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{{Definición
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|concepto= Partícula elemental perteneciente a la misma familia del Electrón,
carente de carga eléctrica con masa nula o muy pequeña.
}}
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[[Category:Tecnología_nuclear]]

'''Neutrino'''.Partícula elemental perteneciente a la misma familia del Electrón,carente de carga eléctrica con masa nula o muy pequeña.

== Clasificación Física ==
[[Partícula elemental]] perteneciente a la misma familia del [[Electrón]]. Como indica su propio nombre, es una partícula carente de [[carga eléctrica]]. En cuanto a la masa, o es nula o bien, como lo demostrarían los estudios más recientes, es muy pequeña, por lo menos diez mil veces menor que la del electrón, se cree que la masa de los neutrinos es inferior a unos 5,5 eV/c2, lo que significa menos de una milmillonésima de la masa de un átomo de [[ hidrógeno]].
Los neutrinos son partículas producidas en gran cantidad en el curso de los procesos termonucleares que se llevan a cabo en el interior de las estrellas. Se calcula que, sólo del Sol, nosotros recibimos un flujo equivalente a diez mil millones de cm cuadrados por segundo.
La determinación de la masa y de otras características físicas de los neutrinos es relativamente problemática, porque estas partículas interactúan muy poco con la materia y por lo tanto son de difícil determinación. Baste pensar que, mientras estamos leyendo, billones y billones de neutrinos atraviesan nuestra casa, nuestro cuerpo, la Tierra entera, sin ser desviados por las partículas elementales que constituyen todas estas cosas.
La masa del neutrino tiene importantes consecuencias en el modelo estándar de física de partículas ya que implicaría la posibilidad de transformaciones entre los tres tipos de neutrinos existentes en un fenómeno conocido como oscilación de neutrinos.En todo caso, los neutrinos no se ven afectados por las fuerzas electromagnética o nuclear fuerte, pero sí por la fuerza nuclear débil y la gravitatoria.

== Historia ==
El neutrino fue propuesto por primera vez en [[1930]] por Wolfgang Pauli para compensar la aparente pérdida de energía y momento lineal en la desintegración β de los neutrones

Pauli interpretó que tanto la masa como la energía serían conservadas si una partícula hipotética denominada «neutrino» participase en la desintegración incorporando las cantidades perdidas. Desgraciadamente la partícula prevista había de ser muy escurridiza, sin masa, ni carga, ni interacción fuerte por lo que con los medios de la época no podía ser detectada. Esto era el resultado de una [[sección eficaz]] reducidísima (). La idea quedó pues aparcada durante 25 años.
De hecho, la posibilidad de que un neutrino interactúe con la materia es muy pequeña. Se necesitaría un bloque de plomo de una longitud de un año luz para detener la mitad de los neutrinos que lo atravesasen. (9.46 billones de kilómetros)
En [[1956]] [[Clyde Cowan]] y [[Frederick Reines]] demostraron su existencia experimentalmente. Lo hicieron bombardeando agua pura con un haz de 1018 neutrones por segundo. Observaron la emisión de fotones subsiguiente y así quedó determinada su existencia. Véase el experimento del neutrino.
En [[1987]] [[Leon Max Lederman]], [[Melvin Schwartz]] y [[Jack Steinberger]] descubrieron los dos restantes tipos de neutrinos: tauónicos y muónicos.

== Tipos de Neutrinos ==

Existen tres tipos de neutrinos asociados a cada una de las familias leptónicas (sabores): neutrino electrónico ( ne ), neutrino muónico ( nm ) y neutrino tauónico ( nt ) más sus respectivas antipartículas.

== Modelo Estandar ==
En el modelo estándar se consideraba inicialmente al neutrino como a una partícula sin masa.

De hecho, en muchos sentidos se la puede considerar de masa nula pues ésta es, por lo menos diez mil veces menor que la del electrón. Esto implica que los neutrinos viajan a velocidades muy cercanas a la de la luz. Por ello, en términos cosmológicos al neutrino se le considera materia caliente, o materia relativista. En contraposición la [[materia fría ]]sería la materia no relativista.

En[[ 1998]], durante la conferencia 0-mass neutrino, se presentaron los primeros trabajos que mostraban que estas partículas tienen una masa ínfima. Previamente a estos trabajos se había considerado que la hipotética masa de los neutrinos podía tener una contribución importante dentro de la [[materia oscura]] del [[Universo]]. Sin embargo, resultó que la masa del neutrino era insuficiente, demasiado pequeña para ser siquiera tenida en cuenta en la ingente cantidad de materia oscura que se calcula que hay en el universo. Por otro lado, los modelos de evolución cosmológica no cuadraban con las observaciones si se introducía materia oscura caliente. En ese caso las estructuras se formaban de mayor a menor escala. Mientras que las observaciones parecían indicar que primero se formaron las agrupaciones de [[gas]], luego [[estrellas]], luego proto [[galaxias]], luego [[cúmulos]], cúmulos de cúmulos, etc. Las observaciones, pues, cuadraban con un modelo de materia oscura fría. Por estos dos motivos se desechó la idea de que el neutrino contribuyera de forma destacada a la masa total del universo.
== Fuentes de neutrinos ==

Existen diversas fuentes de emisión de neutrinos entre las mas importantes se encuentran:
[[Image:Supernova-1987a.jpg |thumb|left|Supernova-1987a ]]

-El Sol

-Radiación cósmica de fondo

-Fenómenos astrofísicos

-La Tierra y la atmósfera

-Fuentes humanas

== Detectores de neutrinos ==

Al conocerse con exactitud las reacciones nucleares que se dan en el Sol se calculó que un apreciable [[flujo]] de neutrinos solares tenía que atravesar la [[Tierra]] a cada instante. Este flujo es enorme pero los neutrinos apenas interactúan con la materia ordinaria. Incluso las condiciones del interior del [[Sol]] son "transparentes" a éstos. De hecho, un ser humano es atravesado por miles de millones de estas diminutas partículas por segundo sin que se entere. Así pues se hacía difícil concebir algún sistema que pudiese detectarlos.

=== Detectores basados en procesos radiactivos ===

Sin embargo, en [[1967]] [[Raymond Davis]] logró dar con un sistema de detección. Observó que el [[cloro]]-37 era capaz de absorber un neutrino para convertirse en [[argón]]-37 tal y como se muestra en la ecuación siguiente:

Naturalmente, ésta no era la única reacción entre los neutrinos y la materia ordinaria. Lo que tenía de especial el cloro-37 es que cumplía ciertos requisitos para poderse usar en un futuro detector.
a) La sección eficaz de la interacción cloro-37 con un neutrino es bastante grande lo que implica una mayor probabilidad de que tal reacción se produzca
b) El argón-37 es [[radioactivo]] por lo que es posible detectar su presencia por sus emisiones
c) El cloro-37, aunque no es el [[isótopo]] del cloro más abundante, es muy fácil de obtener.
Normalmente el cloro-37 aparece mezclado con otros isótopos. Particularmente con el cloro-35, el más abundante. Además, se puede tener mezclado con otros átomos o moléculas, siempre conociendo su proporción. Para evitar mediciones falsas debidas al argón-37 ya presente en la mezcla, el primer paso fue efectuar un limpiado del producto. Hecho esto, se debía dejar reposar la mezcla de cloro-37 durante unos meses hasta que llegaba a una situación estacionaria. Esto es cuando la cantidad de argón que se desintegra se iguala a la cantidad que se forma. El momento de equilibrio vendrá determinado por el [[periodo de semidesintegración]].
Para proteger al detector del ruido de fondo producido por la [[radiación cósmica]] se enterró el tanque1 de la mezcla clorada en una mina de oro de [[Dakota del Sur]] a mucha profundidad. Sin embargo, las primeras observaciones sólo dieron cotas superiores, compatibles aún con cero2. Los resultados eran menores a lo esperado y se confundían con el ruido. Tras repetidos aumentos en la sensibilidad de los instrumentos y en la pureza de la mezcla de cloro-37 se logró, por fin, calcular que nos llegaba aproximadamente un tercio del flujo esperado3. Estos resultados no fueron tomados muy en serio en un principio, por lo que se prosiguió experimentando con mezclas mejores pero también más caras basadas en el [[galio]] o el [[boro]].
1El tanque contenía 380.000 litros de [[percloretileno]], un líquido empleado frecuentemente en tintorerías.
2La sensibilidad inicial del detector estaba prevista para detectar el flujo esperado de neutrinos solares. Pero al estar éste por debajo de la precisión del sistema inicialmente solo se obtuvo una cota superior.
3Se esperaba una media de un neutrino y medio capturado cada día. Pero el resultado fue de solo medio neutrino al día.

== Detectores basados en el efecto [[Cherenkov]] ==
Las dudas acerca de los métodos utilizados por Davis incentivaron la búsqueda de alternativas para la detección de tan escurridizas partículas. Así surgió una nueva línea de detectores que se basaban en la colisión de neutrinos con electrones contenidos en un medio acuoso.

Estos detectores se basan en el hecho de que el neutrino al impactar contra un electrón le transmite parte de su momento confiriéndole a éste una velocidad en ocasiones superior a la de la luz en ese mismo medio acuoso. Es en ese momento cuando se produce una emisión de luz característica, conocida como radiación de Cherenkov, que es captada por los fotomultiplicadores que recubren las paredes del recipiente. Como lo que se observa es una transmisión de momento lineal podemos inferir aproximadamente la masa de éstos y la dirección de la que proceden mientras que con el anterior sistema de detección solo podíamos calcular el flujo de neutrinos.
En vez de agua convencional se usa [[agua pesada]] porque ésta tiene más probabilidades de capturar neutrinos. Éste es el caso del más famoso detector de neutrinos. El Super-Kamiokande, que recibe su nombre de la mina japonesa de Kamioka. Lo primero que se hizo con este enorme recipiente, de 40 metros de diámetro por 40 de altura dotado de unos 11.000 tubos fotomultiplicadores, fue detectar los neutrinos procedentes de la [[supernova 1987A]]. Luego se midió el flujo de los [[neutrinos solares]] corroborando los resultados del detector de Davis. Su mayor éxito ha sido la reciente medición de la masa del neutrino. Fue con el experimento de la supernova con el que el laboratorio se hizo más famoso al poder determinar que la masa del neutrino no era nula llegando a acotar su valor a partir de la medición del retraso con que llegaron los neutrinos procedentes de la explosión. Si estos hubiesen carecido de masa hubiesen llegado junto a los fotones (la luz de la supernova).

== Fuentes ==

www.rincondelvago.com

www.monografias.com

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 |concepto= Partícula elemental perteneciente a la misma familia del Electrón, carente de carga eléctrica con masa nula o muy pequeña.
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+}}
 '''Neutrino'''. Partícula emitida en la desintegración beta donde un protón reacciona con un antineutrino convirtiéndose en un neutrón y un positrón
 ó un protón interacciona con un electrón para producir un neutrón y un neutrino.

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 La posibilidad de que un neutrino interactúe con la materia es muy pequeña. Se necesitaría un bloque de plomo de una longitud de un año luz para detener la mitad de los neutrinos que lo atravesasen. (9.46 billones de kilómetros)
-En [[1956]] [[Clyde Cowan]] y [[Frederick Reines]] demostraron su existencia experimentalmente. Lo hicieron bombardeando agua pura con un haz de 1018 neutrones por segundo. Observaron la emisión de fotones subsiguiente y así quedó determinada su existencia. Véase el experimento del neutrino.
+En [[1956]] [[Clyde Lorrain Cowan]] y [[Frederick Reines]] demostraron su existencia experimentalmente. Lo hicieron bombardeando agua pura con un haz de 1018 neutrones por segundo. Observaron la emisión de fotones subsiguiente y así quedó determinada su existencia. Véase el experimento del neutrino.
 En [[1987]] [[Leon Max Lederman]], [[Melvin Schwartz]] y [[Jack Steinberger]] descubrieron los dos restantes tipos de neutrinos: tauónicos y muónicos.

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 == Historia ==
-[[Image:Pro_neut.jpg|right]]
 El neutrino fue propuesto por primera vez en [[1930]] por Wolfgang Pauli para compensar la aparente pérdida de energía y momento lineal en la desintegración β de los neutrones
-Pauli interpretó que tanto la masa como la energía serían conservadas si una partícula hipotética denominada «neutrino» participase en la desintegración incorporando las cantidades perdidas. Desgraciadamente la partícula prevista había de ser muy escurridiza, sin masa, ni carga, ni interacción fuerte por lo que con los medios de la época no podía ser detectada. Esto era el resultado de una sección eficaz reducidísima (). La idea quedó pues aparcada durante 25 años.
+Pauli interpretó que tanto la masa como la energía serían conservadas si una partícula hipotética denominada «neutrino» participase en la desintegración incorporando las cantidades perdidas. Desgraciadamente la partícula prevista había de ser muy escurridiza, sin masa, ni carga, ni interacción fuerte por lo que con los medios de la época no podía ser detectada. Esto era el resultado de una sección eficaz reducidísima. La idea quedó pues aparcada durante 25 años.
 La posibilidad de que un neutrino interactúe con la materia es muy pequeña. Se necesitaría un bloque de plomo de una longitud de un año luz para detener la mitad de los neutrinos que lo atravesasen. (9.46 billones de kilómetros)
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 Se la puede considerar de masa nula pues ésta es, por lo menos diez mil veces menor que la del electrón. Esto implica que los neutrinos viajan a velocidades muy cercanas a la de la [[Luz|luz]]. Por ello, en términos cosmológicos al neutrino se le considera materia caliente, o materia relativista. En contraposición la [[materia fría ]]sería la materia no relativista.
+[[Image:Pro_neut.jpg|right]]
 En [[1998]], durante la conferencia 0-mass neutrino, se presentaron los primeros trabajos que mostraban que estas partículas tienen una masa ínfima. Previamente a estos trabajos se había considerado que la hipotética masa de los neutrinos podía tener una contribución importante dentro de la [[Materia oscura|materia oscura]] del [[Universo]]. Sin embargo, resultó que la masa del neutrino era insuficiente, demasiado pequeña para ser siquiera tenida en cuenta en la ingente cantidad de materia oscura que se calcula que hay en el universo. Por otro lado, los modelos de evolución cosmológica no cuadraban con las observaciones si se introducía materia oscura caliente. En ese caso las estructuras se formaban de mayor a menor escala. Mientras que las observaciones parecían indicar que primero se formaron las agrupaciones de gas, luego [[Estrella|estrellas]], luego proto [[Galaxia|galaxias]], luego [[Cúmulo|cúmulos]], cúmulos de cúmulos, etc. Las observaciones, pues, cuadraban con un modelo de materia oscura fría. Por estos dos motivos se desechó la idea de que el neutrino contribuyera de forma destacada a la masa total del universo.

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 {{Definición
 |nombre=Neutrino
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 |concepto= Partícula elemental perteneciente a la misma familia del Electrón, carente de carga eléctrica con masa nula o muy pequeña.
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-'''Neutrino'''. Partícula elemental perteneciente a la misma familia del Electrón,carente de carga eléctrica con masa nula o muy pequeña.
+'''Neutrino'''. Partícula emitida en la desintegración beta donde un protón reacciona con un antineutrino convirtiéndose en un neutrón y un positrón
 == Historia ==
+[[Image:Pro_neut.jpg|right]]
 El neutrino fue propuesto por primera vez en [[1930]] por Wolfgang Pauli para compensar la aparente pérdida de energía y momento lineal en la desintegración β de los neutrones
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 * [http://www.rincondelvago.com www.rincondelvago.com]
 * [http://www.monografias.com www.monografias.com]
 [[Category:Física]] [[Category:Tecnología_nuclear]]

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 El neutrino fue propuesto por primera vez en [[1930]] por Wolfgang Pauli para compensar la aparente pérdida de energía y momento lineal en la desintegración β de los neutrones
-Pauli interpretó que tanto la masa como la energía serían conservadas si una partícula hipotética denominada «neutrino» participase en la desintegración incorporando las cantidades perdidas. Desgraciadamente la partícula prevista había de ser muy escurridiza, sin masa, ni carga, ni interacción fuerte por lo que con los medios de la época no podía ser detectada. Esto era el resultado de una [[sección eficaz]] reducidísima (). La idea quedó pues aparcada durante 25 años.
+Pauli interpretó que tanto la masa como la energía serían conservadas si una partícula hipotética denominada «neutrino» participase en la desintegración incorporando las cantidades perdidas. Desgraciadamente la partícula prevista había de ser muy escurridiza, sin masa, ni carga, ni interacción fuerte por lo que con los medios de la época no podía ser detectada. Esto era el resultado de una sección eficaz reducidísima (). La idea quedó pues aparcada durante 25 años.
 La posibilidad de que un neutrino interactúe con la materia es muy pequeña. Se necesitaría un bloque de plomo de una longitud de un año luz para detener la mitad de los neutrinos que lo atravesasen. (9.46 billones de kilómetros)
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 == Clasificación Física ==
-[[Partícula elemental]] perteneciente a la misma familia del [[Electrón]]. Como indica su propio nombre, es una partícula carente de [[carga eléctrica]]. En cuanto a la masa, o es nula o bien, como lo demostrarían los estudios más recientes, es muy pequeña, por lo menos diez mil veces menor que la del electrón, se cree que la masa de los neutrinos es inferior a unos 5,5 eV/c2, lo que significa menos de una milmillonésima de la masa de un átomo de [[ hidrógeno]].
+[[Partícula elemental]] perteneciente a la misma familia del [[Electrón]]. Como indica su propio nombre, es una partícula carente de [[Carga eléctrica|carga eléctrica]]. En cuanto a la masa, o es nula o bien, como lo demostrarían los estudios más recientes, es muy pequeña, por lo menos diez mil veces menor que la del electrón, se cree que la masa de los neutrinos es inferior a unos 5,5 eV/c2, lo que significa menos de una milmillonésima de la masa de un átomo de [[Hidrógeno|hidrógeno]].
 Los neutrinos son partículas producidas en gran cantidad en el curso de los procesos termonucleares que se llevan a cabo en el interior de las estrellas. Se calcula que, sólo del Sol, nosotros recibimos un flujo equivalente a diez mil millones de cm cuadrados por segundo.
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 == Modelo Estandar ==
- En el modelo estándar se consideraba inicialmente al neutrino como a una partícula sin masa.
+En el modelo estándar se consideraba inicialmente al neutrino como a una partícula sin masa.
-De hecho, en muchos sentidos se la puede considerar de masa nula pues ésta es, por lo menos diez mil veces menor que la del electrón. Esto implica que los neutrinos viajan a velocidades muy cercanas a la de la luz. Por ello, en términos cosmológicos al neutrino se le considera materia caliente, o materia relativista. En contraposición la [[materia fría ]]sería la materia no relativista.
+Se la puede considerar de masa nula pues ésta es, por lo menos diez mil veces menor que la del electrón. Esto implica que los neutrinos viajan a velocidades muy cercanas a la de la [[Luz|luz]]. Por ello, en términos cosmológicos al neutrino se le considera materia caliente, o materia relativista. En contraposición la [[materia fría ]]sería la materia no relativista.
 == Fuentes de neutrinos ==
-Existen diversas fuentes de emisión de neutrinos entre las mas importantes se encuentran:
+-El [[Sol]].
 -Radiación cósmica de fondo.
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 -Fenómenos astrofísicos.
--La Tierra y la atmósfera.
+-La [[Tierra]] y la [[Atmósfera|atmósfera]].
 -Fuentes humanas.
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 == Detectores de neutrinos ==
-Al conocerse con exactitud las reacciones nucleares que se dan en el Sol se calculó que un apreciable [[flujo]] de neutrinos solares tenía que atravesar la [[Tierra]] a cada instante. Este flujo es enorme pero los neutrinos apenas interactúan con la materia ordinaria. Incluso las condiciones del interior del [[Sol]] son "transparentes" a éstos. De hecho, un ser humano es atravesado por miles de millones de estas diminutas partículas por segundo sin que se entere. Así pues se hacía difícil concebir algún sistema que pudiese detectarlos.
+Al conocerse con exactitud las reacciones nucleares que se dan en el Sol se calculó que un apreciable flujo de neutrinos solares tenía que atravesar la Tierra a cada instante. Este flujo es enorme pero los neutrinos apenas interactúan con la materia ordinaria. Incluso las condiciones del interior del Sol son "transparentes" a éstos. De hecho, un ser humano es atravesado por miles de millones de estas diminutas partículas por segundo sin que se entere. Así pues se hacía difícil concebir algún sistema que pudiese detectarlos.
 === Detectores basados en procesos radiactivos ===
-Sin embargo, en [[1967]] [[Raymond Davis]] logró dar con un sistema de detección. Observó que el [[cloro]]-37 era capaz de absorber un neutrino para convertirse en [[argón]]-37 tal y como se muestra en la ecuación siguiente:
+Sin embargo, en [[1967]] [[Raymond Davis]] logró dar con un sistema de detección. Observó que el [[Cloro|cloro]]-37 era capaz de absorber un neutrino para convertirse en [[Argón|argón]]-37 tal y como se muestra en la ecuación siguiente:
 Naturalmente, ésta no era la única reacción entre los neutrinos y la materia ordinaria. Lo que tenía de especial el cloro-37 es que cumplía ciertos requisitos para poderse usar en un futuro detector.
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 a) La sección eficaz de la interacción cloro-37 con un neutrino es bastante grande lo que implica una mayor probabilidad de que tal reacción se produzca.
-b) El argón-37 es [[radioactivo]] por lo que es posible detectar su presencia por sus emisiones.
+b) El argón-37 es radioactivo por lo que es posible detectar su presencia por sus emisiones.
-c) El cloro-37, aunque no es el [[isótopo]] del cloro más abundante, es muy fácil de obtener.
+c) El cloro-37, aunque no es el [[Isótopo|isótopo]] del cloro más abundante, es muy fácil de obtener.
-Normalmente el cloro-37 aparece mezclado con otros isótopos. Particularmente con el cloro-35, el más abundante. Además, se puede tener mezclado con otros átomos o moléculas, siempre conociendo su proporción. Para evitar mediciones falsas debidas al argón-37 ya presente en la mezcla, el primer paso fue efectuar un limpiado del producto. Hecho esto, se debía dejar reposar la mezcla de cloro-37 durante unos meses hasta que llegaba a una situación estacionaria. Esto es cuando la cantidad de argón que se desintegra se iguala a la cantidad que se forma. El momento de equilibrio vendrá determinado por el [[periodo de semidesintegración]].
+Normalmente el cloro-37 aparece mezclado con otros isótopos. Particularmente con el cloro-35, el más abundante. Además, se puede tener mezclado con otros átomos o moléculas, siempre conociendo su proporción. Para evitar mediciones falsas debidas al argón-37 ya presente en la mezcla, el primer paso fue efectuar un limpiado del producto. Hecho esto, se debía dejar reposar la mezcla de cloro-37 durante unos meses hasta que llegaba a una situación estacionaria. Esto es cuando la cantidad de argón que se desintegra se iguala a la cantidad que se forma. El momento de equilibrio vendrá determinado por el periodo de semidesintegración.
-Para proteger al detector del ruido de fondo producido por la [[radiación cósmica]] se enterró el tanque1 de la mezcla clorada en una mina de oro de [[Dakota del Sur]] a mucha profundidad. Sin embargo, las primeras observaciones sólo dieron cotas superiores, compatibles aún con cero2. Los resultados eran menores a lo esperado y se confundían con el ruido. Tras repetidos aumentos en la sensibilidad de los instrumentos y en la pureza de la mezcla de cloro-37 se logró, por fin, calcular que nos llegaba aproximadamente un tercio del flujo esperado3. Estos resultados no fueron tomados muy en serio en un principio, por lo que se prosiguió experimentando con mezclas mejores pero también más caras basadas en el [[galio]] o el [[boro]].
+Para proteger al detector del ruido de fondo producido por la radiación cósmica se enterró el tanque1 de la mezcla clorada en una mina de oro de [[Dakota del Sur]] a mucha profundidad. Sin embargo, las primeras observaciones sólo dieron cotas superiores, compatibles aún con cero2. Los resultados eran menores a lo esperado y se confundían con el ruido. Tras repetidos aumentos en la sensibilidad de los instrumentos y en la pureza de la mezcla de cloro-37 se logró, por fin, calcular que nos llegaba aproximadamente un tercio del flujo esperado3. Estos resultados no fueron tomados muy en serio en un principio, por lo que se prosiguió experimentando con mezclas mejores pero también más caras basadas en el [[Galio|galio]] o el [[Boro|boro]].
-. El tanque contenía 380.000 litros de [[percloretileno]], un líquido empleado frecuentemente en tintorerías.
+. El tanque contenía 380.000 litros de [[Percloretileno|percloretileno]], un líquido empleado frecuentemente en tintorerías.
 . La sensibilidad inicial del detector estaba prevista para detectar el flujo esperado de neutrinos solares. Pero al estar éste por debajo de la precisión del sistema inicialmente solo se obtuvo una cota superior.
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 Estos detectores se basan en el hecho de que el neutrino al impactar contra un electrón le transmite parte de su momento confiriéndole a éste una velocidad en ocasiones superior a la de la luz en ese mismo medio acuoso. Es en ese momento cuando se produce una emisión de luz característica, conocida como radiación de Cherenkov, que es captada por los fotomultiplicadores que recubren las paredes del recipiente. Como lo que se observa es una transmisión de momento lineal podemos inferir aproximadamente la masa de éstos y la dirección de la que proceden mientras que con el anterior sistema de detección solo podíamos calcular el flujo de neutrinos.
-En vez de agua convencional se usa [[agua pesada]] porque ésta tiene más probabilidades de capturar neutrinos. Éste es el caso del más famoso detector de neutrinos. El Super-Kamiokande, que recibe su nombre de la mina japonesa de Kamioka. Lo primero que se hizo con este enorme recipiente, de 40  metros de diámetro por 40 de altura dotado de unos 11.000 tubos fotomultiplicadores, fue detectar los neutrinos procedentes de la [[supernova 1987A]]. Luego se midió el flujo de los [[neutrinos solares]] corroborando los resultados del detector de Davis. Su mayor éxito ha sido la reciente medición de la masa del neutrino. Fue con el experimento de la supernova con el que el laboratorio se hizo más famoso al poder determinar que la masa del neutrino no era nula llegando a acotar su valor a partir de la medición del retraso con que llegaron los neutrinos procedentes de la explosión. Si estos hubiesen carecido de masa hubiesen llegado junto a los fotones (la luz de la supernova).
+En vez de agua convencional se usa [[Agua|agua]] pesada porque ésta tiene más probabilidades de capturar neutrinos. Éste es el caso del más famoso detector de neutrinos. El Super-Kamiokande, que recibe su nombre de la mina japonesa de Kamioka. Lo primero que se hizo con este enorme recipiente, de 40  metros de diámetro por 40 de altura dotado de unos 11.000 tubos fotomultiplicadores, fue detectar los neutrinos procedentes de la [[supernova 1987A]]. Luego se midió el flujo de los neutrinos solares corroborando los resultados del detector de Davis. Su mayor éxito ha sido la reciente medición de la masa del neutrino. Fue con el experimento de la supernova con el que el laboratorio se hizo más famoso al poder determinar que la masa del neutrino no era nula llegando a acotar su valor a partir de la medición del retraso con que llegaron los neutrinos procedentes de la explosión. Si estos hubiesen carecido de masa hubiesen llegado junto a los fotones (la luz de la supernova).
 == Fuentes ==