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El interior del detector de neutrinos MiniBooNE

Un detector de neutrinos es un aparato de física diseñado para estudiar neutrinos . Debido a que los neutrinos solo interactúan débilmente con otras partículas de materia, los detectores de neutrinos deben ser muy grandes para detectar una cantidad significativa de neutrinos. Los detectores de neutrinos a menudo se construyen bajo tierra para aislar el detector de los rayos cósmicos y otras radiaciones de fondo. [1] El campo de la astronomía de neutrinos aún está en su infancia: las únicas fuentes extraterrestres confirmadas hasta ahora en 2018 son el Sol y la supernova 1987A en la cercana Gran Nube de Magallanes . Otra fuente probable (tres desviaciones estándar[2] ) es el blazar TXS 0506 + 056 a unos 3.700 millones de años luz de distancia. Los observatorios de neutrinos "darán a los astrónomos nuevos ojos con los que estudiar el universo". [3]

Se han utilizado varios métodos de detección. Super Kamiokande es un gran volumen de agua rodeado de fototubos que observan la radiación de Cherenkov emitida cuando un neutrino entrante crea un electrón o muón en el agua. El Observatorio de Neutrinos de Sudbury es similar, pero utiliza agua pesada como medio de detección. Otros detectores han consistido en grandes volúmenes de cloro o galio que se controlan periódicamente en busca de excesos de argón o germanio , respectivamente, que son creados por neutrinos que interactúan con la sustancia original. MINOSutiliza un centelleador de plástico sólido observado por fototubos ; Borexino usa un centelleador de pseudocumeno líquido también observado por fototubos ; y el detector NOνA utiliza un centelleador líquido observado por fotodiodos de avalancha .

La detección acústica de neutrinos propuesta a través del efecto termoacústico es objeto de estudios específicos realizados por las colaboraciones ANTARES , IceCube y KM3NeT .

Teoría [ editar ]

Los neutrinos son de naturaleza omnipresente, de modo que cada segundo, decenas de miles de millones de ellos "atraviesan cada centímetro cuadrado de nuestro cuerpo sin que nos demos cuenta". [4] [a] Muchos fueron creados durante el Big Bang y otros son generados por reacciones nucleares dentro de estrellas, planetas y otros procesos interestelares. [5] Según las especulaciones de los científicos, algunos también pueden provenir de eventos en el universo como "la colisión de agujeros negros, estallidos de rayos gamma de estrellas en explosión y / o eventos violentos en los núcleos de galaxias distantes". [6] [b]

A pesar de lo comunes que son, los neutrinos son extremadamente "difíciles de detectar" debido a su baja masa y falta de carga eléctrica. A diferencia de otras partículas, los neutrinos solo interactúan a través de la gravedad y la corriente neutra (que implica el intercambio de un bosón Z ) o la corriente cargada (que implica el intercambio de un bosón W ) interacciones débiles . Como tienen sólo una "pizca de masa en reposo" de acuerdo con las leyes de la física, quizás menos de una "millonésima parte de un electrón", [1] la fuerza gravitacional causada por los neutrinos ha demostrado ser demasiado débil para detectar, dejando a los débiles interacción como método principal de detección:

  • En una interacción de corriente neutra, el neutrino entra y luego sale del detector después de haber transferido parte de su energía e impulso a una partícula objetivo. Si la partícula objetivo está cargada y es lo suficientemente liviana (por ejemplo, un electrón), puede acelerarse a una velocidad relativista y, en consecuencia, emitir radiación de Cherenkov , que se puede observar directamente. Los tres sabores de neutrinos , o sabores (electrónico, muónico y tauónico) pueden participar independientemente de la energía del neutrino. Sin embargo, no se deja atrás ninguna información sobre el sabor de los neutrinos.
  • En una interacción de corriente cargada, un neutrino de alta energía se transforma en su compañero leptón (electrón, muón o tau). [7] Sin embargo, si el neutrino no tiene suficiente energía para crear la masa de su compañero más pesado, la interacción de corriente cargada no está disponible para él. Los neutrinos del sol y de los reactores nucleares tienen suficiente energía para crear electrones. La mayoría de los haces de neutrinos basados ​​en aceleradores también pueden crear muones y unos pocos pueden crear tauones. Un detector que pueda distinguir entre estos leptones puede revelar el sabor del neutrino incidente en una interacción de corriente cargada. Debido a que la interacción implica el intercambio de un bosón cargado, la partícula objetivo también cambia de carácter (p. Ej., Neutrón → protón ).

Técnicas de detección [ editar ]

Centelleadores [ editar ]

Los antineutrinos se detectaron por primera vez cerca del reactor nuclear del río Savannah mediante el experimento de neutrinos de Cowan-Reines en 1956. Frederick Reines y Clyde Cowan utilizaron dos objetivos que contenían una solución de cloruro de cadmio en agua. Se colocaron dos detectores de centelleo junto a los objetivos de agua. Antineutrinos con una energía por encima del umbral de 1,8 MeVprovocó interacciones de corriente cargada de "desintegración beta inversa" con los protones en el agua, produciendo positrones y neutrones. El positrón resultante se aniquila con electrones, creando pares de fotones coincidentes con una energía de aproximadamente 0,5 MeV cada uno, que podrían ser detectados por los dos detectores de centelleo por encima y por debajo del objetivo. Los neutrones fueron capturados por núcleos de cadmio, lo que resultó en rayos gamma retardados de aproximadamente 8 MeV que se detectaron unos microsegundos después de los fotones de un evento de aniquilación de positrones.

Este experimento fue diseñado por Cowan y Reines para dar una firma única a los antineutrinos, para probar la existencia de estas partículas. El objetivo experimental no era medir el flujo total de antineutrinos . Por tanto, los antineutrinos detectados transportaban todos una energía superior a 1,8 MeV, que es el umbral del canal de reacción utilizado (1,8 MeV es la energía necesaria para crear un positrón y un neutrón a partir de un protón). Solo alrededor del 3% de los antineutrinos de un reactor nuclear transportan suficiente energía para que ocurra la reacción.

Un detector KamLAND construido más recientemente y mucho más grande utilizó técnicas similares para estudiar las oscilaciones de antineutrinos de 53 plantas de energía nuclear japonesas. Un detector de Borexino más pequeño, pero más radiopuro , pudo medir los componentes más importantes del espectro de neutrinos del Sol, así como los antineutrinos de la Tierra y los reactores nucleares.

Métodos radioquímicos [ editar ]

Los detectores de cloro, basados ​​en el método propuesto por Bruno Pontecorvo , consisten en un tanque lleno de un líquido que contiene cloro como el tetracloroetileno . Un neutrino convierte ocasionalmente un átomo de cloro -37 en uno de argón -37 a través de la interacción de la corriente cargada. El umbral de energía de neutrinos para esta reacción es de 0,814 MeV. El fluido se purga periódicamente con gas helio que eliminaría el argón. Luego, el helio se enfría para separar el argón, y los átomos de argón se cuentan en función de sus desintegraciones radiactivas de captura de electrones . Un detector de cloro en la antigua mina Homestake cerca de Lead, Dakota del Sur , que contiene 520 toneladas cortas (470  toneladas métricas ) de fluido, fue el primero en detectar los neutrinos solares y realizó la primera medición del déficit de neutrinos electrónicos del sol (ver Problema de los neutrinos solares ).

Un diseño de detector similar, con un umbral de detección mucho más bajo de 0,233 MeV, utiliza una transformación de galio → germanio que es sensible a los neutrinos de menor energía. Un neutrino es capaz de reaccionar con un átomo de galio-71, convirtiéndolo en un átomo del isótopo inestable germanio -71. A continuación, el germanio se extrajo químicamente y se concentró. Por tanto, se detectaron neutrinos midiendo la desintegración radiactiva del germanio.

Este último método recibe el sobrenombre de técnica " Alsacia-Lorena " debido a la secuencia de reacción (galio → germanio → galio) involucrada. [C]

El experimento SAGE en Rusia utilizó alrededor de 50 toneladas, y los experimentos GALLEX / GNO en Italia alrededor de 30 toneladas de galio como masa de reacción. El precio del galio es prohibitivo, por lo que este experimento es difícil de costear a gran escala. Por lo tanto, los experimentos más grandes se han convertido en una masa de reacción menos costosa.

Los métodos de detección radioquímica solo son útiles para contar neutrinos; casi no proporcionan información sobre la energía de los neutrinos o la dirección del viaje.

Detectores Cherenkov [ editar ]

Los detectores Cherenkov de "imagen en anillo" aprovechan un fenómeno llamado luz Cherenkov . La radiación de Cherenkov se produce cuando partículas cargadas, como electrones o muones, se mueven a través de un medio detector determinado algo más rápido que la velocidad de la luz en ese medio . En un detector Cherenkov, un gran volumen de material transparente, como agua o hielo, está rodeado por tubos fotomultiplicadores sensibles a la luz . Un leptón cargado producido con suficiente energía y que se mueve a través de dicho detector viaja algo más rápido que la velocidad de la luz en el medio detector (aunque algo más lento que la velocidad de la luz en el vacío ). El leptón cargado genera una "onda de choque óptica" visible de radiación de Cherenkov.. Esta radiación es detectada por los tubos fotomultiplicadores y se muestra como un patrón de actividad en forma de anillo característico en la matriz de tubos fotomultiplicadores. Como los neutrinos pueden interactuar con los núcleos atómicos para producir leptones cargados que emiten radiación de Cherenkov, este patrón puede usarse para inferir la dirección, la energía y (a veces) la información de sabor sobre los neutrinos incidentes.

Dos detectores llenos de agua de este tipo ( Kamiokande e IMB ) registraron una explosión de neutrinos de la supernova SN 1987A . [8] [d] Los científicos detectaron 19 neutrinos de la explosión de una estrella dentro de la Gran Nube de Magallanes, sólo 19 de los octo-decillones (10 57 ) neutrinos emitidos por la supernova. [1] [e] El detector Kamiokande fue capaz de detectar la explosión de neutrinos asociados con esta supernova, y en 1988 se utilizó para confirmar directamente la producción de neutrinos solares. El detector más grande de este tipo es el Super-Kamiokande lleno de agua.. Este detector utiliza 50.000 toneladas de agua pura rodeadas por 11.000 tubos fotomultiplicadores enterrados a 1 km bajo tierra.

El Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO) utiliza 1.000 toneladas de agua pesada ultrapura contenida en un recipiente de plástico acrílico de 12 metros de diámetro rodeado por un cilindro de agua ordinaria ultrapura de 22 metros de diámetro y 34 metros de altura. [7] [f] Además de las interacciones de neutrinos visibles en un detector de agua normal, un neutrino puede romper el deuterio en agua pesada. El neutrón libre resultante se captura posteriormente, liberando una ráfaga de rayos gamma que pueden detectarse. Los tres sabores de neutrinos participan por igual en esta reacción de disociación.

El detector MiniBooNE emplea aceite mineral puro como medio de detección. El aceite mineral es un centelleador natural , por lo que las partículas cargadas sin suficiente energía para producir luz Cherenkov siguen produciendo luz centelleante. Se pueden detectar muones y protones de baja energía, invisibles en el agua. Así surgió el uso del medio natural como medio de medición.

Dado que el flujo de neutrinos que llega a la Tierra disminuye con el aumento de energía, el tamaño de los detectores de neutrinos también debe aumentar. [9] Aunque construir un detector de cubos del tamaño de un kilómetro bajo tierra cubierto por miles de fotomultiplicadores sería prohibitivamente caro, se pueden lograr volúmenes de detección de esta magnitud instalando matrices de detectores Cherenkov en el interior de formaciones de hielo o agua natural ya existentes, con varias otras ventajas. En primer lugar, cientos de metros de agua o hielo protegen parcialmente al detector de los muones atmosféricos. En segundo lugar, estos entornos son transparentes y oscuros, criterios vitales para detectar la tenue luz de Cherenkov . En la práctica, debido al Potasio 40decaimiento, incluso el abismo no está completamente oscuro, por lo que este decaimiento debe usarse como línea de base. [10]

Una ilustración del detector de neutrinos Antares desplegado bajo el agua.

Situado a una profundidad de unos 2,5 km en el mar Mediterráneo , el telescopio ANTARES (Astronomía con un telescopio de neutrinos y Abyss Environmental Research) ha estado en pleno funcionamiento desde el 30 de mayo de 2008. Consta de un conjunto de doce cadenas de detectores verticales independientes de 350  metros de longitud. A 70 metros de distancia, cada uno con 75  módulos ópticos fotomultiplicadores , este detector utiliza el agua de mar circundante como medio detector. El telescopio de neutrinos de aguas profundas de próxima generación KM3NeT tendrá un volumen instrumentado total de unos 5 km 3 . El detector se distribuirá en tres lugares de instalación en el Mediterráneo. La implementación de la primera fase del telescopio se inició en 2013.

La matriz de detectores de neutrinos y muones antárticos (AMANDA) operó entre 1996 y 2004. Este detector utilizó tubos fotomultiplicadores montados en cuerdas enterradas a una profundidad (1,5 a 2 km) dentro del hielo glacial antártico cerca del Polo Sur . El hielo en sí es el medio detector. La dirección de los neutrinos incidentes se determina registrando el tiempo de llegada de los fotones individuales utilizando una matriz tridimensional de módulos detectores, cada uno de los cuales contiene un tubo fotomultiplicador. Este método permite la detección de neutrinos por encima de 50 GeV con una resolución espacial de aproximadamente 2  grados . AMANDA se utilizó para generar mapas de neutrinos del cielo del norte para buscar fuentes de neutrinos extraterrestres y para buscarmateria oscura . AMANDA se ha actualizado al observatorio IceCube , aumentando eventualmente el volumen de la matriz de detectores a un kilómetro cúbico. [11] Ice Cube se encuentra muy por debajo del Polo Sur en un kilómetro cúbico de hielo antiguo perfectamente transparente y sin burbujas. Al igual que AMANDA, se basa en detectar los parpadeos de luz emitidos en las extremadamente raras ocasiones en las que un neutrino interactúa con un átomo de hielo o agua. [11]

Detectores de radio [ editar ]

El Experimento Radio Ice Cherenkov utiliza antenas para detectar la radiación Cherenkov de neutrinos de alta energía en la Antártida. La Antena Transitoria de Impulso Antártico (ANITA) es un dispositivo transportado por un globo que vuela sobre la Antártida y detecta la radiación Askaryan producida por neutrinos de energía ultra alta que interactúan con el hielo debajo.

Seguimiento de calorímetros [ editar ]

Los calorímetros de seguimiento, como los detectores MINOS , utilizan planos alternos de material absorbente y material detector. Los planos absorbentes proporcionan la masa del detector, mientras que los planos del detector proporcionan la información de seguimiento. El acero es una opción de absorbente popular, ya que es relativamente denso y económico y tiene la ventaja de que puede magnetizarse. El detector activo es a menudo un centelleador líquido o de plástico, que se lee con tubos fotomultiplicadores, aunque también se han utilizado varios tipos de cámaras de ionización.

La propuesta de NOνA [12] sugiere eliminar los planos absorbentes en favor del uso de un volumen de detector activo muy grande. [13]

Los calorímetros de seguimiento solo son útiles para neutrinos de alta energía ( rango GeV ). A estas energías, las interacciones de corriente neutra aparecen como una lluvia de desechos hadrónicos y las interacciones de corrientes cargadas se identifican por la presencia de la pista del leptón cargado (posiblemente junto con alguna forma de desechos hadrónicos).

Un muón producido en una interacción de corriente cargada deja un rastro penetrante largo y es fácil de detectar; La longitud de esta pista de muones y su curvatura en el campo magnético proporcionan energía y carga (
μ-
 versus
μ+
) información. Un electrón en el detector produce una lluvia electromagnética, que se puede distinguir de las lluvias hadrónicas si la granularidad del detector activo es pequeña en comparación con la extensión física de la lluvia. Los leptones tau se desintegran esencialmente de inmediato en otro leptón o piones cargados , y no se pueden observar directamente en este tipo de detector. (Para observar directamente taus, uno suele buscar un doblez en las pistas en la emulsión fotográfica).

Detector de retroceso coherente [ editar ]

A bajas energías, un neutrino puede dispersarse desde todo el núcleo de un átomo, en lugar de los nucleones individuales, en un proceso conocido como dispersión elástica de neutrinos-núcleo de corriente neutra coherente o dispersión de neutrinos coherente . [14] Este efecto se ha utilizado para fabricar un detector de neutrinos extremadamente pequeño. [15] [16] [17] A diferencia de la mayoría de los otros métodos de detección, la dispersión coherente no depende del sabor del neutrino.

Supresión de fondo [ editar ]

La mayoría de los experimentos con neutrinos deben abordar el flujo de rayos cósmicos que bombardean la superficie de la Tierra.

Los experimentos de neutrinos de mayor energía (> 50 MeV más o menos) a menudo cubren o rodean el detector primario con un detector de "veto" que revela cuando un rayo cósmico pasa al detector primario, lo que permite ignorar la actividad correspondiente en el detector primario ( "vetado"). Dado que el flujo incidente de muones atmosféricos es isotrópico, se discrimina una detección localizada y anisotrópica en relación con el fondo [18] que delata un evento cósmico.

Para los experimentos de baja energía, los rayos cósmicos no son directamente el problema. En cambio, los neutrones de espalación y los radioisótopos producidos por los rayos cósmicos pueden imitar las señales deseadas. Para estos experimentos, la solución es colocar el detector a gran profundidad bajo tierra para que la tierra de arriba pueda reducir la tasa de rayos cósmicos a niveles aceptables.

Telescopios de neutrinos [ editar ]

Los detectores de neutrinos pueden apuntar a observaciones astrofísicas, y se cree que muchos eventos astrofísicos emiten neutrinos.

Telescopios de neutrinos submarinos:

  • Proyecto DUMAND (1976-1995; cancelado)
  • Telescopio de neutrinos submarino profundo de Baikal (1993 en adelante)
  • ANTARES (2006 en adelante)
  • KM3NeT (futuro telescopio; en construcción desde 2013)
  • Proyecto NESTOR (en desarrollo desde 1998)
  • "P-ONE" . (telescopio prospectivo; buscadores de ruta desplegados en 2018, 2020)

Telescopios de neutrinos bajo el hielo:

  • AMANDA (1996–2009, reemplazada por IceCube)
  • IceCube (2004 en adelante) [3] [g]
  • DeepCore y PINGU, una extensión existente y una extensión propuesta de IceCube

Observatorios subterráneos de neutrinos:

  • Observatorio de neutrinos de Baksan , Rusia, sitio de SAGE , GGNT y el futuro BLVSD.
  • Laboratorios Nacionales Gran Sasso (LNGS), Italia, sitio de Borexino , CUORE y otros experimentos.
  • Mina Soudan , hogar de Soudan 2 , MINOS y CDMS [19] [h]
  • Observatorio Kamioka , Japón
  • Observatorio subterráneo de neutrinos , Mont Blanc, Francia / Italia

Otros:

  • GALLEX (1991-1997; finalizado)
  • Experimento de Tauwer [20] (fecha de construcción por determinar)

Ver también [ editar ]

  • Lista de experimentos con neutrinos
  • Astronomía de neutrinos
  • Astronomía de mensajeros múltiples

Notas al pie [ editar ]

  1. ^ ... sin embargo, son casi indetectables: en solo un segundo, varias decenas de miles de millones de neutrinos atraviesan cada centímetro cuadrado de nuestro cuerpo sin que nos demos cuenta. ... Ningún campo magnético los desvía de su curso, disparando hacia adelante casi a la velocidad de la luz. ... Casi nada los detiene. ... Los neutrinos son clientes notablemente engañosos. Hay tres tipos o sabores: neutrinos de electrones, muones y tau, llamados así por otras tres partículas a las que dan lugar cuando chocan con un átomo. [4]
  2. ^ Los sensores en el hielo han detectado los raros y fugaces destellos de luz que se producen cuando los neutrinos interactúan con el hielo. ... Amanda 2 ( Antarctic Muon and Neutrino Detector Array - 2) está diseñado para mirar no hacia arriba, sino hacia abajo, a través de la Tierra hacia el cielo del hemisferio norte. [6]
  3. ^ El galio y el germanio llevan el nombre de Francia y Alemania , respectivamente. La propiedad delterritorio de Alsacia-Lorena ha alternado históricamente entre Francia y Alemania, de ahí el sobrenombre de la técnica.
  4. ↑ La astronomía de neutrinos recibió un fuerte impulso en 1987 cuando una supernova en una galaxia a solo un cuarto de millón de años luz de distancia de la Tierra apareció a la vista, la supernova más cercana en 400 años. [8]
  5. ↑ En 1987, los astrónomos contaron 19 neutrinos de la explosión de una estrella en la cercana Gran Nube de Magallanes, 19 de los billones de billones de billones de billones de neutrinos que volaron desde la supernova. [1]
  6. ^ Nueva evidencia confirma la indicación del año pasado de que un tipo de neutrino que emerge del núcleo del Sol cambia a otro tipo en ruta a la Tierra. ... Los datos se obtuvieron del Observatorio subterráneo de neutrinos de Sudbury (SNO) en Canadá. ... Los neutrinos son partículas fantasmales sin carga eléctrica y con muy poca masa. Se sabe que existen en tres tipos relacionados con tres partículas cargadas diferentes: el electrón y sus parientes menos conocidos, el muón y la tau. ... [7]
  7. ^ El instrumento IceCube de $ 272 millones (£ 170 millones) no es su telescopio típico. En lugar de recolectar luz de las estrellas, planetas u otros objetos celestes, IceCube busca partículas fantasmales llamadas neutrinos que se precipitan por el espacio con rayos cósmicos de alta energía. Si todo va según lo planeado, el observatorio revelará de dónde provienen estos misteriosos rayos y cómo se vuelven tan enérgicos. Pero eso es solo el comienzo. Los observatorios de neutrinos como IceCube finalmente darán a los astrónomos nuevos ojos con los que estudiar el universo. [3]
  8. ↑ A finales de este mes, Fermi National Accelerator Laboratory cerca de Chicago comenzará a disparar billones de partículas subatómicas de "neutrinos" a través de 450 millas de tierra sólida, su objetivo es un detector en el Laboratorio Subterráneo de Soudan debajo de esta ciudad Iron Range. Su masa ha sido descubierta [19]

Referencias [ editar ]

  1. ↑ a b c d Chang, Kenneth (26 de abril de 2005). "Diminuto, abundante y muy difícil de atrapar" . The New York Times . Consultado el 16 de junio de 2011 .
  2. ^ Colaboración IceCube; Fermi-LAT; MAGIA; ÁGIL; ASAS-SN; HAWC; INTEGRAL; Swift / NuSTAR; VERITAS; Equipos VLA / 17B-403 (2018). "Observaciones de varios mensajeros de un blazar en llamas coincidente con el neutrino de alta energía IceCube-170922A". Ciencia . 361 (6398): eaat1378. arXiv : 1807.08816 . Código Bibliográfico : 2018Sci ... 361.1378I . doi : 10.1126 / science.aat1378 . PMID 30002226 . S2CID 49734791 .  
  3. ^ a b c Sample, Ian (23 de enero de 2011). "La caza de neutrinos en la Antártida" . The Guardian . Consultado el 16 de junio de 2011 .
  4. ↑ a b Le Hir, Pierre (22 de marzo de 2011). "Rastreando al astuto neutrino" . Guardian Weekly . Consultado el 16 de junio de 2011 .
  5. ^ "Todo sobre los neutrinos" . icecube.wisc.edu . Consultado el 19 de abril de 2018 .
  6. ↑ a b Whitehouse, David, Dr. (15 de julio de 2003). "Telescopio Icebound explora el Universo" . Editor científico en línea. BBC News . Consultado el 16 de junio de 2011 .
  7. ^ a b c Whitehouse, David, Dr. (22 de abril de 2002). "El experimento confirma las teorías del sol" . Editor científico de BBC News Online. BBC News . Consultado el 16 de junio de 2011 .
  8. ↑ a b Browne, Malcolm W. (28 de febrero de 1995). "Cuatro telescopios en búsqueda de neutrinos" . The New York Times . Consultado el 16 de junio de 2011 .
  9. ^ Halzen, Francis; Klein, Spencer R. (30 de agosto de 2010). "Artículo de revisión invitado: IceCube: un instrumento para la astronomía de neutrinos". Revisión de instrumentos científicos . 81 (8): 081101. arXiv : 1007.1247 . doi : 10.1063 / 1.3480478 . ISSN 0034-6748 . PMID 20815596 . S2CID 11048440 .   
  10. ↑ Zaborov, DN ( 1 de septiembre de 2009). "Análisis de coincidencia en ANTARES: Potasio-40 y muones". Física de los núcleos atómicos . 72 (9): 1537-1542. arXiv : 0812.4886 . doi : 10.1134 / S1063778809090130 . ISSN 1562-692X . S2CID 14232095 .  
  11. ^ a b "Espera, eso no es un neutrino" . The Economist . 1 de diciembre de 2010 . Consultado el 16 de junio de 2011 .
  12. ^ "Colaboración | NOvA" . Consultado el 2 de mayo de 2020 .
  13. ^ Radovic, Alexander (12 de enero de 2018). "Últimos resultados de oscilación de NOvA de NOvA" (Física teórica experimental conjunta). Base de datos de documentos NOvA . Femilab. Consultado el 30 de marzo de 2018
  14. ^ Winslow, Lindley (18 de octubre de 2012). "Dispersión coherente de neutrinos" (PDF) . Física y Astronomía. Los Ángeles, CA: Universidad de California - Los Ángeles. Archivado desde el original (PDF) el 29 de septiembre de 2017 . Consultado el 29 de septiembre de 2017 .
  15. ↑ Akimov, D .; Albert, JB; An, P .; Awe, C .; Barbeau, PS; Becker, B .; et al. (2017). "Observación de la dispersión elástica coherente de neutrinos-núcleos". Ciencia . 357 (6356): 1123–1126. arXiv : 1708.01294 . Código bibliográfico : 2017Sci ... 357.1123C . doi : 10.1126 / science.aao0990 . PMID 28775215 . S2CID 206662173 .  
  16. ^ "La detección de neutrinos va pequeña". Física hoy . 2017. doi : 10.1063 / PT.6.1.20170817b .
  17. ^ Levy, Dawn (3 de agosto de 2017). "El detector de neutrinos más pequeño del mundo encuentra una gran huella dactilar física" . Laboratorio Nacional Oak Ridge (Comunicado de prensa). Departamento de Energía . Consultado el 29 de septiembre de 2017 .
  18. ^ ERNENWEIN, JP (5 a 12 de marzo de 2005). "EL TELESCOPIO ANTARES NEUTRINO" (PDF) . antares.in2p3 .
  19. ^ a b "Proyecto de neutrinos de Minnesota que se pondrá en marcha este mes" . USA Today . 11 de febrero de 2005 . Consultado el 16 de junio de 2011 .
  20. ^ "Tauwer apunta a alturas cósmicas" . Revista Symmetry . 16 de junio de 2011.

Enlaces externos [ editar ]

  • Medios relacionados con los detectores de neutrinos en Wikimedia Commons