NEUTRINOS

 

Un posible pulso de antineutrinos de origen extraterrestre*

 

Possible antineutrino pulse of extraterrestrial origin

 

 

K. Lande, G. Bozoki, W. Frati, & C. K. Lee
Department of Physics. University of Pennsylvania. Philadelphia, Pennsylvania 19174

E. FENYVES
Physics Department. University of Texas at Dallas. PO Box 30365, Dallas, Texas 75230

O. SAAVEDRA
Laboratorio di Cosmo-Geofisica. University of Torino, 10125 Torino, Italy

 

 

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Se reporta un evento inusual observado durante nuestra busqueda de explosiones (burst) de an-tineutrinos electronicos de origen extraterrestre (Fenyves et al. 1973). Nuestro experimento utiliza un sistema de detectores de explosiones de adyacente al Brookhaven Solar Neutrino Observatory (Davis et al. 1968) a una profundidad de 4400 metros equivalentes de agua (m.e.a.) en la Homestake Gold Mine en Lead, South Dakota. En ese sistema hemos colocado una cantidad de detectores Cerenkov con agua de gran tamano (Fig1) diseñados para detectar las interacciones de los mediante la radiacion Cerenkov de los positrones que resultan de las reacciones (Bozoki et al. 1973).

Cada uno de los detectores Cerenkov es un cilindro de 2 m³, de 1.78 m de largo por 1.22 m, lleno de agua desionizada, que contiene Amino-G como de-splazador de longitud de onda, y observado por ocho fotomultiplicadores de 12.5 cm de diametro. El circuito asociado a cada contador por mayoría de coincidencias logicas da un pulso de la señal de salida cada vez que cinco o mas de los ocho fotomultiplicadores de ese detector dan una senal de coincidencia. La ocurrencia de cualquier pulso de gran amplitud de cualquiera de los detectores, o de pulsos de dos o mas detectores en un intervalo de 0.1 s inicia la grabacion en cinta magnética de la distribución de los pulsos para cada contador, de la suma de la amplitud de los pulsos y el patron de la misma en cada contador incluido en la coincidencia. La diferencia de tiempos entre pulsos en un evento se mide con un oscilador de 20 MHz que da una resolucion temporal de 50 ns.

El 4 de enero de 1974, a las 17h 16m 48s GMT observamos un evento con un total de 24 pulsos en un lapso de 3 ms en seis de los detectores. Estos pulsos ocurrieron en cuatro grupos, cada uno de aproximadamente 1 s de ancho. Entre el primer y segundo grupo hubo 640 s, entre el segundo y el tercero 928 s y entre el tercer y cuarto grupo 968 s. El primer grupo consistía de nueve pulsos, distribuidos sobre seis contadores; el segundo grupo incluyo seis pulsos, y el tercero, ocho pulsos. Esos tres grupos utilizaron 23 de los 24 canales disponibles dejando solamente un canal de lectura para el ultimo pulso. A partir del umbral de nuestro detector y la altura del pulso, estimamos que la energía de las partículas incluidas en esos pulsos es de 20 MeV E MeV. Estas alturas de pulso indican que las partículas cargadas causantes de estos pulsos tenían rangos considerablemente menores a la mitad del diametro de nuestros contadores de manera que raramente podrían haber atravesado nuestros contadores.

Como nuestros canales de lectura estaban completamente llenos por las explosiones (bursts) registrados, no sabemos si hubieron pulsos subsecuentes. Solo sabemos que después de 0.8 s desde el primer pulso, cuando la transferencia de la cinta se completó , no habían mas cuentas; por lo que la duración del pulso fue menor a ese lapso.

La figura 2 muestra la distribucion temporal de las explosiones (bursts) observadas, y la figura 3 muestra la distribucion de pulsos dentro de cada una de las explosiones (bursts). Los detalles de las explosiones (burst) estan en la Tabla 1.

Hemos considerado y eliminado la posibilidad que este evento se deba a: un efecto de la instrumentacion electrónica, o a una versión rara del conocido fenomeno de una física "local". La evidencia utilizada para descartar la primera posibilidad esta en el hecho que inclusive durante el mismo evento y en los registros de otras cintas tomados durante las horas precedentes y posteriores al evento. Un registro normal que contiene un pulso ocurre 30 s despues del evento y otro 9 s antes del mismo.

Observamos alrededor de 300 coincidencias dobles, y alrededor de 4 coincidencias triples en cada día con nuestra resolucion temporal de 0.1 s. Estas tasas estan de acuerdo con una predicción accidental basada en las tasas "individuales". A partir de esas tasas esperaríamos una coincidencia fortuita de 24 detectores dentro de 0.1 10^-40 veces por segundo. Una correlacion dentro de 3 ms reduce considerablemente esa tasa.

Se puede obtener una tasa mas alta si se consideran tres muones provenientes de angulos más grandes que atraviesan los instrumentos dentro de los mismos 3 ms. Hemos observado que cada día, cerca de 7.5 muones de traza vertical que atraviesan cada detector y vemos un muon desde un ángulo grande a traves de dos detectores una vez cada dos días. A partir de estas cantidades, podemos predecir que un muon pasando por todos los detectores podría ocurrir alrededor de una vez por ano; y que el paso de tres muones dentro de la ventana de 3 ms 10^-30 veces por segundo. Por supuesto, este mecanismo no toma en cuenta la estructura de pulsos multiples de las explosiones, ni las alturas pequenas asociadas a nuestros pulsos.

Los chubascos extensos de rayos cosmicos tienen una dispersion en el tiempo de arribo de cerca de 150 ns (Armitage et al. 1973). Esta dispersion es consistente con la distribucion temporal de pulsos dentro de una de las explosiones detectadas. Hemos observado alrededor de un chubasco de rayos cosmicos por semana en nuestro equipo, pero muy pocos llegan a mas de un detector. Durante tres meses de observacion encontramos tan sólo un chubasco que incluya tres detectores y ninguno que abarque una mayor cantidad de detectores. Claramente, la frecuencia de chubascos que afecten a todos nuestros detectores es 10^-7 s^-1 por lo que la probabilidad de tener un chubasco de esos dentro de la ventana de 3 ms es 10^-26 s^-1. Este proceso tampoco concuerda con las pequenas alturas de los pulsos observados.

Hemos considerado varias otras posibles correlaciones, incluyendo aquellas que consideran la radioactividad local, y encontramos probabilidades así de bajas. Por tanto, eso nos lleva a considerar las 24 cuentas como correlacionadas entre sí y probablemente causada por interacciones de . Al utilizar 24 cuentas en 12 m³ de agua, obtenemos un límite inferior para el flujo de a de 1.5 x 10¹¹ (50 MeV/E_v )² /cm², o de 1.2 x 10⁷ erg cm^-2 para anti neutrinos de 50 MeV.

No se cuenta con ninguna otra informacion experimental adicional. Sin embargo, podemos especular sobre posibles fuentes, como el colapso gravitacional de las estrellas. Para una fuente de ese tipo, cercana al centro galactico (d3x 10²² cm) encontramos un flujo en la fuente de 1.4x10⁵³ erg (para = 50 MeV), que es consistente con la prediccion de Zel'dovich y Guseinov (Zel'dovich & Guseinov 1965) para la energía de emisión de los neutrinos de una estrella que colapsa. Varios autores (May & White 1966; Colgate 1971; Hoyle & Narliker 1968; Cooke & Cohen 1968; Misner et al. 1973) han senalado que es probable que una estrella que este colapsando "rebote" una cantidad de veces con un periodo cercano a 1 ms. La estrechez de los pulsos de la radiacion emitida puede ser una consecuencia que la estrella que colapsa emite principalmente antineutrinos durante el periodo cuya densidad es maxima, en el mínimo del rebote.

Si suponemos que la distribucion de la energía de los tiene un ancho comparable con la , entonces del ancho de los pulsos estrechos, podemos extractar un límite superior para la masa de los de 10^-2eV/c².

 

AGRADECIMIENTOS

Agradecemos al Dr. Raymond Davis Jr. Y a su grupo, junto a la Homestake Mining Company por el uso de sus instalaciones. La Sra. Lila Shapiro nos dio ayuda en la programación y los Srs. Lauren Tay-lor y James Cook disenaron nuestra electrónica. Este trabajo fue parcialmente financiado por la Comision de Energía Atomica de los Estados Unidos.

 

NOTA

* Traduccion autorizada de "Possible antineutrino pulse of ex-traterrestrial origin", K. Lande et al., Nature 251 (1974) 485.

 

REFERENCIAS

Armitage M. L., Blake P. R. & Nash W. R (1973), Proc. 13th Int. Cosmic Ray Conf. IV, 2545         [ Links ]

Bozoki G., Frati W., Lande K., Lee C. K. & Fenyves E. (1973), Proc. 13th Int. Cosmic Ray Conf. III, 1994         [ Links ]

Colgate S. A. (1971), Astrophys. J. 163, 221         [ Links ]

Cooke W. J. & Cohen J. M. (1968), Nature 219, 1009         [ Links ]

Davis R. jun., Harmer D. S. & Hoffman K. C. (1968), Phys. Rev. Lett. 20, 1205        [ Links ]

Fenyves E., Lande K., Bozoki G., Frati W. & Lee C. K. (1973), Ann. NYAcad. Sci. 224, 333        [ Links ]

Hoyle F. & Narliker J. (1968), Nature 218, 123         [ Links ]

May M. M. & White R. H. (1966), Phys. Rev. 141, 1232         [ Links ]

Misner C. W., Thorne K. S. & Wheeler J. A. (1973), Gravitation Chapter 36 (Freeman, New York)         [ Links ]

Zel'dovich Ya B. & Guseinov O. Kh. (1965), Soviet Phys. JETP Lett. 1, 109        [ Links ]