Otra manera de mirar el cielo
Telescopios de neutrinos
Los neutrinos son partículas neutras que solo interactúan débilmente, lo que las convierte en poderosas fuentes de información sobre los procesos más energéticos del universo, como el origen de los rayos cósmicos ultraenergéticos o las explosiones de rayos gamma. El precio a pagar es que se necesitan detectores de dimensiones gigantescas ubicados en el fondo del mar o bajo el hielo antártico para poder detectarlos. La detección en 2013 por IceCube de los primeros neutrinos cósmicos de alta energía representó el nacimiento de la denominada astronomía de neutrinos, una nueva forma de observar el universo que está llamada a realizar grandes descubrimientos. En este artículo describimos el funcionamiento de los telescopios de neutrinos y los sucesivos intentos que han hecho posible esta nueva forma de astronomía del siglo xxi.
Palabras clave: astronomía de neutrinos, telescopios de neutrinos, física de astropartículas, IceCube,
KM3NeT.
Introducción
Desde su aparición sobre la Tierra, el ser humano se ha sentido atraído por la exploración del universo. Si durante siglos dicha exploración consistió en la observación a simple vista de la luz de las estrellas, posteriormente, desde el desarrollo del telescopio óptico de Galileo hasta el lanzamiento del telescopio Hubble, los avances han sido espectaculares. La astronomía de fotones, que utiliza todas las longitudes de onda del espectro electromagnético, ha aumentado la capacidad para llegar cada vez más lejos tanto en distancia como en energía. Sin embargo, los fotones no son los únicos mensajeros que pueden aportarnos información. La mejora de nuestros conocimientos en física de partículas y los recientes avances en el desarrollo de técnicas experimentales han permitido extender la exploración a los fenómenos más energéticos del universo mediante otros mensajeros como los rayos cósmicos y los neutrinos de muy alta energía.
Por ejemplo, con los detectores actuales se han observado fuentes de rayos gamma con energías mayores de 10.000 GeV1algunas de las cuales no han podido ser identificadas como emisores en otras longitudes de onda. También se han observado rayos cósmicos con energías mayores de 1020 eV o, dicho de otra manera, con la energía que lleva una pelota de tenis en un servicio pero concentrada en un núcleo. Esta energía es superior en varios órdenes de magnitud a las producidas en los grandes aceleradores como el LHC (Gran Colisionador de Hadrones, en sus siglas en inglés) del CERN en Ginebra, donde recientemente fue descubierto el bosón de Higgs. Por otra parte, el telescopio de neutrinos IceCube, ubicado en la Antártida, anunció en 2013 (Aartsen et al., 2013) la detección de neutrinos cósmicos con energías de más de 1015 eV. El descubrimiento más reciente en este sentido ha sido el de las ondas gravitacionales producto de la colisión de dos agujeros negros y detectadas por LIGO (Laser Interferometer Gravitational-ware Observatory) en septiembre de 2015 (Abbott et al., 2016). La comprensión de la cara más violenta del universo es actualmente uno de los mayores retos de la física de astropartículas. Cada uno de estos mensajeros proporciona información característica de las fuentes donde se producen, complementándose entre sí y dando lugar a la denominada astronomía de multimensajeros o multi-messenger. De entre todos ellos, los neutrinos pueden representar un papel clave, pues se trata de partículas neutras que solo interaccionan débilmente y que, por tanto, pueden viajar por el universo sin ser absorbidas o desviadas (figura 1).
Los rayos cósmicos, descubiertos por Victor Hess en 1912, son partículas cargadas procedentes del espacio exterior que bombardean continuamente nuestra atmósfera. Actualmente sabemos que en su mayoría se trata de protones y de núcleos y que su espectro energético abarca más de diez órdenes de magnitud. Suponemos que los rayos cósmicos de más alta energía se aceleran en fuentes astrofísicas como los núcleos activos de galaxia (AGN, Active Galactic Nuclei) o las explosiones de rayos gamma (GRB, Gamma Ray Bursts), donde pueden liberarse cantidades ingentes de energía. Sin embargo, esta hipótesis no ha podido ser demostrada debido a que los rayos cósmicos son desviados por los campos magnéticos interestelares en su viaje hasta la Tierra. No obstante, los modelos de aceleración de rayos cósmicos predicen que una fracción de las partículas aceleradas interacciona con la materia o los fotones de la propia fuente y da lugar a neutrinos que escapan de la región de aceleración. Puesto que los neutrinos son partículas neutras y no se desvían por los campos magnéticos interestelares, detectarlos puede servir para identificar la fuente donde se producen, lo que resuelve un problema que tiene más de un siglo de antigüedad.
«La comprensión de la cara más violenta del universo es actualmente uno de los mayores retos de la física de astropartículas»
Los neutrinos también presentan ventajas respecto a los rayos gamma, puesto que estos se absorben en el medio intergaláctico al interaccionar con el fondo de radiación extragaláctico, principalmente luz infrarroja y visible. Esto significa, por ejemplo, que no es posible detectar fotones de más de 10 TeV2 procedentes de fuentes más allá de 100 Mpc3. Por el contrario, los neutrinos proporcionan un método de explorar el universo a energías más elevadas y distancias más lejanas. Además, pueden servir de sonda para estudiar regiones muy densas de las cuales los fotones no pueden escapar.
Los neutrinos son partículas elementales sin carga eléctrica, con apenas masa y que solo interactúan a través de la interacción débil. Fueron postulados por Pauli (1930) como un remedio desesperado para salvar la conservación de la energía y el momento angular en las desintegraciones radiactivas beta. La primera detección de los neutrinos fue realizada por Clyde Cowan y Frederick Reines (Cowan, Reines, Harrison, Kruse y McGuire, 1956) a partir del flujo de antineutrinos procedentes del reactor nuclear de Handford. La razón de que fueran detectados 26 años después de ser postulados es su pequeña sección eficaz. Alrededor de tres billones de neutrinos (3 × 1012) atraviesan cada centímetro cuadrado de la superficie de la Tierra por segundo procedentes del universo (en su mayoría del Sol), pero solo uno de cada mil millones (109) interacciona con la materia.
«La astronomía de fotones ha aumentado la capacidad para llegar cada vez más lejos tanto en distancia como en energía. Pero los fotones no son los únicos mensajeros que pueden aportarnos información»
En 1962, un experimento en el Laboratorio Nacional de Brookhaven descubrió un segundo tipo de neutrinos que solo producía muones cuando interaccionaba con la materia, al contrario que los neutrinos de la desintegración beta, que solo produce electrones (Danby et al., 1962). Hoy día sabemos que existen tres familias, o «sabores», de neutrinos (νe, νµ, ντ) asociados a cada uno de los leptones electrón, muon y tau (e, µ, τ) del modelo estándar de física de partículas.
Telescopios de neutrinos
Principio de detección
Mientras que los neutrinos producidos en el Sol y en las explosiones de supernova tienen energías del orden del MeV4, los neutrinos producidos en los aceleradores de rayos cósmicos son muchísimo más energéticos, desde centenares de GeVs a millones dePeV5. El problema fundamental para detectar neutrinos en este rango de energías es que, al interaccionar solo débilmente, se necesitan volúmenes enormes de materia para aumentar la probabilidad de interacción de los neutrinos. En 1960, Moisey Markov (1960) propuso utilizar como medio natural el agua del fondo del mar o el hielo de la Antártida y la luz Cherenkov inducida por los productos cargados generados en su interacción con la materia para detectarlos; es así como nació la idea de lo que se dio en llamar telescopios de neutrinos.
Un telescopio de neutrinos es esencialmente una matriz tridimensional de sensores ópticos (fotomultiplicadores) situada en un medio ópticamente transparente como el agua o el hielo y que encierra un volumen enorme de materia. Por ello, se encuentran instalados en el fondo del mar, lagos con suficiente profundidad o bajo el hielo antártico. El tamaño «natural» para detectar los flujos esperados es del orden de un kilómetro cúbico. Los neutrinos cósmicos pueden atravesar la Tierra, que actúa como un blindaje contra otras partículas, y llegar hasta las proximidades del detector. Al interaccionar con los núcleos del agua o hielo o del lecho de roca pueden producir, a través de las llamadas interacciones de corriente cargada, un muon relativista capaz de inducir luz Cherenkov, pues viaja a mayor velocidad que la luz en el agua. A partir de la cantidad de luz detectada y de los tiempos de llegada de los fotones Cherenkov registrados en los fotomultiplicadores, es posible reconstruir la trayectoria del muon. Para neutrinos con energías mayores que 10 TeV, el muon está prácticamente alineado con el neutrino incidente y por tanto se puede conocer la posición en el cielo de la fuente donde se ha producido (figura 2).
Los telescopios de neutrinos pueden detectar también neutrinos de otros sabores como los electrónicos y tauónicos, si bien la señal que se produce es una cascada de partículas que tiene forma casi esférica en lugar de una traza rectilínea. En este caso es más difícil conocer la dirección del neutrino, aunque se puede medir mejor su energía.
«IceCube es actualmente el telescopio de neutrinos más grande del mundo y el primero en detectar los neutrinos cósmicos de alta energía»
Esta innovadora técnica de detección es enormemente eficiente: usa el mismo medio natural como blanco, detector y blindaje reductor del fondo. Este último punto consiste en evitar tanto como sea posible los muones de procedencia atmosférica, y se discute con mayor detalle en la siguiente sección. Además, la luz Cherenkov puede viajar decenas de metros desde el muon o la cascada producida, por lo que el número de fotosensores necesarios para cubrir un volumen dado es razonable, lo cual hace viable económica y logísticamente la construcción de estos telescopios. Es interesante señalar que, debido a la distancia a la que pueden viajar los muones y la luz Cherenkov, el volumen efectivo del detector va mucho más allá (cientos de metros) del volumen instrumentado.
Señal y fondo
No todos los sucesos que se registran en un telescopio de neutrinos se deben a los neutrinos de origen cósmico. Existen dos tipos de sucesos de fondo en un telescopio de neutrinos que pueden afectar nuestra señal: los muones atmosféricos y los neutrinos atmosféricos. Ambos tienen su origen en la interacción de los rayos cósmicos con la atmósfera de la Tierra. En estas interacciones se producen cascadas de partículas secundarias que contienen multitud de partículas como piones, kaones, muones, hadrones más pesados y también neutrinos. De todas ellas, los muones son las más penetrantes y su flujo en la superficie terrestre es varios órdenes de magnitud mayor que la señal esperada. Para evitar al máximo esta enorme cantidad de muones atmosféricos, los telescopios de neutrinos se instalan a grandes profundidades en el agua o el hielo (~2.000 m). Pero incluso con este enorme blindaje, el flujo de muones atmosféricos que alcanza el detector es tan grande que distinguir un muon cósmico de un muon atmosférico sería como saber si está lloviendo o no cuando estamos bajo una catarata de agua. Sin embargo, dado que los muones no pueden atravesar la Tierra completamente y los neutrinos sí, el fondo de muones atmosféricos puede reducirse utilizando la propia Tierra como filtro, de manera que solo se seleccionarían aquellos sucesos reconstruidos como ascendentes. Esto significa que un telescopio de neutrinos, paradójicamente, observa la parte opuesta del cielo que observaría un telescopio óptico convencional situado en el mismo lugar.
Desafortunadamente, los neutrinos atmosféricos producidos en las antípodas del detector sí que pueden atravesar la Tierra y producir un muon ascendente, y por tanto indistinguible de un muon producido por un neutrino cósmico. Los neutrinos atmosféricos constituyen lo que se denomina un fondo irreducible que solo puede ser discriminado mediante técnicas estadísticas. En el mapa del cielo formado por los neutrinos detectados por el telescopio, los neutrinos atmosféricos se distribuyen aleatoriamente, mientras que los de origen cósmico lo harán agrupándose en direcciones privilegiadas correspondientes a las posiciones de las fuentes donde se producen. De este modo, acumulaciones de sucesos en direcciones determinadas revelan la existencia de dichas fuentes. Por otra parte, los neutrinos atmosféricos presentan energías más bajas que los originados en las fuentes astrofísicas, por lo que un exceso de sucesos muy energéticos puede ser una evidencia de la presencia de neutrinos cósmicos. De hecho, así es como han sido detectados por IceCube. La detección de neutrinos en coincidencia temporal con otro tipo de señal procedente de la misma posición puede ser también determinante.
La experiencia adquirida durante la operación de estos telescopios, en particular IceCube, ha permitido concebir otras formas de reducción del fondo. Por ejemplo, es posible utilizar la parte externa del detector como veto: los muones atmosféricos que acompañan a los neutrinos atmosféricos (fondo) activarán los tubos fotomultiplicadores externos. Si restringimos nuestra selección a aquellos sucesos que empiezan a dejar señal dentro del detector, eliminamos ese tipo de fondo. Esta estrategia también rechaza los neutrinos atmosféricos, ya que suelen estar acompañados por muones producidos en la misma cascada que ellos. Dependiendo del objetivo del análisis, han aparecido nuevas e innovadoras formas de selección, que han hecho este tipo de detectores mucho más versátiles de lo que en un principio se pensó. Por ejemplo, lideran actualmente la búsqueda indirecta de materia oscura o podrán en un futuro arrojar luz sobre las propiedades del neutrino.
Primeros intentos
La primera iniciativa para construir un telescopio de neutrinos comenzó en 1976 con el proyecto DUMAND (Deep Underwater Muon and Neutrino Detector), cuyo objetivo era construir un detector submarino a 4.800 metros de profundidad en la costa de Hawai (Babson et al., 1990). En 1993 se colocó la primera línea con fotomultiplicadores y sensores medioambientales, pero después de diez horas de funcionamiento se perdió la comunicación. El proyecto fue cancelado en 1996 por falta de financiación.
«El 2013, IceCube anunció la detección de dos neutrinos con energías superiores al PeV, bauticados con los nombres de Ernie y Bert y que hasta el momento han sido los neutrinos más energéticos que se han detectado»
El primer experimento capaz de operar con éxito un telescopio de neutrinos fue el proyecto Baikal (Aynutdinov et al., 2009), situado a 1.100 metros de profundidad en el lago siberiano Baikal (el lago más profundo del mundo). La primera configuración (NT200) se terminó de instalar en 1998 y constaba de 8 líneas con 192 módulos ópticos en total. En 2005 fue ampliado con tres líneas más, con lo que se aumentó en un factor 4 su sensibilidad. Actualmente, la colaboración trabaja en la construcción de una ampliación más ambiciosa: Baikal-GVD (Gigaton Volume Detector), consistente en la construcción de varios bloques del tamaño del original NT200 (Avrorin et al., 2015).
El telescopio de neutrinos AMANDA (Antartic Muon and Neutrino Detector Array) fue el primer telescopio construido bajo el hielo del Polo Sur, en la estación polar Amundsen-Scott (Andres et al., 2001). Construido entre los años 1996 y 2000, estaba formado por 19 líneas con 667 fotomultiplicadores en total; ocupaba un volumen cilíndrico de 200 metros de diámetro y 500 metros de altura y estaba enterrado entre 1.500 y 2.000 metros de profundidad.
En 2005 AMANDA dejó de funcionar y comenzó la construcción de IceCube (Halzen y Klein, 2010) que se fue configurando alrededor de AMANDA. IceCube consta de 86 líneas con un total de 5.160 fotomultiplicadores, y está situado a una profundidad de entre 1.450 a 2.450 metros (figura 3). Al estar situado en el Polo Sur, observa el cielo del hemisferio norte el 100 % del tiempo. Contiene además un núcleo denso (Deep Core) en el que se han añadido 6 líneas adicionales con una mayor densidad de fotomultiplicadores, lo que le permite detectar neutrinos por debajo de los 100 GeV.
Nacimiento de la astronomía de neutrinos de alta energía
Después de dos años de funcionamiento, IceCube anunció en 2013 la detección de dos neutrinos con energías superiores al PeV, bautizados con los nombres de Ernie y Bert (Epi y Blas) y que hasta el momento han sido los neutrinos más energéticos detectados. Un análisis más exhaustivo confirmó la detección de 26 neutrinos con energías superiores a 30 TeV con una significancia de 4,8 σ7 (Aartsen et al., 2013). Posteriormente, el análisis fue actualizado con un año más de adquisición de datos y se incrementó el número total de neutrinos detectados a 37 –incluyendo un tercer neutrino con energía superior al PeV que fue denominado como Big Bird (Paco Pico)– y se alcanzó una significancia de 5,7 σ (figura 4). Los resultados más recientes publicados hablan de 54 sucesos con una energía por encima de los 60 TeV (Aartsen et al., 2015). Estos hechos se consideran como el descubrimiento de los primeros neutrinos cósmicos de alta energía y el nacimiento de la astronomía de neutrinos.
IceCube es actualmente el telescopio de neutrinos más grande del mundo y el primero en detectar los neutrinos cósmicos de alta energía. En un futuro próximo está previsto realizar dos extensiones. La primera, denominada PINGU (Precision IceCube Next Generation Upgrade), consistirá en un detector con una elevada densidad de fotomultiplicadores para realizar medidas a bajas energías, del orden del GeV. La segunda, denominada IceCube-Gen2, consistirá en una ampliación de IceCube a un tamaño de 10 km3, con el objetivo de localizar las fuentes astrofísicas de neutrinos cósmicos.
Telescopios de neutrinos en el Mediterráneo
ANTARES
En mayo de 2008 la colaboración ANTARES (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss RESsearch) completó la construcción del primer telescopio submarino con un volumen aproximado de 0,1 km3 (Ageron et al., 2011). ANTARES se encuentra situado a 2.475 metros de profundidad y a unos 40 km de la costa de Tolón en Francia. Consta de un total de 885 fotomultiplicadores distribuidos en 12 líneas de 450 metros de longitud, ancladas al lecho marino por un peso muerto en su base y mantenidas verticalmente mediante una boya flotante en su parte superior. Las líneas se encuentran separadas entre sí unos 60~70 metros horizontalmente y se distribuyen formando un cilindro. Los fotomultiplicadores están encerrados en esferas de vidrio especialmente diseñadas para soportar presiones de hasta 260 atmósferas. Cada línea está dividida en 25 pisos separados 14,5 metros, el primero de ellos situado a 100 metros del suelo marino. En cada piso, una estructura de titanio sujeta 3 fotomultiplicadores separados entre sí 120º e inclinados 45º hacia el fondo con objeto de facilitar la detección de neutrinos ascendentes (figura 5).
Todas las líneas están conectadas a un módulo de conexiones que a su vez está conectado con la estación situada en la orilla mediante un cable electroóptico. Un sistema de hidrófonos acústicos y de brújulas e inclinó metros instalados en diferentes posiciones del detector permite visualizar el movimiento de las líneas debido a las corrientes marinas y conocer la posición de los módulos con una precisión de ~15 cm. Para conocer la posición de las fuentes de neutrinos con una precisión mejor que unas décimas de grado, es fundamental que los fotomultiplicadores estén sincronizados temporalmente con una resolución por debajo del nanosegundo. Esto se consigue mediante un sistema de calibración temporal basado en fuentes de luz pulsadas, leds y láseres, que se distribuyen por todo el detector.
«Se necesitan nuevos detectores con un volumen entre 10 y 100 veces mayor que IceCube para continuar con la exploración de los sucesos más energéticos del universo»
Aunque por su pequeño tamaño ANTARES no ha podido detectar ninguna fuente de neutrinos cósmicos, ha proporcionado resultados muy competitivos tanto poniendo límites a los flujos de neutrinos cósmicos como en la detección indirecta de materia oscura. Por otra parte, la tecnología desarrollada por ANTARES para construir el primer telescopio de neutrinos submarino ha allanado el camino para los telescopios de la próxima generación.
KM3NeT
La única manera de aumentar el número de neutrinos cósmicos detectados consiste en construir detectores de mayor volumen. En este sentido, KM3NeT (KM3 Neutrino Telescope), cuyo tamaño previsto será de varios kilómetros cúbicos, representa el proyecto sucesor de ANTARES en el Mediterráneo (Adrián-Martínez et al., 2016). KM3NeT tendrá una estructura modular con varios bloques autónomos distribuidos en varios emplazamientos: Tolón (Francia), Capo Passero (Italia) y Pilos (Grecia). El diseño es conceptualmente similar al de sus predecesores y cada bloque consiste en una estructura tridimensional formada por 115 líneas. Cada una de estas líneas albergará 18 módulos ópticos que, en lugar de contener un solo fotomultiplicador, estarán equipados con 31 fotomultiplicadores más pequeños distribuidos por toda la superficie del módulo óptico (figura 6).
Figura 6. Impresión artística de uno de los bloques que formarán parte de la gran infraestructura KM3NeT. Cada bloque constará de 115 líneas con 18 módulos ópticos, que consisten en una esfera de 42 cm de diámetro con 31 fotosensores distribuidos en su superficie. KM3NeT tendrá una estructura modular con varios bloques autónomos distribuidos en varios emplazamientos. / KM3NeT
Por otra parte, el detector KM3NeT tendrá dos configuraciones diferentes en función de sus objetivos científicos denominadas ARCA y ORCA. La configuración ARCA (Astroparticle Research with Cosmics in the Abyss), de mayor volumen y con una mayor separación entre las líneas, estará centrada en la búsqueda de fuentes astrofísicas de neutrinos cósmicos de muy alta energía. Por el contrario, la configuración ORCA (Oscillation Research with Cosmics in the Abyss), mucho más densa, con las líneas más próximas entre sí, y con menor distancia entre los módulos ópticos, le permitirá detectar neutrinos de más baja energía para, por un lado, medir la jerarquía de masas de los neutrinos y, por otro, realizar búsquedas indirectas de materia oscura. La implementación del proyecto está organizada en diferentes fases. Durante la primera fase, que ya ha comenzado, se instalarán 7 líneas en el emplazamiento francés y 24 en el italiano. Durante la segunda fase se instalarán 115 líneas en Francia (ORCA) y 230 líneas separadas en dos bloques en Italia (ARCA). Finalmente, la tercera fase tendrá un total de 690 líneas entre los diferentes emplazamientos. KM3NeT es una de las grandes infraestructuras científicas europeas que aparecen en el programa del Foro Estratégico Europeo para las Infraestructuras de Investigación (ESFRI) que ha sido mandatado por la Comisión Europea para sugerir aquellas infraestructuras científicas imprescindibles para el avance de la ciencia en Europa.
Perspectivas y futuro
La astronomía de neutrinos ha despegado por fin y está llamada a realizar grandes avances. Desde su puesta en marcha, IceCube ha detectado ya más de medio centenar de neutrinos de alta energía, la mayoría procedentes del espacio exterior, lo que ha planteado un gran número de preguntas tanto en astrofísica como en física de partículas. Sin embargo, el número de sucesos es demasiado pequeño para poder encontrar las respuestas adecuadas. El hecho de que los neutrinos solo interaccionen débilmente implica la construcción de detectores gigantescos que permitan capturar suficientes neutrinos de origen cósmico para distinguirlos de los originados en la atmósfera terrestre. Aun siendo el mayor telescopio de neutrinos actualmente en operación, el tamaño de IceCube no es suficiente para poder acumular la estadística necesaria y resolver las cuestiones planteadas. Se necesitan nuevos detectores con un volumen entre 10 y 100 veces mayor que IceCube para continuar en la exploración de los sucesos más energéticos del universo. Tanto KM3NeT, sucesor de ANTARES, como IceCub-Gen2, sucesor de IceCube, están llamados a ser los portadores de las respuestas a tantas preguntas en la próxima década.
1. 1 GeV = 109 eV equivale aproximadamente a la masa en reposo del protón. (Vuelve al texto)
2. 1 TeV = 103 GeV (Vuelve al texto)
3. 1 Mpc ≈ 3,2 x 106 años luz. (Vuelve al texto)
4. 1 MeV = 0,001 GeV (Vuelve al texto)
5. 1 PeV = 106 GeV (Vuelve al texto)
6. Para energías más bajas existen otros detectores subterráneos como SuperKamiokande, situado en una antigua mina en Japón, que utilizan un volumen de agua mucho menor pero mayor densidad de fotomultiplicadores
(véase el artículo de G. Raffelt en este mismo monográfico para más detalles). (Vuelve al texto)
7. Una significancia de 5 s implica que la probabilidad de que los sucesos
observados sean debidos al fondo es de 2,9 × 10-7. (Vuelve al texto)
REFERENCIAS
Aartsen, M. G., Abbasi, R., Abdou, Y., Ackermann, M., Adams, J., Aguilar, J. A., … Zoll, M. (2013). Evidence for high-energy extraterrestrial neutrinos at the IceCube Detector. Science, 342, 1242856. doi: 10.1126/ science.1242856
Aartsen, M. G., Abraham, K., Ackermann, M., Adams, J., Aguilar, J. A., Ahlers, M., ... Zoll, M. (2015, 30 de julio-6 de agosto). Observation of astrophysical neutrinos in four years of IceCube data. The 34th International Cosmic Ray Conference (ICRC), La Haya (Países Bajos). Consultado en: http://arxiv.org/abs/1510.05223
Abbott, B. P., Abbott, R., Abbott, T. D., Abernathy, M. R., Acernese, F., & Ackley, K., … Zweizig, J. (2016). Observation of gravitational waves from a binary black hole merger. Physical Review Letters, 116(6), 061102. doi: 10.1103/PhysRevLett.116.061102
Andres, E., Askebjer, P., Bai, X., Barouch, G., Barwick, S. W., Bay, R. C., … Young, S. (2001). Results from the AMANDA high energy neutrino detector. Nuclear Physics B, 91(1-3), 423–430. doi: 10.1016/S0920- 5632(00)00971-3
Adrián-Martínez, S., Ageron, M., Aharonian, F., Aiello, S., Albert, A., Ameli, F., … Zúñiga, J. (2016). Letter of Intent for KM3NeT2.0. Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics, 43(8), 084001. doi: 10.1088/0954- 3899/43/8/084001
Ageron, M., Aguilar, J. A., Al Samarai, I., Albert, A., Ameli, F., André, M., ... Zúñiga, J. (2011). ANTARES: The first undersea neutrino telescope. Nuclear Instruments and Methods in Physics Research, 656, 11–38. doi: 10.1016/j.nima.2011.06.103
Avrorin, A. D., Avrorin, A. V., Aynutdinov, V. M., Bannasch, R., Belolaptikov, I. A., Bogorodsky, D. Y., … Zurbanov, V. L. (2015). Status and recent results of the Baikal-GVD project. Physics of Particles and Nuclei, 46(2), 211–221. doi: 10.1134/S1063779615020033
Aynutdinov, V., Avrorin, A., Balkanov, V., Belolaptikovd, I., Bogorodsky, D., Budnev, N., … Zhukov, V. (2009). The Baikal neutrino experiment: Physics results and perspectives. Nuclear Instruments and Methods in Physics Research, 602(1), 14–20. doi: 10.1016/j.nima.2008.12.012
Babson, J., Barish, B., Becker-Szendy, R., Bradner, H., Cady, R., Clem, J., … Wilson, C. (1990). Cosmic-ray muons in the deep ocean. Physical Review D, 42(11), 3613–3620. doi: 10.1103/PhysRevD.42.3613
Cowan Jr., C. L., Reines, F., Harrison, F. B., Kruse, H. W., & McGuire, A. D. (1956). Detection of the free neutrino: A confirmation. Science, 124(3212), 103–104. doi: 10.1126/science.124.3212.103
Danby, G., Gaillard, J. M., Goulianos, K., Lederman, L. M., Mistry, N., Schwartz, M., & Steinberger, J. (1962). Observation of high-energy neutrino reactions and the existence of two kinds of neutrinos. Physical Review Letters, 9(1), 36–44. doi: 10.1103/PhysRevLett.9.36
Halzen, F., & Klein, S. R. (2010). IceCube: An instrument for neutrino astronomy. Review of Scientific Instruments, 81(8), 081101. doi: 10.1063/1.3480478
Markov, M. A. (1960, 25 de agosto-1 de septiembre). On high energy neutrino physics. Proceeding for the 10th Annual International Conference on High Energy Physics (ICHEP), Rochester (EE. UU.).
Pauli, W. (1930). Letter to Tubingen conference participants. Consultado en: http://goo.gl/XDdTu3
