Observatorul Neutrino Sudbury

Sigla SNO

Observatorul Neutrino Sudbury ( SNO ) a fost un experiment canadian major în fizica particulelor pentru observarea neutrinilor solari prin interacțiunea lor cu apa grea .

Experimentul a avut o mare importanță științifică, deoarece a rezolvat problema neutrinilor solari, concluzionând că soluția sa se află în oscilațiile neutrinilor și că, prin urmare, neutrinul are masă.

Detectorul a fost situat la aproximativ 2 km sub suprafața pământului în mina Creighton , deținută de CVRD Inco , lângă orașul Sudbury din Ontario, în Canada , de la care experimentul își ia numele.

În special, detectorul a fost de tip Čerenkov în timp real și a funcționat din mai 1999 până pe 28 noiembrie 2006 . A doua zi după închiderea oficială a experimentului, un cutremur neobișnuit de intens cu magnitudinea 4,1 ^{[1] a} zguduit mina în care se află SNO, deteriorând echipamentul. ^[2] După 2006, colaborarea SNO a continuat să analizeze datele colectate în anii precedenți ^[3] ^[4] .

Este prevăzută refolosirea structurilor existente pentru experimentul SNO + . ^[5]

Motivele experimentului

Același subiect în detaliu: problema neutrinilor solari .

Primele măsurători ale fluxului de neutrini solari care au sosit pe Pământ au fost luate în anii 1960, ^[6] și toate experimentele înainte de SNO ( Homestake , ^[7] SAGE , ^[8] GALLEX , ^[9] Kamiokande , ^[10] Superkamiokande ^{[ 11]} ) a dezvăluit cu o treime până la jumătate mai puțini neutrini decât s-a prevăzut de modelul solar standard . ^[12] Acest efect este cunoscut sub numele de problema neutrinilor solari . De câteva decenii, s-au propus multe soluții pentru a explica efectul, una dintre ele fiind ipoteza oscilației neutrinilor care prezice că neutrinii au masă și pot schimba aroma . ^[13] Toți detectorii de neutrini solari utilizați înainte de SNO erau sensibili în primul rând sau exclusiv la neutrini electronici și nu la neutrini muon sau tau . Experimentul SNO a fost conceput pentru a testa ipoteza oscilațiilor neutrino prin măsurarea simultană a fluxului de neutrini electronici, dar și a fluxului total de neutrini, inclusiv muon și tau.

În 1984, Herb Chen de la Universitatea din California a subliniat mai întâi avantajele utilizării apei grele ca detector pentru neutrini solari. ^[14] Spre deosebire de detectoarele anterioare, utilizarea apei grele a permis detectarea a două tipuri de reacții, dintre care unul era sensibil la toate aromele de neutrini. Mina Creighton de lângă Sudbury, unul dintre cele mai adânci locuri din lume și cu un fundal radioactiv redus, a fost identificată în curând ca un loc ideal pentru construirea experimentului.

Colaborarea SNO a avut loc prima sa întâlnire în 1984. La vremea respectivă concura cu „Fabrica KAON” a TRIUMF pentru finanțare federală, dar marea varietate de universități care au susținut SNO i-au permis să fie selectate. Startul oficial a fost dat în 1990 .

Fizicieni celebri și laureați ai premiului Nobel, precum Stephen Hawking , Bertram Brockhouse și Richard Taylor, au participat la deschiderea oficială a SNO în 1998. ^[15]

Descrierea detectorului

Detectorul SNO ^[12] ^[16] este situat sub 2092 metri de rocă, echivalent cu 6010 metri de apă.

Ținta SNO a fost compusă din 1000 de tone de apă grea ultrapură conținută într-un recipient sferic cu o rază de 6 metri de polimetilmetacrilat (acrilic) gros de 5 cm. Sfera care conține apa grea a fost înconjurată de 9456 fotomultiplicatori (PMT), fiecare cu diametrul de 20 cm, montat pe o sferă geodezică din oțel inoxidabil cu un diametru de 17,8 metri. Spațiul exterior, o peșteră cu un diametru maxim de 22 de metri, a fost umplut cu 7300 de tone de apă ușoară ultra-pură, inclusiv 1700 de tone în spațiul dintre sfera acrilică și fotomultiplicatori, care a servit ca ecran de radioactivitate venită din exterior, de pe pereți, de pe tuburile foto și alte materiale utilizate; în plus, apa a ajutat la susținerea țintei cu forța lui Arhimede .

Observatorul este situat la capătul unui tunel lung de 1,5 kilometri, poreclit „SNO drift”, care îl izolează de restul minei. De-a lungul tunelului există mai multe camere curate . Cea mai mare parte a instalației este de clasa 3000 (adică mai puțin de 3000 de particule de 1 µm sau mai puțin pe m³ de aer), în timp ce peștera finală care conține detectorul este de clasa 1000. ^[17]

Construcția SNO a început în 1990 și a fost finalizată în 1998 ^[18] , primii trei ani au fost folosiți pentru săpături, următorii cinci pentru construcții ^[17] , la un cost de 73 de milioane de dolari canadieni ^[19] (aproape 41 de milioane de euro ^[20] ) cu sprijinul diferitelor instituții canadiene , americane și britanice . Apa grea, în valoare de 330 milioane USD, a fost împrumutată gratuit de către Atomic Energy of Canada Limited (AECL) ^[17] cu cooperarea Ontario Power Generation, iar site-ul a fost furnizat de Inco Limited. Disponibilitatea mare de apă grea se datorează centralelor nucleare canadiene în mare parte de tip CANDU care utilizează apă grea.

Experimentul nu a dezvăluit neutrini în mod direct, ci a observat prin fotomultiplicatori lumina produsă de electroni ultrarelativistici în apa grea datorită efectului Čerenkov , produs în diferite procese. Experimentul SNO a fost sensibil la trei reacții diferite cu neutrini și, studiind relațiile dintre fluxurile de neutrini detectate cu fiecare dintre aceste reacții, experimentul a fost capabil să testeze ipoteza oscilației neutrino.

Reducerea zgomotului

SNO a fost un experiment în care reducerea fondului radioactiv a fost de o importanță extremă, deoarece evenimentele pe care dorea să le observe erau foarte rare și nu ar trebui confundate cu alte evenimente datorate radioactivității de fond. Cele mai importante surse ale acestui zgomot au fost structurile permanente din geosferă pentru susținerea fototuburilor și a substanțelor radioactive dizolvate în apă.

O atenție deosebită a fost acordată în alegerea materialelor cu un conținut redus de Th-232 și U-238 . Fundalul cel mai problematic s-a datorat fotonilor de 2,61 MeV și 2,45 MeV și electronii relativi care, prin adăugarea în coincidență, pot simula un eveniment generat de un neutrino. Mai mult, orice foton de peste 2,2 MeV poate fotodisintegra un deuter prin eliberarea unui neutron, care nu se distinge de un neutron produs în interacțiunea unui neutrino în curent neutru.

Alte cauze ale fondurilor radioactive sunt razele cosmice și radioactivitatea pereților peșterii. Cei 6010 metri de apă echivalentă cu roca au redus fluxul razelor cosmice la un nivel neglijabil. Fluxul de muoni a fost de aproximativ 1 pe oră. ^[12]

Purificarea apei

Sistemul de tratare a apei a fost conceput pentru a purifica apa și pentru a măsura simultan nivelul de contaminare. Sistemul a fost împărțit în două părți, una pentru apă ușoară și una pentru apă grea. Acesta din urmă este cel mai important, deoarece reacțiile au loc în apă grea, în timp ce cea ușoară acționează doar ca un ecran. ^[16] Structurile au fost amplasate sub pământ, aproape de detector. Apa moale a fost asigurată de un sistem de purificare a suprafeței care a furnizat apă potabilă minei. Această apă conținea nisip , praf , bacterii , alge , săruri anorganice , molecule organice și gaze ( N ₂ , O ₂ , CO ₂ , Rn , ...). A fost apoi tratat în subteran, purificat, degazat și în final regazat cu azot pur și răcit la 10 ° C.

O atenție deosebită a fost acordată elementelor radioactive, cum ar fi cele ale lanțului radioactiv de uraniu și toriu, care trebuie reduse la o concentrație de milioane de ori mai mică decât cea naturală. Dacă un izotop radioactiv se descompune în sau în apropierea detectorului, semnalul ar putea fi indistinct de cel produs de un neutrino. Apa din afara detectorului a fost utilizată pentru a absorbi razele gamma și neutronii produși de radioactivitatea rocilor. În cele 1000 de tone de apă grea, impuritățile trebuie să fie mai mici de 10 ⁻¹⁴ g / g de apă, în timp ce în cele 7000 de tone de apă ușoară, nivelul de impurități a fost menținut sub 10 ⁻¹³ g / g de apă.

Toate materialele care alcătuiau detectorul și care erau în contact cu apa au fost atent selectate și analizate pentru a evita contaminarea radioactivă. În ciuda acestui fapt, apa a fost purificată cu o rată de 100 de litri pe minut. De asemenea, sistemul de purificare a eliminat orice activitate biologică din apă, deoarece aceasta poate compromite transmitanța razelor UV în apă.

Sistemul de purificare a folosit o mare varietate de tehnici. Componentele principale au fost unități de osmoză inversă de înaltă presiune, ultra filtrare, schimbătoare de ioni, sterilizare ultravioletă și degazare în vid. Au fost dezvoltate filtre speciale și agenți speciali pentru a elimina anumite elemente și pentru a controla nivelul de impurități. Plumb și Mn0 ₂ filtre au fost dezvoltate pentru extracția de uraniu și toriu derivate.

Una dintre funcțiile majore ale sistemului de apă grea a fost aceea de a adăuga și a elimina un volum mare de sare. S-au adăugat cantități controlate de sare în faza de sare a experimentului.

Apa și apa grea au fost izolate din aerul de laborator printr-un strat de azot gazos.

Interacțiuni cu neutrini

Interacțiuni cu curentul încărcat

Cu o interacțiune de curent încărcat, un neutrino transformă un neutron al unui deuteron într-un proton . Neutrino este absorbit în reacție și se produce un electron.

\,\!\nu _{e}+d\to p+p+e^{-}

{\ displaystyle \, \! \ nu _ {e} + d \ to p + p + e ^ {-}}

{\ displaystyle \, \! \ nu _ {e} + d \ to p + p + e ^ {-}}

Neutrinii solari au mai puțină energie decât masa muonului și a tau-ului , astfel încât numai neutrinii electronici pot participa la această reacție. Electronul transportă cea mai mare parte a energiei eliberate de neutrinul incident, de ordinul a 5-15 MeV și este detectabil de lumina Cherenkov pe care o produce. Protonul care este produs, pe de altă parte, nu are suficientă energie pentru a fi observat. Pentru ca reacția să apară, neutrinul incident trebuie să aibă o energie mai mare decât un prag cinematic de 2 m _p + m _și - m _d = 1,442 MeV. În realitate, experimentul este sensibil doar la electronii care au suficientă energie pentru a-i face să se distingă de mediul și mediul cosmic, în special trebuie să fie mai mare de 5,5 MeV, ceea ce înseamnă că neutrinii incidenti trebuie să aibă o energie minimă de 6,9 MeV și de aceea experimentul este sensibil doar la neutrinii solari produși în reacție ${}^{8}\mathrm {B} \rightarrow {}^{8}\mathrm {Be} +e^{+}+\nu _{e}$ ${\ displaystyle {} ^ {8} \ mathrm {B} \ rightarrow {} ^ {8} \ mathrm {Be} + e ^ {+} + \ nu _ {e}}$ ${\ displaystyle {} ^ {8} \ mathrm {B} \ rightarrow {} ^ {8} \ mathrm {Be} + e ^ {+} + \ nu _ {e}}$ .

Electronii produși în interacțiunea de curent încărcat sunt emise în toate direcțiile, dar există o ușoară tendință în direcția opusă celei de origine neutrino.

Interacțiuni cu curentul neutru

În procesul curentului neutru (NC) un neutrino „rupe” deuteronul într-un proton și un neutron .

\nu _{\alpha }+d\to p+n+\nu _{\alpha }\quad \alpha =e,\mu ,\tau

{\ displaystyle \ nu _ {\ alpha} + d \ to p + n + \ nu _ {\ alpha} \ quad \ alpha = e, \ mu, \ tau}

{\ displaystyle \ nu _ {\ alpha} + d \ to p + n + \ nu _ {\ alpha} \ quad \ alpha = e, \ mu, \ tau}

Neutrinul continuă să piardă energie și toate tipurile de neutrini pot participa la interacțiune. Acest tip de interacțiune este foarte important, deoarece este sensibil la toate aromele de neutrini în aceeași măsură. Ceea ce este dezvăluit este neutronul printr-o captură de neutroni .

Apa grea are o secțiune transversală mare pentru captarea neutronilor, iar atunci când un neutron este capturat de un nucleu de deuteriu, se produce un foton de 6,25 MeV. Direcția fotonului nu este complet legată de direcția Soarelui. Acest fapt poate fi folosit pentru a discrimina acești fotoni de cei produși de efectul Čerenkov în alte procese. Fotonii produși vor da naștere la electroni datorită efectului Compton care va emite fotoni datorită efectului Čerenkov care va fi detectat.

Pragul energiei neutrino pentru această reacție este m _p + m _n - m _d = 2.224 MeV, deci această interacțiune este, de asemenea, sensibilă doar la neutrini solari ai ${}^{8}\mathrm {B}$ ${\ displaystyle {} ^ {8} \ mathrm {B}}$ ${\ displaystyle {} ^ {8} \ mathrm {B}}$ . Această reacție este cea mai importantă, deoarece măsoară fluxul total de neutrini al ${}^{8}\mathrm {B}$ ${\ displaystyle {} ^ {8} \ mathrm {B}}$ ${\ displaystyle {} ^ {8} \ mathrm {B}}$ . Capacitatea de a măsura reacțiile în curent neutru și în curent încărcat separat este unică pentru SNO și face posibilă interpretarea rezultatelor experimentale independent de calculele teoretice ale astrofizicii, în special din modelul solar standard . ^[16] Din fluxul de neutrini măsurat prin această reacție se poate descoperi dacă deficitul de neutrini dezvăluit de celelalte experimente se datorează faptului că au fost sensibili doar la neutrini de electroni sau dacă se datorează modelului teoretic. ^[12]

Unii dintre neutronii produși trec prin vasul acrilic și ajung în apa ușoară și, deoarece aceasta are o secțiune transversală mare pentru captarea neutronilor, acești neutroni sunt capturați rapid. În această reacție se produce o rază gamma de aproximativ 2 MeV de energie, dar, deoarece energia este sub pragul detectorului, nu este observată. ^{[ fără sursă ]}

Răspândirea elastică a electronilor

Răspândirea elastică a neutrinilor prin curent neutru

Răspândirea elastică a neutrinilor electronilor prin curentul încărcat

În procesul elastic (ES) un neutrino interacționează cu un electron atomic și îi conferă o parte din energia sa.

\nu _{\alpha }+e\to \nu _{\alpha }+e\quad \alpha =e,\mu ,\tau

{\ displaystyle \ nu _ {\ alpha} + e \ to \ nu _ {\ alpha} + e \ quad \ alpha = e, \ mu, \ tau}

{\ displaystyle \ nu _ {\ alpha} + e \ to \ nu _ {\ alpha} + e \ quad \ alpha = e, \ mu, \ tau}

Toate cele trei tipuri de neutrini pot participa la această reacție prin schimbul unui boson Z , iar neutrinii electronici pot participa și la schimbul unui boson W. Din acest motiv, interacțiunea este dominată de neutrini de electroni, în special secțiunea transversală cu un neutrino de electroni este de aproximativ 6 ori mai mare decât cea a dispersiei de neutrini cu muon sau tau. Electronul produs de obicei indică în aceeași direcție ca neutrino. Deoarece această interacțiune are loc cu electronii atomici, aceasta are loc cu aceeași probabilitate atât în apă ușoară, cât și în apă grea.

Această reacție nu are un prag pentru a avea loc, deoarece particulele în starea inițială sunt aceleași în starea finală. Singurul efect este de a redistribui energia și momentul dintre cele două particule care interacționează. Pragul de detectare a electronilor este egal cu cel din interacțiunea cu curent încărcat, 5,5 MeV. Prin urmare, energia minimă a neutrinilor trebuie să fie de 5,7 MeV, ceea ce înseamnă că această reacție este, de asemenea, sensibilă doar la neutrinii solari ai ${}^{8}\mathrm {B}$ ${\ displaystyle {} ^ {8} \ mathrm {B}}$ ${\ displaystyle {} ^ {8} \ mathrm {B}}$ .

Etapele experimentului

Surse: ^[18] ^[21] .

Faza D ₂ O

Prima fază a funcționat în perioada 2 noiembrie 1999 - 31 mai 2001 pentru o durată totală de 306,4 zile. ^[22] În această fază, neutronul produs de reacțiile în curent neutru a fost dezvăluit prin reacție:

n+d\to {}^{3}\mathrm {H} +\gamma (6.25\mathrm {MeV} )

{\ displaystyle n + d \ to {} ^ {3} \ mathrm {H} + \ gamma (6,25 \ mathrm {MeV})}

{\ displaystyle n + d \ to {} ^ {3} \ mathrm {H} + \ gamma (6,25 \ mathrm {MeV})}

Faza sărată

În această etapă s-au adăugat 2 tone de NaCI la apa grea. Datele au fost preluate din 26 iulie 2001 până în 28 august 2003, pentru un total de 391,4 zile de timp live . În acest fel, neutronul produs în interacțiunile cu curentul neutru a fost dezvăluit cu: ^[23]

n+{}^{35}\mathrm {Cl} \to {}^{36}\mathrm {Cl} +{\text{alcuni }}\gamma (8.57\mathrm {MeV} )

{\ displaystyle n + {} ^ {35} \ mathrm {Cl} \ to {} ^ {36} \ mathrm {Cl} + {\ text {some}} \ gamma (8.57 \ mathrm {MeV})}

{\ displaystyle n + {} ^ {35} \ mathrm {Cl} \ to {} ^ {36} \ mathrm {Cl} + {\ text {some}} \ gamma (8.57 \ mathrm {MeV})}

Această reacție a îmbunătățit detectarea neutrinilor din trei motive:

crește eficiența captării neutronilor (secțiunea transversală pentru neutroni termici merge de la 0,5 mb pentru deuteriu la 44 b pentru clor-35) și, prin urmare, o statistică mai mare pentru interacțiunile cu curentul neutru;
energia mai mare a fotonilor emiși permite o măsurare mai bună, deoarece acestea sunt mai departe de fundal;
fotonii emiși acum sunt mai izotropi și, prin urmare, se disting mai mult de cei emiși ca lumina Cherenkov emisă în celelalte tipuri de interacțiune.

A treia fază

A treia fază ^[24] început în noiembrie 2004 ^{[ citat ] a} implicat utilizarea a 300 de contoare proporționale cu heliu-3 scufundate în apă grea pentru a detecta neutronii de interacțiune neutră (NC), deoarece heliul-3 are o secțiune transversală ridicată pentru captarea neutronilor termici. Această reacție produce o pereche de energie proton-tritiu care este ușor de detectat de contorul proporțional. În acest fel a fost posibil să se măsoare reacția în curent neutru (NC) independent și mai precis decât celelalte faze.

36 de șiruri de metri proporționali au fost scufundate în apă grea. Alte 4 umplute cu heliu-4, insensibile la reacția în curent neutru, au fost folosite pentru a studia fundalul. Toți contorii proporționali au fost scufundați în apă grea. Șase șiruri de heliu-3 nu au fost utilizate din cauza defectelor.

Detectoarele (fotomultiplicatori și contoare proporționale) au fost calibrate folosind surse de neutroni (inclusiv Cf-252 , Am-241 , Na-24 ); eficiența de detectare a neutronilor a fost măsurată folosind izotopul Na-24 sub formă de NaCl, dizolvat în apă grea care produce fotoni care prin fotodisintegrare produc neutroni pe deuteriu (Na-24 are un timp de înjumătățire scurt, 14.959 ore). Această eficiență pentru contoare proporționale (0,211) a fost mult mai mare decât cea pentru fotomultiplicatori (0,0485). Datorită acestui fapt, precizia măsurătorilor în această fază a fost mult mai bună. Pe de altă parte, introducerea fototuburilor a crescut nivelul fundalului radioactiv.

Rezultate experimentale și impact

La 18 iunie 2001, a fost publicat primul rezultat SNO, ^[25] primul dintr-o serie referitoare la faza D ₂ O, ^[26] ^[27] confirmând deficitul de neutrini solari observat anterior. Măsurătorile curentului neutru (NC) ale fluxului total de neutrini activi au arătat că aproximativ doi din trei neutrini de electroni solari și-au schimbat aroma de muon sau tau în timp ce călătoreau de la Soare la detector.

De fapt, fluxul total măsurat de neutrini de orice aromă este de acord cu cel calculat teoretic, în timp ce fluxul de neutrini electronici este de aproximativ o treime din cel al tuturor neutrinilor. Deoarece Soarele produce doar neutrini electronici, înseamnă că 2/3 din neutrinii electronici și-au schimbat aroma din momentul creării lor în Soare până la revelație. ^[25] Această tranziție aromatică poate fi explicată prin oscilații neutrino și implică faptul că neutrino are o masă diferită de zero. Aceste rezultate importante au fost confirmate mai precis de faza sărată. ^[23] ^[28] În cele din urmă, experimentul SNO a arătat că problema neutrinilor solari se datorează oscilațiilor neutrinilor .

Experimentul a fost în principal sensibil la neutrini din ${}^{8}\mathrm {B}$ ${\ displaystyle {} ^ {8} \ mathrm {B}}$ ${\ displaystyle {} ^ {8} \ mathrm {B}}$ dar au fost analizați și neutrini hep și neutrini din supernove . ^[29] Experimentul nu a arătat alte variații sezoniere decât cele datorate excentricității orbitei Pământului, ^[30] prin urmare oscilațiile în vid nu sunt suficiente pentru a explica tranzițiile, dar este necesar să se includă efectele materiei, de exemplu cu efect Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (MSW). Pentru a testa această soluție, a fost evaluată o asimetrie de curgere diferită de zi și noapte. ^[27]

Rezultatele experimentului au avut un impact mare, dovadă fiind faptul că două articole SNO sunt citate de aproximativ 1400 de ori, ^[25] ^[26] și alte două ^[27] ^{[28] de} aproximativ 500 de ori. ^[31]

Premii

La 26 aprilie 2007, Institutul Franklin i-a acordat directorului experimentului Arthur McDonald Medalia Benjamin Franklin în fizică. ^[32] „ Pentru descoperirea lor că cele trei tipuri cunoscute de particule elementare, neutrinii, se schimbă unul în altul atunci când călătoresc pe distanțe mari și au masă. ” ^[33] („pentru descoperirea lor că cele trei tipuri cunoscute de neutrino se schimbă de la unul la altul cealaltă atunci când parcurg distanțe mari și au masă. ")
La 15 noiembrie 2006, premiul inaugural John C. Polanyi ^[34] ^[35] ^{[36] a} fost acordat întregului grup SNO.
Directorul Arthur McDonald a fost numit Ofițer al Ordinului Canadei . ^[37]
În iulie 2009, regizorul Arthur McDonald a fost numit „Fellowship of the Royal Society ”. ^[38] ^[39]
În 2015, Arthur McDonald a câștigat Premiul Nobel pentru fizică , împreună cu Takaaki Kajita de la Kamiokande, pentru descoperirea oscilației neutrinului ^[40] ^[41] .

Alte analize posibile

Detectorul SNO ar fi putut avea capacitatea de a detecta o supernova din galaxia noastră. ^[42] Întrucât neutrinii emiși de o supernovă sunt emiși înainte de fotoni, ar fi fost posibil să se avertizeze comunitatea astronomică înainte ca supernova să fie vizibilă. SNO a fost membru fondator al sistemului de avertizare timpurie SuperNova cu Super-Kamiokande și LVD. Nici o supernova nu a fost dezvăluită vreodată. ^{[ citație necesară ]} Semnalele sunt colectate dintr-un sistem central din Japonia pentru a fi studiate pentru a căuta coincidențe temporale între diferite experimente și comunitatea astronomică poate fi alertată în cazul unei supernove. Acest lucru este important, deoarece neutrinii pot preceda lumina cu câteva ore. ^[17]

Experimentul SNO a fost, de asemenea, capabil să observe neutrini atmosferici produși de raze cosmice în atmosferă. Datorită dimensiunii limitate a SNO, spre deosebire de Super-Kamiokande , au fost detectate câteva semnale neutrino atmosferice și nu ar fi avut o semnificație statistică. ^{[ fără sursă ]}

Institutele participante

Experimentele mari în fizica particulelor necesită de obicei colaborări mari. Cu puțin peste 100 de colaboratori ^[43] SNO a fost un grup destul de mic în comparație cu grupurile care operează la colizori . Instituțiile participante includ ( între paranteze numărul de colaboratori ) ^[43] ^[44] ^[45]

Canada

Universitatea Carleton (13)
Universitatea Laurentiană (9)
Universitatea Reginei (35) - proiectarea și construirea multor surse de calibrare și dispozitive pentru susținerea surselor. ^{[ fără sursă ]}
TRIUMF (1)
Universitatea British Columbia (4)
Universitatea din Guelph (6)
Consiliul Național de Cercetare din Canada (din 1991)
Laboratoarele Chalk River (din 1996) - au permis construirea vazei acrilice care conținea apa grea. ^{[ fără sursă ]}

Regatul Unit

Universitatea din Oxford (16) - dezvoltarea a numeroase analize ale simulărilor Monte Carlo cu programul snoman și menținerea programului ^{[ este necesară citarea ]}
Science Technology Facility Council (STFC) Laboratorul Rutherford Appleton

Statele Unite ale Americii

LBNL (11) - a permis construirea structurii geodezice care a susținut fotomultiplicatorii ^[46]
LANL (10)
Universitatea din California la Irvine (din 1989)
Universitatea din Pennsylvania (9) - proiectarea și construcția de electronice și declanșatoare ^{[ necesitate citare ]}
Universitatea din Washington (21) - proiectarea și construirea de contoare proporționale pentru detectarea neutronilor în a treia fază a proiectului ^{[ este necesară citarea ]}
Laboratorul Național Brookhaven (4)
Universitatea Texas din Austin (1)
Institutul de Tehnologie din Massachusetts (6)
Universitatea Princeton (din 1992)
Universitatea Indiana South Bend (1)
Universitatea de Stat din Louisiana (1)

Portugalia

Laboratório de Instrumentação e Física Experimental de Partículas (LIP) Lisabona

Finanțare

Finanțare ^[12] ^[24] ^[44]

Altri supporti

Curiosità

L' asteroide 14724 SNO porta il nome dell'esperimento.
SNO è l'ambientazione principale di "Neanderthal Parallax", una trilogia fantascientifica dello scrittore canadese Robert J. Sawyer .

Note

^ Earthquake rattles Sudbury region overnight , CBC News, 29 novembre 2006. URL consultato il 21 gennaio 2008 .
^ ( EN ) Status of the SNO Project ( PDF ), su npl.washington.edu . URL consultato l'8 gennaio 2008 (archiviato dall' url originale il 25 luglio 2008) .
^ SNO Publications and PhD Theses , su sno.phy.queensu.ca . URL consultato il 2 marzo 2017 .
^ ( EN ) The Sudbury Neutrino Observatory , su sno.phy.queensu.ca . URL consultato il 23-01-2008 .
^ C. Kraus, SNO with liquid scintillator: SNO+ , in Progress in Particle and Nuclear Physics , vol. 57, luglio 2006, pp. 150-152, DOI : 10.1016/j.ppnp.2005.12.001 .
^ Davis, Raymond and Harmer, Don S. and Hoffman, Kenneth C., Search for Neutrinos from the Sun , in Phys. Rev. Lett. , vol. 20, n. 21, maggio, 1968,, pp. 1205-1209, DOI : 10.1103/PhysRevLett.20.1205 . URL consultato il 27 marzo 2008 (archiviato dall' url originale il 23 luglio 2008) .
^ Cleveland,BruceT. and Daily,Timothy and Davis, Jr.,Raymond and Distel,JamesR. and Lande,Kenneth and Lee,CK and Wildenhain,PaulS. and Ullman,Jack, Measurement of the Solar Electron Neutrino Flux with the Homestake Chlorine Detector ^{[ collegamento interrotto ]} , in The Astrophysical Journal , vol. 496, n. 1, 1998, pp. 505-526, DOI : 10.1086/305343 . URL consultato il 27 marzo 2008 .
^ Abdurashitov, JN e altri, The SAGE@LNGS experiment: Measurement of solar neutrinos at LNGS using gallium from SAGE , in Astropart. Phys. , vol. 25, 2006, pp. 349-354, DOI : 10.1016/j.astropartphys.2006.03.008 . URL consultato il 27 marzo 2008 .
^ W. Hampel e altri, GALLEX solar neutrino observations: results for GALLEX IV , in Physics Letters , 447 B, 1999, DOI : 10.1016/S0370-2693(98)01579-2 . URL consultato il 27 marzo 2008 .
^ Fukuda e altri, Solar Neutrino Data Covering Solar Cycle 22 ^{[ collegamento interrotto ]} , in Phys. Rev. Lett. , vol. 77, n. 9, agosto 1996, pp. 1683-1686, DOI : 10.1103/PhysRevLett.77.1683 . URL consultato il 27 marzo 2008 .
^ J. Hosaka e altri, Solar neutrino measurements in Super-Kamiokande-I ( PDF ), in Physical Review D , vol. 73, n. 11, 2006, p. 112001, DOI : 10.1103/PhysRevD.73.112001 . URL consultato il 29 aprile 2008 .
^ ^a ^b ^c ^d ^e The SNO Collaboration, The Sudbury Neutrino Observatory , in Nuclear Science, IEEE Transactions on , vol. 47, n. 6, dicembre 2000, pp. 2087-2091, DOI : 10.1109/23.903853 , 0018-9499.
^ uno dei primi articoli sulle oscillazioni: V. Gribov e B. Pontecorvo, Neutrino astronomy and lepton charge , in Physics Letters B , vol. 28, n. 7, gennaio 1969, pp. 493-496, DOI : 10.1016/0370-2693(69)90525-5 .
^ Chen, Herbert H., Direct Approach to Resolve the Solar-Neutrino Problem , in Phys. Rev. Lett. , vol. 55, n. 14, settembre 1985, pp. 1534--1536, DOI : 10.1103/PhysRevLett.55.1534 . URL consultato il 26 settembre 2008 .
^ ( EN ) Sudbury Neutrino Observatory opens , su physicsworld.com . URL consultato l'8 gennaio 2008 (archiviato dall' url originale il 17 gennaio 2010) .
^ ^a ^b ^c Helmer, RL for The SNO Collaboration, The Sudbury Neutrino Observatory , in Nucl. Instrum. Meth. , A449, ottobre 2000, pp. 172-207.
^ ^a ^b ^c ^d ( EN ) The Sudbury Neutrino Observatory - Canada's eye on the universe , su CERN Courier , CERN / IOP Publishing Ltd , 4 dicembre 2001. URL consultato il 4 giugno 2008 .
^ ^a ^b ( EN ) SNO Milestones , su sno.phy.queensu.ca . URL consultato il 25-01-2007 .
^ ( EN ) BACKGROUND INFORMATION ON THE SUDBURY NEUTRINO OBSERVATORY AND SNOLAB ( PDF ). URL consultato il 14 febbraio 2008 .
^ Quotazione del 1999 http://www.oanda.com
^ The SNO Detector , su sno.phy.queensu.ca . URL consultato il 27-03-2008 .
^ SNO Collaboration, Measurement of the $\nu \_e$ $\nu \_e$ $\nu \_e$ and Total $^{8}$ $^{8}$ $^{8}$ B Solar Neutrino Fluxes with the Sudbury Neutrino Observatory Phase I Data Set , in Phys. Rev. , C75, n. 4, 2007, DOI : 10.1103/PhysRevC.75.045502 .
^ ^a ^b SNO Collaboration, Electron Energy Spectra, Fluxes, and Day-Night Asymmetries of ⁸ B Solar Neutrinos from the 391-Day Salt Phase SNO Data Set , in Physical Review C , vol. 72, n. 5, 2005, p. 055502, DOI : 10.1103/PhysRevC.72.055502 . URL consultato il 17 aprile 2008 .
^ ^a ^b SNO Collaboration, Independent Measurement of the Total Active ⁸ B Solar Neutrino Flux Using an Array of ³He Proportional Counters at the Sudbury Neutrino Observatory ( PDF ), in Physical Review Letters , vol. 101, n. 11, settembre 2008, p. 111301, DOI : 10.1103/PhysRevLett.101.111301 . URL consultato il 25 settembre 2008 .
^ ^a ^b ^c SNO collaboration, Measurement of the Rate of $\nu _{e}+d\to p+p+e^{-}$ $\nu _{e}+d\to p+p+e^{-}$ $\nu _{e}+d\to p+p+e^{-}$ Interactions Produced by $^{8}B$ $^{8}B$ $^{8}B$ Solar Neutrinos at the Sudbury Neutrino Observatory ( PDF ), in Physical Review Letters , vol. 87, n. 7, luglio 2001, pp. 071301-+, DOI : 10.1103/PhysRevLett.87.071301 .
^ ^a ^b Ahmad, QR and others, Direct evidence for neutrino flavor transformation from neutral-current interactions in the Sudbury Neutrino Observatory ( PDF ), in Phys. Rev. Lett. , vol. 89, 2002, p. 011301. URL consultato l'11 gennaio 2008 .
^ ^a ^b ^c Ahmad, QR and others, Measurement of day and night neutrino energy spectra at SNO and constraints on neutrino mixing parameters ( PDF ), in Phys. Rev. Lett. , vol. 89, n. 1, giugno 2002, p. 011302, DOI : 10.1103/PhysRevLett.89.011302 .
^ ^a ^b Ahmed, SN and others, Measurement of the total active B-8 solar neutrino flux at the Sudbury Neutrino Observatory with enhanced neutral current sensitivity ( PDF ), in Phys. Rev. Lett. , vol. 92, n. 18, maggio 2004, p. 181301, DOI : 10.1103/PhysRevLett.92.181301 .
^ SNO Collaboration, A Search for Neutrinos from the Solar hep Reaction and the Diffuse Supernova Neutrino Background with the Sudbury Neutrino Observatory , in The Astrophysical Journal , vol. 653, 2006, p. 1545.
^ SNO Collaboration, A Search for Periodicities in the ${}^{8}\mathrm {B}$ ${}^{8}\mathrm {B}$ ${}^{8}\mathrm {B}$ Solar Neutrino Flux Measured by the Sudbury Neutrino Observatory ( PDF ), in Physical Review D , vol. 72, 2005, p. 052010, DOI : 10.1103/PhysRevD.72.052010 .
^ ( EN ) FIND COLLABORATION SNO AND TOPCITE 500+ , su www-library.desy.de . URL consultato il 13 gennaio 2008 (archiviato dall' url originale il 29 gennaio 2020) .
^ ( EN ) Franklin Laureate Database , su fi.edu . URL consultato l'8 gennaio 2008 (archiviato dall' url originale il 4 ottobre 2008) .
^ ( EN ) FRANKLIN INSTITUTE HONORS OUTSTANDING ACHIEVEMENTS IN SCIENCE AND TECHNOLOGY ( PDF ), su www2.fi.edu . URL consultato il 3 ottobre 2008 (archiviato dall' url originale il 18 novembre 2008) .
^ ( EN ) Sudbury Neutrino Observatory Wins First NSERC Polanyi Award , su nserc.gc.ca . URL consultato il 23 gennaio 2008 .
^ ( EN ) The Sudbury Neutrino Observatory at Guelph , su eta.physics.uoguelph.ca . URL consultato il 23 gennaio 2008 (archiviato dall' url originale il 22 febbraio 2008) .
^ ( EN ) Government of Canada, Natural Sciences and Engineering Research Council of Canada, Communications Division, NSERC - John C. Polanyi Award - Past Winners , su www.nserc-crsng.gc.ca . URL consultato il 2 marzo 2017 .
«The discovery provided revolutionary insight into the fundamental nature of matter and was one of the top scientific breakthroughs of the year.» .
^ ( EN ) Order of Canada Arthur B. McDonald, OC, Ph.D., LL.D., FRSC, P.Eng. ^{[ collegamento interrotto ]} , su gg.ca . URL consultato il 13 gennaio 2008 .
^ ( EN ) Queen's physicist elected to UK Royal Society , su qnc.queensu.ca . URL consultato il 20 febbraio 2010 .
^ ( EN ) Professor Arthur Bruce McDonald FRS ^{[ collegamento interrotto ]} , su royalsociety.org . URL consultato il 20 febbraio 2010 .
^ Il Nobel per la Fisica a Takaaki Kajita e Arthur B. McDonald - Fisica e Matematica - Scienza&Tecnica , in ANSA.it , 6 ottobre 2015. URL consultato il 2 marzo 2017 .
^ Arthur B. McDonald - Facts , su www.nobelprize.org . URL consultato il 2 marzo 2017 .
^ CJ Virtue, SNO and supernovae , in Nuclear Physics B , vol. 100, maggio 2001, pp. 326-331, DOI : 10.1016/S0920-5632(01)01465-7 .
^ ^a ^b ( EN )The SNO collaboration , su sno.phy.queensu.ca . URL consultato il 20-01-2008 .
^ ^a ^b ( EN ) SNO Institutions and Funding , su sno.phy.queensu.ca . URL consultato il 20-01-2008 .
^ ( EN ) Current Winner (cont.) , su nserc.gc.ca . URL consultato il 3 ottobre 2008 .
^ ( EN ) UNVEILING THE SNO BALL , su lbl.gov , 9 luglio 1993. URL consultato il 7 febbraio 2008 .
^ [1] ^{[ collegamento interrotto ]} [2] ^{[ collegamento interrotto ]} [3] ^{[ collegamento interrotto ]} [4] ^{[ collegamento interrotto ]} [5] ^{[ collegamento interrotto ]} [6] ^{[ collegamento interrotto ]}

Bibliografia

( EN ) Carlo Giunti, Chung W. Kim, Fundamentals of Neutrino Physics and Astrophysics , New York, Oxford University Press, 2007, pp. 377-381, ISBN 978-0-19-850871-7 .
( EN ) Kay Zuber, Neutrino physics , CRC Press, 2004, pp. 269-271, ISBN 0-7503-0750-1 .

Voci correlate

Snolab - Laboratorio sotterraneo di fisica costruito attorno a SNO

Altri osservatori di neutrini solari

Altri progetti

Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su Sudbury Neutrino Observatory

Collegamenti esterni

( EN ) Sito ufficiale , su sno.phy.queensu.ca .
( EN ) Sudbury Neutrino Observatory , su Enciclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.

( EN ) Immagini del rivelatore , su sno.phy.queensu.ca .
( EN ) Tour virtuale , su ewi.npl.washington.edu .
( EN ) Joshua Klein's Introduction to SNO, Solar Neutrinos, and Penn at SNO , su hep.upenn.edu .
( EN ) Video divulgativo sull'esperimento , su YouTube .

Pagine dedicate a SNO nei siti degli istituti partecipanti

( EN ) Queen's University , su sno.phy.queensu.ca .
( EN ) Lawrence Berkeley National Laboratory , su neutrino.lbl.gov .
( EN ) University of Pennsylvania , su hep.upenn.edu .
( EN ) University of Washington , su ewiserver.npl.washington.edu .
( EN ) Oxford University , su www2.physics.ox.ac.uk .
( EN ) Los Alamos National Laboratory , su lanldb1.lanl.gov .
( EN ) University of British Columbia , su physics.ubc.ca .
( EN ) Carleton University , su physics.carleton.ca .
( EN ) University of Guelph , su eta.physics.uoguelph.ca .
( EN ) Laurentian University , su 142.51.14.1 .
( EN ) Brookhaven National Laboratory , su chemistry.bnl.gov .
( EN ) University of Texas at Austin , su hep.utexas.edu .
( EN ) LIP-Lisboa , su lip.pt .
( EN ) Massachusetts Institute of Technology , su www2.lns.mit.edu .

Coordinate : 46°28′00″N 81°10′22″W / 46.466667°N 81.172778°W 46.466667; -81.172778

Controllo di autorità	VIAF ( EN ) 157064419 · LCCN ( EN ) no2002014591 · WorldCat Identities ( EN ) lccn-no2002014591

Portale Astronomia

Portale Canada

Portale Fisica

[1] Earthquake rattles Sudbury region overnight , CBC News, 29 novembre 2006. URL consultato il 21 gennaio 2008 .

[2] ( EN ) Status of the SNO Project ( PDF ), su npl.washington.edu . URL consultato l'8 gennaio 2008 (archiviato dall' url originale il 25 luglio 2008) .

[3] SNO Publications and PhD Theses , su sno.phy.queensu.ca . URL consultato il 2 marzo 2017 .

[4] ( EN ) The Sudbury Neutrino Observatory , su sno.phy.queensu.ca . URL consultato il 23-01-2008 .

[5] C. Kraus, SNO with liquid scintillator: SNO+ , in Progress in Particle and Nuclear Physics , vol. 57, luglio 2006, pp. 150-152, DOI : 10.1016/j.ppnp.2005.12.001 .

[6] Davis, Raymond and Harmer, Don S. and Hoffman, Kenneth C., Search for Neutrinos from the Sun , in Phys. Rev. Lett. , vol. 20, n. 21, maggio, 1968,, pp. 1205-1209, DOI : 10.1103/PhysRevLett.20.1205 . URL consultato il 27 marzo 2008 (archiviato dall' url originale il 23 luglio 2008) .

[7] Cleveland,BruceT. and Daily,Timothy and Davis, Jr.,Raymond and Distel,JamesR. and Lande,Kenneth and Lee,CK and Wildenhain,PaulS. and Ullman,Jack, Measurement of the Solar Electron Neutrino Flux with the Homestake Chlorine Detector ^{[ collegamento interrotto ]} , in The Astrophysical Journal , vol. 496, n. 1, 1998, pp. 505-526, DOI : 10.1086/305343 . URL consultato il 27 marzo 2008 .

[8] Abdurashitov, JN e altri, The SAGE@LNGS experiment: Measurement of solar neutrinos at LNGS using gallium from SAGE , in Astropart. Phys. , vol. 25, 2006, pp. 349-354, DOI : 10.1016/j.astropartphys.2006.03.008 . URL consultato il 27 marzo 2008 .

[9] W. Hampel e altri, GALLEX solar neutrino observations: results for GALLEX IV , in Physics Letters , 447 B, 1999, DOI : 10.1016/S0370-2693(98)01579-2 . URL consultato il 27 marzo 2008 .

[10] Fukuda e altri, Solar Neutrino Data Covering Solar Cycle 22 ^{[ collegamento interrotto ]} , in Phys. Rev. Lett. , vol. 77, n. 9, agosto 1996, pp. 1683-1686, DOI : 10.1103/PhysRevLett.77.1683 . URL consultato il 27 marzo 2008 .

[11] J. Hosaka e altri, Solar neutrino measurements in Super-Kamiokande-I ( PDF ), in Physical Review D , vol. 73, n. 11, 2006, p. 112001, DOI : 10.1103/PhysRevD.73.112001 . URL consultato il 29 aprile 2008 .

[secondario-12] The SNO Collaboration, The Sudbury Neutrino Observatory , in Nuclear Science, IEEE Transactions on , vol. 47, n. 6, dicembre 2000, pp. 2087-2091, DOI : 10.1109/23.903853 , 0018-9499.

[13] uno dei primi articoli sulle oscillazioni: V. Gribov e B. Pontecorvo, Neutrino astronomy and lepton charge , in Physics Letters B , vol. 28, n. 7, gennaio 1969, pp. 493-496, DOI : 10.1016/0370-2693(69)90525-5 .

[Herb-14] Chen, Herbert H., Direct Approach to Resolve the Solar-Neutrino Problem , in Phys. Rev. Lett. , vol. 55, n. 14, settembre 1985, pp. 1534--1536, DOI : 10.1103/PhysRevLett.55.1534 . URL consultato il 26 settembre 2008 .

[15] ( EN ) Sudbury Neutrino Observatory opens , su physicsworld.com . URL consultato l'8 gennaio 2008 (archiviato dall' url originale il 17 gennaio 2010) .

[principale-16] Helmer, RL for The SNO Collaboration, The Sudbury Neutrino Observatory , in Nucl. Instrum. Meth. , A449, ottobre 2000, pp. 172-207.

[CERN-17] ( EN ) The Sudbury Neutrino Observatory - Canada's eye on the universe , su CERN Courier , CERN / IOP Publishing Ltd , 4 dicembre 2001. URL consultato il 4 giugno 2008 .

[milestones-18] ( EN ) SNO Milestones , su sno.phy.queensu.ca . URL consultato il 25-01-2007 .

[19] ( EN ) BACKGROUND INFORMATION ON THE SUDBURY NEUTRINO OBSERVATORY AND SNOLAB ( PDF ). URL consultato il 14 febbraio 2008 .

[20] Quotazione del 1999 http://www.oanda.com

[21] The SNO Detector , su sno.phy.queensu.ca . URL consultato il 27-03-2008 .

[D2O-22] SNO Collaboration, Measurement of the $\nu \_e$ $\nu \_e$ $\nu \_e$ and Total $^{8}$ $^{8}$ $^{8}$ B Solar Neutrino Fluxes with the Sudbury Neutrino Observatory Phase I Data Set , in Phys. Rev. , C75, n. 4, 2007, DOI : 10.1103/PhysRevC.75.045502 .

[salata2-23] SNO Collaboration, Electron Energy Spectra, Fluxes, and Day-Night Asymmetries of ⁸ B Solar Neutrinos from the 391-Day Salt Phase SNO Data Set , in Physical Review C , vol. 72, n. 5, 2005, p. 055502, DOI : 10.1103/PhysRevC.72.055502 . URL consultato il 17 aprile 2008 .

[terza_fase-24] SNO Collaboration, Independent Measurement of the Total Active ⁸ B Solar Neutrino Flux Using an Array of ³He Proportional Counters at the Sudbury Neutrino Observatory ( PDF ), in Physical Review Letters , vol. 101, n. 11, settembre 2008, p. 111301, DOI : 10.1103/PhysRevLett.101.111301 . URL consultato il 25 settembre 2008 .

[articolo1-25] SNO collaboration, Measurement of the Rate of $\nu _{e}+d\to p+p+e^{-}$ $\nu _{e}+d\to p+p+e^{-}$ $\nu _{e}+d\to p+p+e^{-}$ Interactions Produced by $^{8}B$ $^{8}B$ $^{8}B$ Solar Neutrinos at the Sudbury Neutrino Observatory ( PDF ), in Physical Review Letters , vol. 87, n. 7, luglio 2001, pp. 071301-+, DOI : 10.1103/PhysRevLett.87.071301 .

[ahmad-26] Ahmad, QR and others, Direct evidence for neutrino flavor transformation from neutral-current interactions in the Sudbury Neutrino Observatory ( PDF ), in Phys. Rev. Lett. , vol. 89, 2002, p. 011301. URL consultato l'11 gennaio 2008 .

[giorno_notte-27] Ahmad, QR and others, Measurement of day and night neutrino energy spectra at SNO and constraints on neutrino mixing parameters ( PDF ), in Phys. Rev. Lett. , vol. 89, n. 1, giugno 2002, p. 011302, DOI : 10.1103/PhysRevLett.89.011302 .

[salata3-28] Ahmed, SN and others, Measurement of the total active B-8 solar neutrino flux at the Sudbury Neutrino Observatory with enhanced neutral current sensitivity ( PDF ), in Phys. Rev. Lett. , vol. 92, n. 18, maggio 2004, p. 181301, DOI : 10.1103/PhysRevLett.92.181301 .

[29] SNO Collaboration, A Search for Neutrinos from the Solar hep Reaction and the Diffuse Supernova Neutrino Background with the Sudbury Neutrino Observatory , in The Astrophysical Journal , vol. 653, 2006, p. 1545.

[30] SNO Collaboration, A Search for Periodicities in the ${}^{8}\mathrm {B}$ ${}^{8}\mathrm {B}$ ${}^{8}\mathrm {B}$ Solar Neutrino Flux Measured by the Sudbury Neutrino Observatory ( PDF ), in Physical Review D , vol. 72, 2005, p. 052010, DOI : 10.1103/PhysRevD.72.052010 .

[31] ( EN ) FIND COLLABORATION SNO AND TOPCITE 500+ , su www-library.desy.de . URL consultato il 13 gennaio 2008 (archiviato dall' url originale il 29 gennaio 2020) .

[32] ( EN ) Franklin Laureate Database , su fi.edu . URL consultato l'8 gennaio 2008 (archiviato dall' url originale il 4 ottobre 2008) .

[33] ( EN ) FRANKLIN INSTITUTE HONORS OUTSTANDING ACHIEVEMENTS IN SCIENCE AND TECHNOLOGY ( PDF ), su www2.fi.edu . URL consultato il 3 ottobre 2008 (archiviato dall' url originale il 18 novembre 2008) .

[34] ( EN ) Sudbury Neutrino Observatory Wins First NSERC Polanyi Award , su nserc.gc.ca . URL consultato il 23 gennaio 2008 .

[35] ( EN ) The Sudbury Neutrino Observatory at Guelph , su eta.physics.uoguelph.ca . URL consultato il 23 gennaio 2008 (archiviato dall' url originale il 22 febbraio 2008) .

[36] ( EN ) Government of Canada, Natural Sciences and Engineering Research Council of Canada, Communications Division, NSERC - John C. Polanyi Award - Past Winners , su www.nserc-crsng.gc.ca . URL consultato il 2 marzo 2017 .
«The discovery provided revolutionary insight into the fundamental nature of matter and was one of the top scientific breakthroughs of the year.» .

[37] ( EN ) Order of Canada Arthur B. McDonald, OC, Ph.D., LL.D., FRSC, P.Eng. ^{[ collegamento interrotto ]} , su gg.ca . URL consultato il 13 gennaio 2008 .

[38] ( EN ) Queen's physicist elected to UK Royal Society , su qnc.queensu.ca . URL consultato il 20 febbraio 2010 .

[39] ( EN ) Professor Arthur Bruce McDonald FRS ^{[ collegamento interrotto ]} , su royalsociety.org . URL consultato il 20 febbraio 2010 .

[40] Il Nobel per la Fisica a Takaaki Kajita e Arthur B. McDonald - Fisica e Matematica - Scienza&Tecnica , in ANSA.it , 6 ottobre 2015. URL consultato il 2 marzo 2017 .

[41] Arthur B. McDonald - Facts , su www.nobelprize.org . URL consultato il 2 marzo 2017 .

[42] CJ Virtue, SNO and supernovae , in Nuclear Physics B , vol. 100, maggio 2001, pp. 326-331, DOI : 10.1016/S0920-5632(01)01465-7 .

[collaborazione-43] ( EN )The SNO collaboration , su sno.phy.queensu.ca . URL consultato il 20-01-2008 .

[istituti-44] ( EN ) SNO Institutions and Funding , su sno.phy.queensu.ca . URL consultato il 20-01-2008 .

[45] ( EN ) Current Winner (cont.) , su nserc.gc.ca . URL consultato il 3 ottobre 2008 .

[46] ( EN ) UNVEILING THE SNO BALL , su lbl.gov , 9 luglio 1993. URL consultato il 7 febbraio 2008 .

[47] [1] ^{[ collegamento interrotto ]} [2] ^{[ collegamento interrotto ]} [3] ^{[ collegamento interrotto ]} [4] ^{[ collegamento interrotto ]} [5] ^{[ collegamento interrotto ]} [6] ^{[ collegamento interrotto ]}

[1] a

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[ 11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36] a

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]