✨︎ Resumen (TL;DR):
- Mariam Gogilashvili e Irene Tamborra simularon 195 estrellas para estudiar si los cambios de sabor de los neutrinos alteran el resultado del colapso.
- El efecto apareció con más fuerza entre 16 y 30 masas solares; bajo la condición de mayor densidad, cerca de 90% de las estrellas simuladas no explotó.
- Super-Kamiokande reportó una indicación del DSNB con 2.6 sigma, todavía por debajo de las 5 sigma que suelen exigirse para declarar un descubrimiento.
Un trabajo de Mariam Gogilashvili e Irene Tamborra, aceptado para publicación en Physical Review D, plantea que los cambios de sabor de los neutrinos pueden alterar la probabilidad de que una estrella masiva explote como supernova o colapse en un agujero negro. Su simulación reunió 195 estrellas progenitoras de 9 a 120 masas solares y encontró el efecto más marcado entre 16 y 30 masas solares. Es una predicción de un modelo esquemático, no una observación directa del destino de una estrella concreta.
Cuando una estrella con más de 8 veces la masa del Sol agota el combustible de su núcleo, la gravedad hace que sus regiones internas colapsen. El proceso puede formar una estrella de neutrones o un agujero negro.
En algunos casos, la onda de choque atraviesa las capas externas y expulsa materia en una supernova. En otros, el choque se detiene y una porción mucho mayor de la estrella cae hacia el centro.
Los neutrinos participan en ese equilibrio porque salen en cantidades enormes del núcleo y pueden transferir energía a la materia ubicada detrás de la onda de choque. Son partículas eléctricamente neutras que interactúan muy poco con la materia, pero su cantidad es tan grande que una fracción de esas interacciones puede modificar la diferencia entre el colapso y la explosión.
El cambio de sabor de los neutrinos es un fenómeno cuántico que permite que estas partículas cambien de identidad entre los estados electrónico, muónico y tauónico. Existen esos tres sabores, además de sus antipartículas, y cada uno interactúa de manera distinta con la materia de la estrella.
Gogilashvili y Tamborra incorporaron esa conversión en una simulación de 195 estrellas progenitoras con masas de entre 9 y 120 veces la del Sol. El cálculo indica que el cambio de sabor modifica qué estrellas pueden explotar y cómo se distribuyen los remanentes compactos. El efecto fue especialmente marcado entre 16 y 30 masas solares.
En el escenario analizado, la conversión redistribuye parte de la energía hacia neutrinos de sabores no electrónicos. Eso puede dejar menos energía disponible para calentar la región detrás del choque y aumentar la probabilidad de que la explosión falle.
Cuando la explosión falla, las capas externas no se dispersan y una cantidad mayor de materia puede incorporarse al remanente. El resultado favorece la formación de un agujero negro más masivo.
La ubicación del cambio puede alterar el desenlace
Un segundo trabajo de los mismos investigadores, publicado en Physical Review D el 21 de agosto de 2026, encontró que el resultado también depende de la zona del núcleo donde ocurre la conversión.
- Cerca de la región donde se acumula la materia detrás de la onda de choque, la conversión puede aumentar el calentamiento y favorecer la explosión.
- Más cerca de la zona donde los neutrinos se desacoplan de la materia, puede aumentar el enfriamiento y dificultar la explosión.
La ubicación de la conversión, las propiedades de la estrella progenitora y la descripción de la materia nuclear forman parte del resultado. El modelo no establece una regla en la que una masa determinada produzca siempre una supernova o siempre un agujero negro.
El modelo todavía tiene límites
El primer estudio utiliza una descripción esquemática de las oscilaciones. Los investigadores simulan los cambios de sabor como si ocurrieran casi instantáneamente y prueban distintos límites de densidad para representar la región del choque.
El cálculo tampoco incorpora toda la complejidad de la física del interior estelar, incluida la convección del material de la estrella de neutrones.
La sensibilidad a esas decisiones aparece en los resultados. Bajo la condición de mayor densidad examinada, cerca de 90% de las estrellas simuladas no explota. Esa proporción probablemente no representa un valor realista, pero muestra cuánto puede cambiar el resultado cuando el modelo incluye o ignora la conversión de sabores.
El trabajo no ofrece una tasa definitiva de supernovas o agujeros negros. Su aporte consiste en mostrar que ignorar los cambios de sabor puede dejar fuera una variable capaz de modificar las poblaciones previstas de estrellas de neutrones y agujeros negros.
El modelo también aborda dos discrepancias conocidas. Las observaciones registran menos supernovas de las que sugeriría la tasa de formación estelar. Además, aparecen menos supergigantes rojas entre las estrellas progenitoras identificadas de lo que esperaban algunos cálculos.
La conversión de sabores podría reducir parte de esa tensión al aumentar el número de colapsos fallidos en ciertas masas. Esa explicación todavía necesita simulaciones más completas y observaciones.
Super-Kamiokande mide el fondo cósmico
El fondo difuso de neutrinos de supernova (DSNB) es una señal colectiva que suma los neutrinos emitidos por supernovas de colapso del núcleo a lo largo de la historia del universo.
Super-Kamiokande, un detector instalado a 1 kilómetro bajo tierra en Japón, reportó una primera indicación del DSNB. La colaboración analizó alrededor de 5,000 días de datos obtenidos con un tanque de 50,000 toneladas de agua ultrapura.
El equipo encontró un exceso compatible con el DSNB en el intervalo de energía de 13.3 a 81.3 MeV, con un flujo estimado de 3.6 ± 1.6 neutrinos por centímetro cuadrado por segundo.
La señal tiene una significancia estadística de 2.6 sigma, equivalente a cerca de 99.5% de confianza. Todavía está por debajo del umbral de 5 sigma que suele exigirse para declarar un descubrimiento en física de partículas.
Por eso, la colaboración presenta el resultado como una indicación y continúa acumulando datos, también en relación con el futuro detector Hyper-Kamiokande.
El DSNB no puede identificar qué estrella individual explotó ni cuál terminó como agujero negro. Su utilidad es global: permite estimar cuántos colapsos estelares ocurrieron y qué tipos de neutrinos llegaron desde ellos.
Con más datos, esa señal podría ayudar a contrastar las tasas de supernovas, la formación de estrellas de neutrones y la cantidad de colapsos que no producen una explosión visible.
La simulación y el detector atacan el mismo problema desde escalas opuestas. Una calcula cómo los neutrinos pueden modificar el destino de estrellas concretas; Super-Kamiokande busca la suma débil de explosiones lejanas. Por ahora, el modelo no determina el destino de una estrella individual y la señal del detector aún no alcanza el umbral de descubrimiento de 5 sigma.
