El número efectivo de neutrinos (representado matemáticamente como Neff) se trata de un parámetro cosmológico, lo cual quiere decir que su valor nos indica cierta propiedad del Universo. En concreto, el número efectivo de neutrinos mide la contribución a la radiación que hubo en el universo temprano que no procede de los fotones, las partículas de la luz. En esta entrada veremos cómo se relaciona este parámetro con los conceptos que explicamos en las dos entradas anteriores sobre el universo temprano: el desacoplamiento de los neutrinos y la aniquilación de pares electrón-positrón.
Como hemos mencionado en anteriores entradas sobre cosmología (por ejemplo en El modelo cosmológico estándar), en los albores del Universo dominaba la radiación, formada por todas aquellas partículas que se desplazan a velocidades cercanas o iguales a la de la luz. Entre ellas están, por supuesto, los fotones y los neutrinos.
Cuando los físicos hablaron por primera vez del número efectivo de neutrinos, le dieron este nombre porque su valor permitía saber qué cantidad de la radiación predominante en el universo temprano correspondía a partículas que se comportan como un neutrino, del que se desconocía que existían tres tipos diferentes.
En concreto, el valor de Neff está cuantificado en términos de la contribución correspondiente a una única especie de neutrino en un escenario idealizado. Conviene resaltar, no obstante, que el valor experimental de Neff ofrece información no solo de los tres tipos de neutrinos estándar que se conocen, sino de cualquier partícula distinta de los fotones que contribuyera a la radiación del universo temprano.
Es bien sabido que los físicos no nos complicamos la vida más allá de lo necesario. Por ejemplo, seguro que muchos conocéis la aproximación de la vaca esférica, que consiste en suponer que una vaca tiene forma de esfera para facilitar el cálculo de su volumen. El equivalente a la vaca esférica para el cálculo de Neff se traduce en un escenario idealizado en el que las aproximaciones más importantes son las siguientes: en primer lugar, el neutrino que se toma como referencia se propaga en el vacío, y en segundo lugar se considera completamente desacoplado desde antes del comienzo del proceso de aniquilación de pares electrón-positrón, lo que se conoce como aproximación de desacoplamiento instantáneo.
De este modo, un número efectivo de neutrinos igual a Neff indica una contribución a la radiación del universo temprano equivalente a la de Neff especies de neutrinos ideales (los que vienen a ser nuestras vacas esféricas). Además, si las aproximaciones de este escenario idealizado reproducen con exactitud las condiciones del universo temprano y solamente fotones y neutrinos contribuyen a la radiación, Neff debe coincidir con el número de tipos de neutrinos que existen. Sabemos que hay tres especies de neutrinos que interactúan débilmente y formaron parte de la radiación del universo temprano, lo que significa que Neff = 3 en el marco del escenario idealizado.
Pero lo cierto es que las aproximaciones de este escenario, aunque cercanas a la realidad, son demasiado simplificadas para englobar todo lo que estaba sucediendo mientras los neutrinos se desacoplaban del plasma cósmico.
Una de las consecuencias de la desviación de esas aproximaciones es que el valor del número efectivo de neutrinos no tiene por qué ser un número entero. Es decir, mientras que está claro que no tiene sentido que existan dos tipos de neutrinos y un cuarto, el parámetro cosmológico sí puede valer dos y medio, o tres y un cuarto, o cualquier fracción positiva. De ahí el término «efectivo». De hecho, el valor teórico estándar establecido para este parámetro, confirmado en una serie de artículos científicos en los que han participado investigadores del IFIC, es de 3.0440 ± 0.0002.
Veamos qué implicaciones tiene que las aproximaciones de propagación en el vacío y desacoplamiento instantáneo no sean adecuadas.
Por un lado, los neutrinos primordiales estaban inmersos en una suerte de sopa cósmica, en presencia de muchas otras partículas. Esto desbarata la aproximación de propagación en el vacío, una corrección que hay que tener en cuenta a la hora de cuantificar Neff con mayor precisión.
Además, como hemos dicho, es cierto que el desacoplamiento de los neutrinos comenzó antes de que lo hiciera la aniquilación de pares electrón-positrón, pero ninguno de estos dos procesos es instantáneo. Esto conlleva que el desacoplamiento de los neutrinos acabe cuando la aniquilación de pares electrón-positrón ya ha dado comienzo.
También conviene matizar que no todas las partículas de un mismo tipo tienen exactamente la misma energía, habiendo por ejemplo neutrinos más energéticos que otros. Como ya explicamos en la primera entrada de la serie, el proceso de desacoplamiento es una consecuencia de la pérdida de energía de los neutrinos debido a la expansión del Universo. Así pues, aquellos neutrinos que son por sí mismos más energéticos tardan más en desacoplarse. Al permanecer en contacto con el plasma durante más tiempo, estos neutrinos adquieren parte de la energía que es liberada durante la aniquilación de los pares electrón-positrón, lo que hace que se desacoplen con una energía mayor que en el caso idealizado.
¿Qué consecuencias tiene esto? La presencia de un número mayor de neutrinos de más energía conlleva una mayor contribución a la radiación del Universo temprano. Es decir, su contribución al número efectivo de neutrinos es mayor, por lo que Neff aumenta con respecto a su valor ideal.
Finalmente, si tenemos en cuenta cuidadosamente todos los efectos que cambian el valor de Neff con respecto a su valor ideal (que sería 3), llegamos al resultado de que Neff = 3.044.
La diferencia parece pequeña, pero si la mejora en las técnicas experimentales continúa avanzando al ritmo actual, esa pequeña desviación de apenas 0.044 será importante a la hora de conocer si, además de los fotones y los neutrinos, hubo otras partículas que se movieran a velocidades cercanas a la de la luz cuando el Universo era muy joven. Ya que, recordemos, Neff no solo cuantifica la contribución de los propios neutrinos a la radiación del universo temprano, sino la de cualquier partícula que se comporte como un neutrino durante esa época; es decir, cualquier partícula que contribuya a la densidad de energía de radiación, como lo hace un neutrino. Ejemplos de este tipo de partículas son el majoron, el axion o la presencia de especies adicionales de neutrinos conocidas como neutrinos estériles. La presencia de dichas partículas podría ayudar a entender cuestiones fundamentales todavía por resolver, como la naturaleza de la materia oscura. Aunque, de momento, el valor experimental más preciso de Neff (2.99 +0.34 -0.33 al 95% de intervalo de confianza, determinado por el satélite Planck) es compatible con la ausencia de tales partículas adicionales.
