Neutrino

Neutrino
Clasificare	Particulă elementară
Familie	Fermiuni
grup	Leptones
Interacțiuni	Gravitația , slabă
Simbol	ν _e , ν _μ , ν _τ
Antiparticulă	Antineutrino ( ν _e , ν _μ , ν _τ )
Nici tipuri	3 ( electron , muon și tau neutrino )
Teorizat	ν _e : Wolfgang Pauli ( 1930 ) ν _μ : sfârșitul anilor 1940 ν _τ : mijlocul anilor '70
Descoperire	ν _e : Clyde Cowan , Frederick Reines ( 1956 ) ν _μ : Leon Lederman , Melvin Schwartz , Jack Steinberger ( 1962 ) ν _τ : Colaborare DONUT ( 2000 )
Proprietăți fizice
Masa	în jur de 0,05 eV / c ² 8,913309 × 10 ⁻³⁸ kg
Incarcare electrica	0 și
Sarcina de culoare	Nu
A învârti	½

În fizica particulelor , neutrino este o particulă elementară subatomică cu masă foarte mică și sarcină electrică zero. ^[1] , aparținând grupului lepton și familiei fermionilor . Are helicitate egală cu -1 (helicitate pentru stângaci).

Numele a fost inventat de Edoardo Amaldi în timpul unei conversații cu Enrico Fermi la Institutul de Fizică din via Panisperna din Roma , ca un diminutiv jucăuș al cuvântului neutron , o altă particulă neutră mult mai masivă. Termenul a fost apoi adoptat de Fermi într-o conferință la Paris în iulie 1932 și la conferința Solvay din 1933, unde a fost folosit și de Wolfgang Pauli și de acolo s-a răspândit în comunitatea științifică internațională ^[2] .

Neutrinii interacționează numai cu forța nucleară slabă și forța gravitațională , fiind neafectați fie de interacțiunea nucleară puternică , fie de interacțiunea electromagnetică . După ce au fost luate în considerare mult timp fără ea, unele experimente au arătat că are o masă de la 100.000 la 1 milion de ori mai mică decât cea a electronului , cu o valoare cel mai probabil în jur de 0,05 eV / c ² .

Încă nu se știe dacă neutrino este egal cu antiparticulele sale, antineutrino; dacă da, neutrinul ar fi un fermion Majorana . ^[3]

Descoperirea neutrino

Existența neutrinului a fost postulată în 1930 de Wolfgang Pauli pentru a explica spectrul continuu al dezintegrării beta . De asemenea, a fost studiat de Enrico Fermi în 1934, dar a fost descoperit doar 22 de ani mai târziu, în 1956 , de către fizicienii Clyde Cowan și Fred Reines în timpul unui experiment efectuat la reactorul de fisiune al râului Savannah , care a arătat reacții induse de neutrini liberi.

Interesul plasării întregului aparat în apropierea acestui tip de reactor este că este o sursă foarte importantă de antineutrini : în timpul fisiunii nucleare se dezvoltă mulți neutroni , care se descompun emitând antineutrini.

n\rightarrow p^{+}+e^{-}+{\bar {\nu }}_{e}

{\ displaystyle n \ rightarrow p ^ {+} + e ^ {-} + {\ bar {\ nu}} _ {e}}

n \ rightarrow p ^ + + e ^ - + \ bar {\ nu} _e

Aparatul experimental a constat dintr-un recipient de 200 de litri de apă amestecat cu clorură de cadmiu , pentru a exploata reacția inversă a decăderii neutronice:

{\bar {\nu }}_{e}+p^{+}\rightarrow n+e^{+}

{\ displaystyle {\ bar {\ nu}} _ {e} + p ^ {+} \ rightarrow n + e ^ {+}}

\ bar {\ nu} _e + p ^ + \ rightarrow n + e ^ +

odată cu crearea unui neutron și a unui pozitron.

Având în vedere secțiunea transversală joasă a procesului, este clar că este necesară o cantitate mare de protoni (adică apă) pentru a avea un semnal util.

Pozitronul se anihilează cu un electron prezent în aparat, dând naștere la doi fotoni de energie totală egală cu masele particulelor; neutronul produs este moderat de apă și absorbit de cadmiu , care, după absorbție, se află într-o stare excitată și, prin urmare, emite un foton.

Semnalul căutat, prin urmare, este compus din doi fotoni cu energie egală (0,511 MeV), urmat de un foton cu energie mult mai mare la o distanță scurtă de timp.

Fluxul ridicat disponibil a permis două revelații pe oră, iar fundalul calculat pentru acest experiment a fost mult mai mic decât această valoare.

Experimentul sa dovedit, prin urmare, a fi concludent.

Neutrinul din modelul standard

Același subiect în detaliu: Modelul standard .

Neutrini în modelul standard
de particule elementare
Fermion	Simbol	Masa
Generația 1 (electron)
Neutrino electronic	$\nu _{e}$ ${\ displaystyle \ nu _ {e}}$ $\ nu _ {e}$	<2,2 eV
Antineutrino electronic	${\bar {\nu }}_{e}$ ${\ displaystyle {\ bar {\ nu}} _ {e}}$ ${\ bar {\ nu}} _ {e}$	<2,2 eV
Generația 2 (muon)
Neutru muon	$\nu _{\mu }$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ mu}}$ $\ nu _ {\ mu}$	<170 keV
Muon antineutrino	${\bar {\nu }}_{\mu }$ ${\ displaystyle {\ bar {\ nu}} _ {\ mu}}$ ${\ bar {\ nu}} _ {\ mu}$	<170 keV
Generația 3 (tau)
Neutrin tauonic	$\nu _{\tau }$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ tau}}$ $\ nu _ {{\ tau}}$	<15,5 MeV
Antineutrin tauonic	${\bar {\nu }}_{\tau }$ ${\ displaystyle {\ bar {\ nu}} _ {\ tau}}$ ${\ bar {\ nu}} _ {\ tau}$	<15,5 MeV

Deoarece neutrino interacționează slab, atunci când se deplasează prin materie, șansele sale de interacțiune sunt foarte mici. Ar fi nevoie de un zid de plumb ipotetic gros de un an lumină pentru a bloca jumătate din neutrini care trec prin el. Detectoarele de neutrino conțin de obicei sute de tone de material, construite în așa fel încât câțiva atomi pe zi să interacționeze cu neutrinii care intră. Într-o supernovă prăbușită, densitatea nucleului devine suficient de mare (10 ¹⁴ g / cm³) pentru a intercepta o parte din neutrinii produși.

Există trei tipuri diferite de neutrino: ^[1] neutrino electron ν _e , neutrino muon ν _μ și neutrino tau ν _τ , în relație directă respectiv cu leptonii modelului standard ( electron , muon și tau ). Existența a trei familii de neutrini a fost măsurată la colizorul mare electroni-pozitroni . În special, măsurarea lățimii descompunerii bosonului Z a stabilit că există trei tipuri de neutrini cu o masă mai mică de 45 GeV și care interacționează slab ^[4] .

Cea mai mare parte a energiei unei supernova care se prăbușește este radiată sub formă de neutrini, produși atunci când protonii și electronii din nucleu se combină pentru a forma neutroni . Această reacție produce un flux considerabil de neutrini. Prima dovadă experimentală a acestui fapt a venit în 1987 , când au fost detectați neutrini din supernova 1987a .

Masa neutrinilor și consecințele sale

Conform modelului standard (MS), se presupune că există neutrini și că sunt fără masă. Cu toate acestea, experimentele recente sugerează că acest lucru este fals. De fapt, fluxurile de neutrini pot oscila între cele trei stări proprii de interacțiune , într-un fenomen cunoscut sub numele de oscilație neutrino (care oferă o soluție la problema neutrinilor solari și a neutrinilor atmosferici ). Acest lucru duce inevitabil la o modificare a SM, introducând noi termeni pentru a satisface cerința ca neutrinii să fie particule cu masă ^[5] ^[6] , așa cum a teorizat fizicianul Ettore Majorana .

Cu câțiva ani în urmă, se credea că neutrinii ar putea fi considerați responsabili pentru materia întunecată , cu toate acestea, cu cunoștințele actuale despre masa lor, se știe că pot contribui doar la o fracțiune foarte mică, acesta este încă un pas către înțelegerea componentelor materiei. întuneric.

Detectoare de neutrino

Există mai multe tipuri de detectoare de neutrini. Fiecare tip este format din cantități mari de material (necesar datorită penetrativității ridicate a neutrinilor) plasate în cariere subterane care au scopul de a proteja radiația cosmică .

Detectoarele de clor constau din rezervoare umplute cu tetraclorură de carbon (CCl ₄ ). În aceste detectoare, un neutrino transformă un atom de clor într-un atom de argon conform reacției

\nu _{e}+^{37}Cl\to ^{37}Ar+e^{-}

{\ displaystyle \ nu _ {e} + ^ {37} Cl \ to ^ {37} Ar + e ^ {-}}

\ nu _ {e} + ^ {{37}} Cl \ to ^ {{37}} Ar + e ^ {{-}}

Fluidul este purjat periodic cu heliu care îndepărtează argonul. Cantitatea de atomi de argon produsă este măsurată de activitatea radioactivă a gazului extras ( izotopul argon 37 se descompune în clor cu un timp de înjumătățire de 35 de zile). Dezavantajul acestor detectoare constă în faptul că nu este posibil să se determine direcția neutrino-ului incident și nici energia acestuia: singura informație este fluxul mediu, de altfel pe perioade de ordinea lunii. Detectorul de clor de la Homestake , Dakota de Sud , care conținea 520 de tone de CCl ₄ , a detectat mai întâi deficitul de neutrini de la soare și a condus la problema neutrinilor solari . Acest tip de detector este sensibil doar la neutrini electronici ν _e . Energia prag a reacției utilizate în acești detectoare (energia minimă pe care trebuie să o detecteze neutrino-ul incident) este egală cu 814 keV.

Detectoarele de galiu sunt similare cu detectoarele de clor în funcțiune, dar sunt mai sensibile la neutrini cu energie redusă. Ele se bazează pe reacție

\nu _{e}+^{71}Ga\to ^{71}Ge+e^{-}

{\ displaystyle \ nu _ {e} + ^ {71} Ga \ to ^ {71} Ge + e ^ {-}}

\ nu _ {e} + ^ {{71}} Ga \ to ^ {{71}} Ge + e ^ {{-}}

Din nou, nu se obțin informații despre direcția neutrino. Dintre acești detectoare merită menționate cele utilizate în experimentul GALLEX , care a devenit ulterior GNO, realizat în Italia în laboratoarele naționale INFN Gran Sasso , situate în tunelul Gran Sasso d'Italia .

Detectoarele de apă pură precum Super-Kamiokande conțin o masă mare de apă, înconjurată de detectoare de lumină numite „tuburi fotomultiplicatoare ”. În acești detectoare, neutrino transferă o parte din energia sa către un electron, care la impact se deplasează mai repede decât lumina în apă (dar în orice caz nu mai rapid decât lumina în vid). Aceasta generează o emisie optică (în lumină vizibilă), cunoscută sub numele de radiație Čerenkov, care poate fi detectată de tuburile fotomultiplicatoare. Acest detector are avantajul că neutrinul este înregistrat în timp real și este posibil să colectăm informații despre traiectoria acestuia, construind o hartă reală a cerului văzută în neutrini. Acest tip de detector a înregistrat fluxul de neutrini din Supernova din 1987a . Acest detector este sensibil la toate tipurile de neutrini, deși cu secțiuni transversale diferite (mai mare cu un factor de 6 pentru neutrini de electroni decât ceilalți). Un dezavantaj al acestui tip de detectoare îl constituie pragul ridicat (aproximativ 5 MeV) în energie, datorită imposibilității de a detecta emisia din electronii loviți de neutrini cu energie prea mică.
Detectoarele de apă grea utilizează trei tipuri de reacții pentru a detecta neutrini. Primul este același ca și pentru detectoarele de apă pură. Al doilea implică coliziunea neutrinului cu un atom de deuteriu , cu eliberarea consecventă a unui electron. În al treilea, neutrino împarte atomul de deuteriu în doi. Rezultatele acestor reacții sunt dezvăluite de „tuburile fotomultiplicatoare”. Acest tip de detector funcționează la Observatorul Neutrin Sudbury și este capabil să detecteze toate cele trei tipuri de neutrini.
Experimentul OPERA , pe de altă parte, își propune să observe în mod direct fenomenul de oscilație ( Neutrino Appereance ) al neutronilor muonici $\nu _{\mu }$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ mu}}$ $\ nu _ {\ mu}$ în neutrini tau $\nu _{\tau }$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ tau}}$ $\ nu _ {\ tau}$ . Neutrinii muonici sunt produși de proiectul CNGS de la CERN din Geneva (Elveția) și trimiși la locul experimentului OPERA de la Laboratoarele Naționale Gran Sasso . Experimentul constă din doi supermoduli constând dintr-o țintă și un spectrometru magnetic. Ținta este alcătuită din planuri de scintilatoare din plastic, între care sunt inserate câteva cărămizi formate din teancuri de foi de plumb (grosime 1 mm) și plăci de emulsie fotografice (boabe cu diametrul de 1 micron). Când un neutrin de tip tau interacționează cu o cărămidă țintă, particula tau produsă parcurge o distanță scurtă în țintă (o fracțiune de milimetru, de obicei) și apoi se descompune în particule mai ușoare, cum ar fi un muon și o pereche de neutrini. Analiza la microscop a urmelor lăsate pe emulsiile fotografice de particulele încărcate permite reconstituirea vârfurilor (primare și secundare) ale evenimentului. Masa OPERA este de aproximativ 1250 tone. În cinci ani de date, OPERA intenționează să măsoare un număr mic de astfel de evenimente (aproximativ 10-20, în funcție de diferența de masă dintre cele două tipuri de neutrini), dar cu o contaminare de fond extrem de scăzută.
În Los Alamos , SUA , Liquid Scintillator Neutrino Detector ( LSND ) a colectat date de-a lungul a șase ani de activitate, care oferă dovezi suplimentare în favoarea teoriei oscilației neutrino. În special, datele sugerează că antineutrinii muonici pot oscila devenind antineutrini electronici. ^[7] . Acest lucru a fost respins de următorul experiment MiniBooNE ^[8] ^{[ este necesară citarea ]} ^[9] .
Experimentul BooNE (acronim pentru Booster Neutrine Experiment) a început la Fermilab din 1997. Primul experiment cu detector de neutrini a fost realizat în septembrie 2002, iar primul experiment cu detector de neutrini a fost realizat în ianuarie 2006. ^[10]

Oscilația aromei

Detectorul experimentului OPERA în laboratorul Gran Sasso.

Din mai multe experimente efectuate de numeroase colaborări internaționale (inclusiv Super-Kamiokande , Sudbury Neutrino Observatory și KamLAND), au apărut dovezi ale fenomenului cunoscut sub numele de „oscilație gustativă” a neutrinilor, fenomen care determină modificarea particulelor. Dintr-o „familie”. altuia, sugerând că această particulă are o masă, așa cum a fost teoreticat deja de fizicianul Bruno Pontecorvo în 1969.

Neutrinii există în trei „arome” cunoscute, muon, electronic și tau, împreună cu antineutrinii lor. Pentru calcularea proporțiilor lor, se observă o diferență considerabilă între valorile teoretice și experimentale; de exemplu, doar 1/3 din neutrini despre care se crede că sunt emiși de reacțiile nucleare ale Soarelui au fost înregistrate pe Pământ. Ca o posibilă soluție la problema neutrinilor solari , s-a teoretizat că neutrinii lipsă erau cei cu muoni, care se transformase în tauonic, mult mai greu de observat.

Din 2007, a fost efectuat un experiment la distanță pentru a demonstra această teorie; CERN din Geneva generează neutrini muonici și îi împușcă în direcția laboratorului INFN din Gran Sasso. Din miliarde de miliarde de neutrini lansați de CERN și care au ajuns la laboratoarele INFN din 2007, un prim neutrino a fost observat de oamenii de știință în 2010, care a oscilat de la muon la tau, dar rezultatul este suficient pentru a sugera cu tărie că neutrinii au masă și că pot să se balanseze. de la o aromă la alta. ^[11] Cercetări suplimentare confirmă fluctuațiile aromelor neutrinoase. ^[12] ^[13]

În 2012, experimentul Gran Sasso OPERA a observat pentru a doua oară o oscilație aromatică a neutrino-muon în neutru tau. Oscilațiile observate de la muon la neutrino de electroni, la 6 iunie 2012, au fost în schimb de 19. ^[14]

Astăzi putem spune că am intrat în era astronomiei neutrino, datorită „telescoapelor” neutrinoase, cum ar fi IceCube, un detector cu un volum de 1 km cub plasat printre gheața Polului Sud. IceCube a observat primii neutrini extraterestri și grație lor vor putea înțelege mai bine ce se întâmplă în zonele îndepărtate ale universului ^[15] . De fapt, neutrinii sunt mesageri cosmici excelenți, deoarece au puține șanse de a interacționa cu mediul înconjurător și din acest motiv transportă informații intacte din locul în care sunt creați pentru noi pe Pământ.

În modelul standard , se consideră că neutrinii sunt fără masă, astfel încât rezultatul acestui experiment implică necesitatea modificării teoriei, oferind noi explicații și începând noi cercetări cu toate implicațiile posibile în cosmologie, astrofizică și fizica particulelor. ^[16] ^[17] ^[18]

Anomalie în experimentul OPERA asupra vitezei neutrinilor

Același subiect în detaliu: OPERA § Anomalie asupra vitezei neutrinilor .

În septembrie 2011, cercetătorii experimentului OPERA au susținut că au găsit o anomalie în măsurarea vitezei neutrino care părea a fi mai mare decât cea a luminii ^[19], dar verificările ulterioare, publicate în martie 2012, i-au determinat pe cercetători să afirme că această anomalie este justificată de prezența a două erori sistematice în configurația experimentală. ^[20] O carte publicată în 2017 urmărește în detaliu evenimentele care au indus în eroare colaborarea OPERA ^[21] .

Notă

^ ^a ^b IUPAC Gold Book, „neutrino (electron neutrino)”
^ Edoardo Amaldi, De la descoperirea neutronului până la descoperirea fisiunii nucleare , în Phys. Rep. , 111 (1-4), 1-331 (1984), nota 227 p.306.
^ Sandro Iannaccone, vânătoarea de neutrini a lui Majorana continuă , pe wired.it , 23 septembrie 2019.
^ Colaborările ALEPH, DELPHI, L3, OPAL, SLD, Grupul de lucru LEP Electroweak și Grupurile SLD Electroweak și Heavy Flavor, Măsurători de precizie electrorebute pe rezonanța Z , în Phys. Rep. , Vol. 427, 2006, pp. 257-454, DOI : 10.1016 / j.physrep . 2005.12.006 , arΧiv : hep-ex / 0509008 .
^ A. Goobar, S. Hannestad, E. Mörtsell, H. Tu, Masa de neutrini legată de datele WMAP pe 3 ani, vârful acustic al barionului, supernovele SNLS și pădurea Lyman-α , în Journal of Cosmology and Astroparticle Physics , vol. 606, 2006, p. 19, DOI : 10.1088 / 1475-7516 / 2006/06/019 , arΧiv : astro-ph / 0602155 .
^ Este de conceput că, de-a lungul anilor, termenul MS va indica modelul standard actual, având deja în vedere prezența neutrinilor ca particule masive
^ Publicații științifice despre LSND
^ MiniBooNE și BooNE la Fermilab
^ Articol de colaborare MiniBooNE
^ Publicații științifice despre BooNE Arhivat 21 august 2007 la Internet Archive .
^ OPERA captează primul său tau-neutrino , pe cerncourier.com . Adus 30.03.2012 .
^ Oscilațiile neutrinului măsurate cu precizie record , la blogs.nature.com . Adus 02-05-2012 .
^ Sub piatra mare se transformă neutrinii , pe punto-informatico.it . Adus 11.06.2012 .
^ A confirmat existența neutrinilor mutanți evazivi , pe lescienze.it . Adus 11.06.2012 .
^ A. Palladino, G. Pagliaroli și FL Villante, Care este aroma neutrinilor cosmici văzuți de IceCube? , în Physical Review Letters , vol. 114, nr. 17, 28 aprilie 2015, p. 171101, DOI : 10.1103 / PhysRevLett.114.171101 . Adus la 1 iunie 2015 .
^ Iată neutrino "mutant" - se schimbă ca un cameleon , pe repubblica.it . Adus 31.05.2010 .
^ Istoria unui neutrin "mutant"
^ ( RO ) Comunicat de presă OPERA mai 2010
^ ( EN ) (PrePrint) Colaborarea OPERA, măsurarea vitezei neutrino cu detectorul OPERA în fasciculul CNGS , în arXiv , 2011.
^ (EN) Maximiliano Sioli, Rezultate actualizate ale analizei neutrino-vitezei OPERA pe agenda.infn.it, infn.it, 28 martie 2012. Accesat la 19 octombrie 2012.
^ Neutrino anomal , Daedalus, Bari 2017.

Bibliografie

( EN ) Chung Wook Kim, Neutrinos in Physics and Astrophysics . Routledge, 1993. ISBN 978-3-7186-0566-8
Lino Miramonti și Franco Reseghetti, Neutrino. Particulă fantomă Franco Muzzio Editore , 2004. ISBN 88-7413-107-0
Frank Close, Neutrino Raffaello Cortina Editore , 2012. ISBN 978-88-6030-45-20

Elemente conexe

Alte proiecte

Wikicitată conține citări sau despre neutrino
Wikționarul conține dicționarul lema « neutrino »
Wikimedia Commons conține imagini sau alte fișiere despre neutrin

linkuri externe

Neutrino , pe Treccani.it - Enciclopedii online , Institutul Enciclopediei Italiene .
Neutrino , pe Sapienza.it , De Agostini .
( EN ) Neutrino / Neutrino (altă versiune) , în Encyclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.
Diseminare de neutrini scrisă pe portalul Institutului Național de Fizică Nucleară - LNGS
( EN ) Neutrino Unbound colectează informații despre fizica neutrino și astrofizică
( EN ) IceCube , pe icecube.wisc.edu .
( EN ) AMANDA , pe amanda.wisc.edu .
( RO ) OPERA - Oscilația neutrinilor - , pe operaweb.web.cern.ch . Adus la 15 septembrie 2006 (arhivat din original la 7 septembrie 2006) .

Controlul autorității	Tesauro BNCF 19078 · LCCN (EN) sh85091200 · GND (DE) 4171614-0 · BNF (FR) cb12041797n (data) · NDL (EN, JA) 01.021.644

Portalul fizicii : accesați intrările Wikipedia care se ocupă cu fizica

[IUPAC-1] IUPAC Gold Book, „neutrino (electron neutrino)”

[2] Edoardo Amaldi, De la descoperirea neutronului până la descoperirea fisiunii nucleare , în Phys. Rep. , 111 (1-4), 1-331 (1984), nota 227 p.306.

[3] Sandro Iannaccone, vânătoarea de neutrini a lui Majorana continuă , pe wired.it , 23 septembrie 2019.

[4] Colaborările ALEPH, DELPHI, L3, OPAL, SLD, Grupul de lucru LEP Electroweak și Grupurile SLD Electroweak și Heavy Flavor, Măsurători de precizie electrorebute pe rezonanța Z , în Phys. Rep. , Vol. 427, 2006, pp. 257-454, DOI : 10.1016 / j.physrep . 2005.12.006 , arΧiv : hep-ex / 0509008 .

[5] A. Goobar, S. Hannestad, E. Mörtsell, H. Tu, Masa de neutrini legată de datele WMAP pe 3 ani, vârful acustic al barionului, supernovele SNLS și pădurea Lyman-α , în Journal of Cosmology and Astroparticle Physics , vol. 606, 2006, p. 19, DOI : 10.1088 / 1475-7516 / 2006/06/019 , arΧiv : astro-ph / 0602155 .

[6] Este de conceput că, de-a lungul anilor, termenul MS va indica modelul standard actual, având deja în vedere prezența neutrinilor ca particule masive

[7] Publicații științifice despre LSND

[8] MiniBooNE și BooNE la Fermilab

[9] Articol de colaborare MiniBooNE

[10] Publicații științifice despre BooNE Arhivat 21 august 2007 la Internet Archive .

[11] OPERA captează primul său tau-neutrino , pe cerncourier.com . Adus 30.03.2012 .

[12] Oscilațiile neutrinului măsurate cu precizie record , la blogs.nature.com . Adus 02-05-2012 .

[13] Sub piatra mare se transformă neutrinii , pe punto-informatico.it . Adus 11.06.2012 .

[14] ^ A confirmat existența neutrinilor mutanți evazivi , pe lescienze.it . Adus 11.06.2012 .

[15] A. Palladino, G. Pagliaroli și FL Villante, Care este aroma neutrinilor cosmici văzuți de IceCube? , în Physical Review Letters , vol. 114, nr. 17, 28 aprilie 2015, p. 171101, DOI : 10.1103 / PhysRevLett.114.171101 . Adus la 1 iunie 2015 .

[16] Iată neutrino "mutant" - se schimbă ca un cameleon , pe repubblica.it . Adus 31.05.2010 .

[17] Istoria unui neutrin "mutant"

[18] ( RO ) Comunicat de presă OPERA mai 2010

[19] ( EN ) (PrePrint) Colaborarea OPERA, măsurarea vitezei neutrino cu detectorul OPERA în fasciculul CNGS , în arXiv , 2011.

[20] (EN) Maximiliano Sioli, Rezultate actualizate ale analizei neutrino-vitezei OPERA pe agenda.infn.it, infn.it, 28 martie 2012. Accesat la 19 octombrie 2012.

[21] Neutrino anomal , Daedalus, Bari 2017.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19],

[20]

[21]