UN LEVE INDICIO DE LOS NEUTRINOS QUE DEJARON TODAS LAS SUPERNOVAS PASADAS

Varias veces por segundo, en algún lugar del universo observable, colapsa el núcleo de una estrella. Se espera que cada colapso libere una cantidad enorme de energía, alrededor de 10⁵³ ergios (10⁴⁶ julios), de los que cerca del 99 % se los llevan los neutrinos, partículas casi sin masa que atraviesan casi toda la materia. Sin embargo, las ráfagas de neutrinos de supernovas cercanas solo llegan unas pocas veces por siglo. Desde los 24 neutrinos captados de la supernova SN 1987A, volver a captar neutrinos de supernova ha sido un objetivo central de la astronomía de neutrinos.

La suma de todos los colapsos desde que empezaron a formarse estrellas

Hay otra vía. Si se suman los neutrinos de todos los colapsos de núcleos desde que comenzó la formación de estrellas, se obtiene el fondo difuso de neutrinos de supernova (DSNB, por sus siglas en inglés): un flujo constante que llega por igual desde todas las direcciones. Su espectro —cuántos neutrinos hay a cada energía— diría algo sobre cómo colapsan las estrellas, qué fracción de los colapsos forma agujeros negros y cómo evolucionó la química de las galaxias.

Existen muchas predicciones. Se han realizado búsquedas en detectores de agua y de centelleador líquido, pero hasta ahora ninguna había encontrado un exceso significativo, y esta, como se verá más abajo, sigue siendo solo un indicio.

Un destello y luego un neutrón

Un colapso emite todos los tipos de neutrinos. La mayoría de las búsquedas, incluida esta, apuntan a uno de ellos, el antineutrino electrónico (ν̄e), mediante una reacción sobre un protón:

ν̄e + p → e⁺ + n

El protón se convierte en un positrón (e⁺, un electrón con carga positiva) y un neutrón. En el intervalo de energía que importa aquí, aproximadamente de 10 a 30 MeV (millones de electronvoltios), esta reacción es unas cien veces más probable que el rebote de un neutrino contra un electrón.

Super-Kamiokande (SK) es un tanque gigante de agua vigilado por sensores de luz, situado en la mina de Kamioka, en Gifu (Japón); el análisis utiliza 22,5 kilotoneladas de su agua. Una partícula cargada rápida que atraviesa el agua emite un tenue cono de luz, llamado luz Cherenkov: la del positrón la registran tubos fotomultiplicadores (los sensores de luz). El neutrón es capturado un poco más tarde por un núcleo atómico, que libera un segundo destello, más débil: tras unos 200 microsegundos en agua pura, y unos 60 cuando se disuelve en ella gadolinio, al 0,033 %, un metal que captura neutrones con mucha más facilidad. Ver el destello y después la captura —el «etiquetado de neutrones»— es importante, porque la señal esperada es de solo unos pocos eventos al año.

5.003 días en seis fases

Los datos van de octubre de 2008 a marzo de 2026: 5.003,0 días de registro, en seis fases. Las dos primeras usaron agua pura. Después se disolvió en ella sulfato de gadolinio: 13 toneladas y luego 26,1 toneladas más, lo que elevó la proporción de neutrones capturados por el gadolinio del 50 % al 75 %. La proporción de neutrones etiquetados aumentó con ella: 10–30 % en agua pura, 60–70 % con la concentración más alta. En octubre de 2023, una avería de las bobinas que anulan el campo magnético terrestre alrededor del detector redujo la señal de algunos sensores durante 191,8 días, hasta su reparación.

Eventos candidatos acumulándose a lo largo de las seis fases: total (azul), con exactamente un neutrón etiquetado (rojo) o no (verde); la línea roja se empina tras las cargas de gadolinio. — Figura 4, Abe et al. (2026), arXiv:2610.35619.

Impostores un millón de veces más frecuentes

Los muones de los rayos cósmicos (primos más pesados del electrón, producidos cuando los rayos cósmicos chocan con la alta atmósfera) rompen núcleos de oxígeno del agua en isótopos radiactivos cuyas desintegraciones superan a la señal esperada hasta en un millón a uno por debajo de unos 20 MeV. La mayoría no emite ningún neutrón, así que exigir uno los elimina. El litio-9 es la excepción: se desintegra en un electrón y un neutrón, una copia perfecta de la señal (periodo de semidesintegración: 0,178 segundos).

Los neutrinos atmosféricos son la otra trampa. Algunos arrancan un neutrón de un núcleo y liberan rayos gamma, imitando el par destello-neutrón. Otros crean un muon, que en microsegundos se desintegra en un electrón; con un neutrón, ese par también imita la señal. El nuevo análisis añade:

• un filtro de aprendizaje automático para estos impostores de rayos gamma, que conserva el 89 % de la señal real en lugar del 79 % y reduce a la mitad los impostores restantes, del 10 % al 5 %;
• una forma de distinguir el electrón de desintegración de un muon de una captura por gadolinio, en lugar de descartar eventos, lo que antes costaba alrededor del 10 % de la señal;
• incertidumbres más ajustadas: 45 % en lugar de 70 % en la tasa de estos eventos atmosféricos, 30 % en lugar de 50 % en el litio-9 restante.

Una decisión va en sentido contrario. En los años de agua pura, entre los eventos sin exactamente un neutrón etiquetado, el ajuste encontró una contribución adicional a energías medidas entre 15,5 y 21,5 MeV, aproximadamente tan grande como la señal de supernova esperada en esa zona; lo más probable, según los autores, son restos de rayos cósmicos que su modelo no recoge. Elevaron el umbral para esos eventos a 21,5 MeV en todas las fases y lo bajaron de 15,5 a 11,5 MeV para los eventos con exactamente un neutrón etiquetado. En conjunto, los dos cambios cuestan un 13,9 % de la señal esperada.

Lo que dicen 2,6 sigma, y lo que no

El ajuste final combina todas las fases, seis regiones de datos y siete ingredientes: la señal más seis fondos. Con un modelo de referencia para la forma de la señal (Horiuchi y colaboradores, 2009):

• flujo de mejor ajuste: 3,6 (+1,6/−1,5) antineutrinos por centímetro cuadrado por segundo por encima de 13,3 MeV, o 4,8 (+2,2/−2,0) eventos al año en SK;
• significación: 2,6 sigma;
• solo las fases con gadolinio (1.653,7 días): 2,2 sigma; solo las fases de agua pura (3.349,3 días): 1,4 sigma: el etiquetado de neutrones, mucho mejor con gadolinio, compensa su menor duración;
• otras dos formas de la señal dan 2,7 y 2,6 sigma;
• el flujo se sitúa cerca del extremo superior del intervalo de 2,1 a 3,9 que predice el modelo de referencia.

¿Qué significan 2,6 sigma? Si SK registrara solo ruido de fondo, sin ningún neutrino de supernova, unos datos así serían improbables: los autores desfavorecen esa hipótesis de «nada más que fondo» con un nivel de confianza del 99,5 %. Por eso lo llaman un indicio —en sus palabras, el primero para esta señal— y no una observación.

Lo mal que cada flujo se ajusta a los datos (negro: todas las fases; discontinuas: cada fase por separado): la curva toca fondo cerca de 3,6 y, con flujo cero, sube entre las líneas de 2 sigma y 3 sigma. — Figura 5, Abe et al. (2026), arXiv:2610.35619.

Un recuento más burdo, una tensión más débil

Una comprobación cruzada que no supone ninguna forma para la señal —simplemente contar los candidatos con un neutrón etiquetado entre 13,3 y 31,3 MeV frente al fondo esperado— da una tensión de solo 1,8 sigma. Y por encima de 17,3 MeV, el nuevo flujo, 1,8 (+0,8/−0,7) por centímetro cuadrado por segundo, concuerda dentro de sus incertidumbres con el 1,4 (+1,5/−1,2) que encontró la búsqueda anterior de la colaboración solo con datos de gadolinio.