Searching for sub eV-scale Neutrino masses using supernova neutrinos. (2006)
Experimentos en oscilaciones de neutrinos han establecido sobre bases solidas la existencia de masas no nulas para estas partículas [1,2,3]. Sin embargo, este tipo de experimento pueden medir solamente las diferencias entre los valores elevados al cuadrado de las diferentes masas neutrínicas, dejando como una pregunta abierta cuáles son sus masas absolutas. Por esta razón, un asunto de importancia central en la física de partículas actual es el de encontrar métodos experimentales capaces de explorar las masas de neutrinos en el rango de alrededor o menos de 1 eV, con la esperanza de medir los valores de dichas masas, o al menos de mejorar los límites existentes. Este objetivo es perseguido por medio de un importante numero de aproximaciones diferentes [4], que van desde experimentos de laboratorio extremadamente sensibles [5] hasta técnicas completamente diferentes que hacen uso de combinaciones de datos cosmológicos de diferentes fuentes [6]. En este trabajo queremos proponer un método que se basa en la búsqueda del posible retraso en el tiempo de vuelo de neutrinos emitidos por supernovas (SN) desde su punto de emisión (el núcleo colapsado de una estrella masiva) hasta la Tierra. La aproximación mas utilizada para determinar la masa de neutrinos con este método se basa en la identificación de `marcadores' temporales en el fenómeno de la explosión (por ejemplo el retraso con respecto a la llegada de ondas gravitacionales producidas en el colapso [7], una dispersión anómala del abrupto aumento del flujo de neutrinos predicha generalmente por modelos de supernovas [8], la interrupción abrupta de la señal de neutrinos debido a la formación de un agujero negro [9], etc... ). En todos estos métodos el tiempo de llegada de un número limitado de neutrinos cerca al `marcador' temporal es usado. Típicamente, la sensibilidad de estos métodos se mantiene arriba de mn~1 eV. Cabe anotar, sin embargo, que con los detectores en operación en el presente, la señal de neutrinos desde una supernova galáctica contendría una estadística muy grande, hasta algunos miles de eventos, y en principio cada uno de los neutrinos detectados lleva una piez aútil de información. Nuestro propósito es desarrollar una aproximación nueva al problema, en la cual la estadística completa de la señal es utilizada. Abajo ofrecemos una descripción corta de la técnica sugerida por nosotros. Dejando a un lado la posible información relacionada con la dirección de llegada, cada evento asociado a un neutrino puede ser etiquetado por su tiempo de llegada ti y por su energía medida Ei. En cada instante, la características globales del espectro de energía de los neutrinos pueden ser descritas por medio de una distribución de Fermi-Dirac (FD) F_FD[E;T(t),eta(t),...] donde T(t) es la temperatura espectral que varía con el tiempo, y los efectos de distorsiones no térmica, que se espera estén presentes, pueden ser tenidos en cuenta por medio de parámetros adicionales. Aquí nosotros solo consideraremos el llamado 'pinching factor' eta(t) que entra en la distribución de FD de manera análoga a como lo hace un potencial químico. El flujo de neutrinos F(t) es también una función del tiempo. Aunque la dependencia precisa de este flujo es desconocida se espera que un rápido aumento exponencial, con una escala de tiempo de unas decenas de milisegundos, sea seguido por una caída con una ley de potencia y una escala de tiempo de algunos segundos. Por supuesto si el flujo de neutrinos y el espectro en la fuente fueran conocidos en forma precisa, una comparación con la señal medida en el detector podría revelar con una sensibilidad muy alta las posibles distorsiones inducidas por la masa debidas al retraso en el tiempo de llegada de los neutrinos de mas baja energía. Para una estadística de ~ 8,000 neutrinos, una distancia a la SN L~10 Kpc hemos verificado que esta sensibilidad esta bien por debajo de 1 eV.