá estudiar la ocurrencia de estas explosiones estelares a lo largo de la historia del universo

Dado que las otras interacciones rara vez producen este tipo de señal, es posible aislar los eventos SRN. Esta es la razón por la que se agrega gadolinio al Super-Kamiokande. Para una concentración de 0,01 %, el Gd capturará el 50 % de los neutrones , pero este número pasa a ser 90 % con una concentración de 0,1 %.

El descubrimiento de los neutrinos reliquia de supernova permitirá el estudio de las características generales de las explosiones de supernovas porque los neutrinos de un gran número de ellas contribuyen al SRN que llega ahora a este enorme detector. Además, la medida del espectro de energía del SRN permitirá estudiar la ocurrencia de supernovas a lo largo de la historia del universo.

Supernovas y agujeros negros

Por otro lado, en algunas supernovas, al colapsar el núcleo de la estrella masiva debido a la gravedad se puede formar un agujero negro, lo que impide que se emita luz. Sin embargo, incluso en esta situación se espera la emisión de una gran cantidad de neutrinos.

Por lo tanto, comparar la intensidad de la señal SRN observada con la frecuencia de las supernovas observadas ópticamente proporciona información sobre la velocidad a la que se crean estos agujeros negros, lo que también aumentará nuestra comprensión del universo.

Finalmente, se cree que muchos de los elementos pesados que nos rodean se crearon durante reacciones de fusión dentro de estrellas masivas, durante explosiones de supernovas y durante la fusión de estrellas de neutrones (cuerpos celestes de alta densidad formados después de algunas explosiones de supernovas). Por tanto, estudiar y profundizar en las explosiones de supernova también permitirá avanzar en este campo.