Desde hace 75 años, los físicos saben que la energía de las estrellas es generada en su núcleo a través de una cadena de reacciones nucleares que convierten hidrógeno en helio, proceso conocido como nucleosíntesis estelar. Sin embargo, las partículas denominadas neutrinos pp, uno de los subproductos principales de la reacción que inicia esa cadena, no habían podido ser detectadas hasta ahora.
En 1939, el alemán Hans Bethe logró explicar teóricamente el proceso que inicia las reacciones nucleares en cadena en el núcleo de una estrella del tamaño del Sol, basándose en una idea propuesta por el británico Arthur Eddington en la década de 1920. Se trata de la fusión de dos núcleos atómicos de hidrógeno -es decir, dos protones-, que se combinan formando un átomo de deuterio. Como subproductos, esa reacción emite un positrón y un neutrino de baja energía.
Al tratarse de antimateria, los positrones generados por este proceso se aniquilan inmediatamente al colisionar con un electrón. En cambio, todos los neutrinos tienen una masa cercana a cero y no poseen carga eléctrica, por lo cual prácticamente no interactúan con la materia ordinaria. Esto hace que los neutrinos sean extremadamente difíciles de detectar; de hecho, billones de estas partículas, emitidas en su inmensa mayoría por el Sol, atraviesan nuestros cuerpos -y la totalidad del planeta- cada segundo, sin alterar su curso en lo más mínimo.
Sin embargo, esa es también una de las razones principales por las que su estudio resulta fundamental. Si bien la luz solar tarda unos ocho minutos en llegar a la Tierra, la energía generada en el núcleo del Sol en forma de fotones interactúa fuertemente con la materia solar, por lo cual tarda decenas de miles de años en llegar hasta la superficie, donde es irradiada en forma de luz. Los neutrinos, entonces, resultan la única forma de estudiar los procesos de fusión que ocurren en el núcleo del Sol prácticamente en tiempo real.
En particular, los neutrinos pp (protón-protón) constituyen casi la totalidad del flujo de neutrinos generados por el Sol, superando en una relación de 400 a 1 el número de neutrinos emitidos por una reacción alternativa, denominada pep (protón-electrón-protón). Sin embargo, hasta el momento, no había sido posible detectarlos en laboratorios terrestres. Los neutrinos pp, a pesar de ser mucho más numerosos que los de tipo pep, son particularmente difíciles de detectar, ya que su nivel de energía es menor al de los demás neutrinos.
El experimento internacional Borexino, ubicado a unos 1.400 metros de profundidad bajo la roca de la montaña Gran Sasso, en Italia, ha intentado detectar los esquivos neutrinos pp durante los últimos siete años. Para esto, los científicos del proyecto construyeron un tanque de 18 metros de diámetro, encargado de proteger al detector de cualquier radiación que pueda llegar hasta esa profundidad, rodeándolo con 2.400 toneladas de agua. En su interior se encuentra una esfera de acero inoxidable de casi 14 metros de diámetro, que contiene 700 toneladas de 1,2,4-trimetilbenceno. Se trata de un hidrocarburo líquido que actúa como centellador, es decir, produce flashes de luz cuando es atravesado por radiación ionizante, como la provocada por la interacción de un neutrino con la materia normal. A su vez, esta esfera contiene otras dos esferas concéntricas de nylon transparente que actúan como separadores, permitiendo que la más pequeña, de 8,5 metros de diámetro, aísle 300 toneladas de 1,2,4-trimetilbenceno de la más alta pureza. Más de 2.200 tubos fotomultiplicadores colocados a su alrededor monitorean esos flashes, permitiendo la detección e identificación de neutrinos individuales.
Recientemente, los investigadores del experimento Borexino lograron confirmar la detección de un promedio de 90 neutrinos pp atravesando el tanque por día. Según los cálculos de los científicos, esto significa que el Sol produce neutrinos suficientes para que unos 66.000 millones de esas partículas atraviesen cada centímetro cuadrado de la Tierra a cada segundo. Además, demostraron que alrededor del 99% de la energía generada por el Sol, unos 3,84 x 1033 ergios por segundo, proviene del proceso de fusión protón-protón. Estos números concuerdan con las predicciones del modelo solar estándar, que describe los mecanismos de producción y transporte de energía en el interior del Sol.
Fuentes consultadas: Nature | Borexino
Acerca del autor
