El fondo cósmico de neutrinos (CνB): las reliquias del primer segundo

Qué es el fondo cósmico de neutrinos

El fondo cósmico de neutrinos es un mar omnipresente de neutrinos y antineutrinos de las tres familias (electrónico, muónico y tauónico) que impregna todo el espacio como remanente del universo primitivo. Es a los neutrinos lo que el fondo cósmico de microondas es a la luz: una fotografía fósil de una época concreta de la historia cósmica, congelada en el momento en que estas partículas dejaron de interactuar apreciablemente con el resto de la materia.

La diferencia crucial es de época. El CMB de fotones procede de la recombinación, unos 380.000 años tras el Big Bang, cuando los electrones y protones se unieron para formar hidrógeno neutro y el universo se volvió transparente a la luz. El CνB es mucho más antiguo: los neutrinos se desacoplaron alrededor de un segundo después del Big Bang. Observar el fondo de neutrinos sería, por tanto, mirar cientos de miles de años más atrás que con cualquier telescopio óptico o de microondas.

Con una densidad estimada en unos 336 neutrinos y antineutrinos por centímetro cúbico repartidos por todo el cosmos, el CνB convierte a estos neutrinos reliquia en las partículas de materia más numerosas del universo, muy por delante de los protones o los electrones. Solo los fotones del CMB, con unos 411 por centímetro cúbico, superan ligeramente su abundancia.

El desacoplamiento: el primer segundo del universo

En los primeros instantes tras el Big Bang, el universo era un plasma denso y caliente en el que neutrinos, electrones, positrones y fotones interactuaban constantemente mediante la fuerza nuclear débil. A temperaturas de unos 10.000 millones de kelvin (energías de alrededor de 1 MeV), esas reacciones débiles mantenían a los neutrinos en equilibrio térmico con el resto del plasma.

A medida que el universo se expandía y enfriaba, la tasa de interacciones débiles cayó por debajo del ritmo de expansión. Alrededor de un segundo después del Big Bang, los neutrinos dejaron de interactuar de forma eficaz y quedaron libres: es lo que se denomina desacoplamiento de los neutrinos. Desde entonces viajan prácticamente sin obstáculos, conservando la distribución térmica que tenían en aquel instante, solo estirada por la expansión cósmica.

Poco después del desacoplamiento ocurrió la aniquilación de electrones y positrones, que transfirió su energía a los fotones pero no a los neutrinos, ya independizados. Por eso el fondo de neutrinos quedó ligeramente más frío que el de fotones. La cosmología predice que sus temperaturas guardan la relación (4/11) elevado a un tercio, un factor cercano a 0,714 que traduce directamente los 2,725 K del CMB en la temperatura del CνB.

Temperatura y densidad hoy: 1,95 K y 336 por cm³

Aplicando esa relación al CMB medido con precisión, la temperatura actual del fondo cósmico de neutrinos resulta ser de aproximadamente 1,95 kelvin, unos dos grados por encima del cero absoluto. Es la predicción térmica más fría y precisa de toda la cosmología.

De esa temperatura se deriva la densidad numérica. Cada especie contribuye con unos 56 neutrinos por centímetro cúbico; sumando neutrinos y antineutrinos de las tres familias se obtiene la cifra de referencia de unos 336 por centímetro cúbico. Dicho de otro modo, en el volumen de una taza de café hay en todo momento cientos de miles de estos neutrinos reliquia, y en el de una persona, millones, sin que lo notemos.

Su energía cinética, en cambio, es minúscula: del orden de fracciones de milielectronvoltio. Como al menos dos de los tres estados de masa de los neutrinos superan ese valor - según sabemos por la oscilación de neutrinos - , hoy la mayoría de los neutrinos reliquia se mueven despacio, ya no a velocidades ultrarrelativistas. Esto los convierte en una pequeña componente de materia oscura caliente que influyó en cómo se agruparon las galaxias.

La evidencia indirecta: nucleosíntesis primordial y Neff

Aunque nadie ha detectado un neutrino reliquia individual, disponemos de evidencia indirecta sólida de que el CνB existe. La primera procede de la nucleosíntesis primordial, la fabricación de los núcleos ligeros (helio-4, deuterio, litio) durante los primeros minutos. La abundancia de estos elementos depende de la velocidad a la que se expandía el universo, y esa velocidad depende a su vez de cuánta radiación había, neutrinos incluidos. Las abundancias observadas solo cuadran si existían tres familias de neutrinos contribuyendo a la densidad de energía.

La segunda evidencia procede del propio fondo cósmico de microondas. Los neutrinos reliquia afectan al ritmo de expansión y dejan una huella sutil en el patrón de anisotropías del CMB. Los cosmólogos cuantifican esa contribución mediante el número efectivo de especies de neutrinos, Neff. El valor predicho por el modelo estándar es de aproximadamente 3,044 - ligeramente por encima de 3 por efectos del desacoplamiento no instantáneo - , y las mediciones del satélite Planck son plenamente compatibles con él.

Este acuerdo entre dos sondas independientes, separadas por cientos de miles de años de historia cósmica, constituye una confirmación robusta de que el mar de neutrinos primordiales está realmente ahí, tal y como predice la teoría del Big Bang caliente.

Por qué es tan difícil detectarlo directamente

El problema de la detección directa es doble. Los neutrinos ya interactúan extraordinariamente poco con la materia - de ahí la enormidad de los detectores modernos, con sus fotomultiplicadores y su radiación de Cherenkov - , y los neutrinos reliquia son, además, los de menor energía imaginable.

Prácticamente todas las técnicas experimentales conocidas necesitan que el neutrino incidente deposite una energía mínima para desencadenar una reacción detectable. Los neutrinos del CνB, con energías cinéticas de fracciones de milielectronvoltio, quedan muy por debajo de cualquier umbral: no producen destellos en un centelleador ni conos de luz Cherenkov. Su detección exige un proceso sin umbral energético.

El candidato más prometedor es la captura de neutrinos sobre núcleos radiactivos inestables, en particular el tritio. En esa reacción, un núcleo de tritio absorbe un neutrino reliquia y emite un electrón con una energía ligerísimamente superior al máximo del espectro de la desintegración beta ordinaria. Detectar ese pequeño exceso separaría la señal del CνB del ruido de fondo.

PTOLEMY: el intento de capturar neutrinos reliquia

El proyecto que persigue esa detección es PTOLEMY (Princeton Tritium Observatory for Light, Early-Universe, Massive-Neutrino Yield). Su idea es depositar tritio sobre una superficie de grafeno y medir con extrema precisión la energía de los electrones emitidos por captura de neutrinos, buscando el punto por encima del extremo del espectro de la desintegración beta del tritio.

El reto técnico es formidable: hay que alcanzar una resolución en energía nunca lograda, controlar la cantidad de tritio y suprimir el fondo de la desintegración beta convencional, mucho más abundante. Por eso PTOLEMY se encuentra todavía en fase de investigación y desarrollo de prototipos, sin una detección confirmada. Aun así, es el planteamiento más concreto que existe para observar directamente el fondo cósmico de neutrinos y, de conseguirlo, abriría una ventana a un segundo después del Big Bang.

El interés va más allá de confirmar la existencia del CνB: la forma exacta de la señal codifica información sobre la masa absoluta de los neutrinos, una de las grandes incógnitas abiertas del modelo estándar de la física de partículas.

Preguntas abiertas y relevancia científica

El fondo cósmico de neutrinos conecta la física de partículas más pequeña con la cosmología a gran escala. Su estudio podría ayudar a fijar la escala absoluta de masa de los neutrinos, a comprobar si existen especies adicionales como el neutrino estéril - que se manifestaría como un exceso en Neff - y a poner a prueba modelos del universo primitivo.

El CνB forma parte de un panorama más amplio de fuentes de neutrinos que va desde los neutrinos solares y los neutrinos de reactor hasta los neutrinos de supernova, todos ellos catalogados dentro del mapa general de fuentes de neutrinos. Frente a ellos, los reliquia destacan por su antigüedad y su carácter fósil.

Que las tres familias de neutrinos contribuyan al balance energético del cosmos también entronca con preguntas sobre la materia oscura y sobre la asimetría entre materia y antimateria, aunque los neutrinos reliquia por sí solos no bastan para explicar ninguna de las dos.

Un mar de neutrinos que nos atraviesa: la nota tecnológica

El fondo cósmico de neutrinos ilustra un hecho general: vivimos inmersos en flujos permanentes de partículas y radiación ambiental que nos atraviesan sin cesar. Es en ese marco - el aprovechamiento de flujos ambientales - donde se sitúa la investigación en captación de energía ambiental del Neutrino Energy Group.

Conviene una precisión honesta y necesaria: los neutrinos reliquia del CνB, con energías cinéticas de fracciones de milielectronvoltio y una interacción bajísima con la materia, no son en absoluto una fuente de energía aprovechable, ni el objetivo de esa línea de investigación. El concepto de neutrinovoltaica que estudia el grupo explora la conversión de flujos ambientales de mayor energía - principalmente radiación cósmica y térmica y campos electromagnéticos - mediante materiales de grafeno y silicio, y se encuentra en fase de investigación, sin producto comercial ni resultado demostrado. El CνB entra aquí solo como contexto científico: prueba de que el cosmos está lleno de flujos invisibles, no como combustible.