نيوترينو

نيوترينو

أول استخدام لغرفة فقاعة الهيدروجين للكشف عن النيوترينوات، في 13 نوفمبر 1970، في مختبر أرجون الوطني . هنا يصطدم نيوترينو ببروتون في ذرة هيدروجين؛ يحدث الاصطدام عند النقطة التي تنبعث منها ثلاثة مسارات على يمين الصورة.
تعبير	جسيم أولي
إحصائيات	فرميونية
عائلة	اللبتونات واللبتونات المضادة
جيل	أولاً ( ن هـ)، ثانية ( ن ميكرومتر)، والثالث ( ن ط)
التفاعلات	التفاعل الضعيف والجاذبية
رمز	ن هـ , ن ميكرومتر , ن ط , ن هـ , ن ميكرومتر , ن ط
جسيم	الدوران: ±+ 1 /2⁠ ħ ، عدم التناظر : L لليسار، دوران متساوي ضعيف : + ⁠ 1 /2⁠ ، رقم ليبتون. : +1، "نكهة" في { e، μ، τ }
مضاد للجسيمات	الدوران: ±+ 1 /2⁠ ħ ، الكيرالية : يمين ، إيزوسبين ضعيف : − ⁠ 1 /2⁠ ، رقم ليبتون. : −1, "نكهة" في { e , μ , τ }
نظري	ن هـ، نيوترينو الإلكترون : فولفغانغ باولي (1930) ن ميكرومترنيوترينو الميون : أواخر الأربعينيات ن طنيوترينو تاو : منتصف سبعينيات القرن العشرين
تم اكتشافه	ن هـ: كلايد كوان ، فريدريك رينس (1956) ن ميكرومتر: ليون ليدرمان ، ملفين شوارتز وجاك شتاينبرجر (1962) ن ط: تعاون DONUT (2000)
أنواع	3 أنواع: إلكترون نيوترينو ( ن هـ) ، نيوترينو الميون ( ن ميكرومتر) ، ونيوترينو تاو ( ن ط)
كتلة	< 0.120 إلكترون فولت ( < 2.14 × 10 −37 كجم )، مستوى ثقة 95%، مجموع 3  "نكهات" [1]
الشحنة الكهربائية	0  هـ
يلف	⁠ 1 /2⁠ ℏ
ضعف الدوران المتساوي	اليسار: + 1 /2⁠ ، يمين: 0
ضعف الشحن الزائد	اليسار: −1، اليمين: 0
ب − ل	-1
إكس	-3

النيوترينو ( / njuːˈtriːnoʊ / new- TREE - noh ؛ يرمز له بالحرف اليوناني ν ) هو جسيم أولي يتفاعل عن طريق التفاعل الضعيف والجاذبية . ^[2] [ ^3] سمي النيوترينو بهذا الاسم لأنه محايد كهربائيًا ولأن كتلة سكونه صغيرة جدًا ( -ino ) لدرجة أنه كان يُعتقد لفترة طويلة أنها تساوي صفرًا . كتلة سكون النيوترينو أصغر بكثير من كتلة الجسيمات الأولية الأخرى المعروفة (باستثناء الجسيمات عديمة الكتلة ). ^[1] القوة الضعيفة لها مدى قصير جدًا، والتفاعل الجاذبي ضعيف للغاية بسبب الكتلة الصغيرة جدًا للنيوترينو، ولا تشارك النيوترينوات في التفاعل الكهرومغناطيسي أو التفاعل القوي . ^[4] وبالتالي، تمر النيوترينوات عادةً عبر المادة العادية دون عوائق أو اكتشاف. ^{[2] [3]}

التفاعلات الضعيفة تخلق النيوترينوات في واحدة من النكهات اللبتونية الثلاثة :

1. نيوترينو الكترون
   ن
   _هـ
2. نيوترينو الميون
   ن
   _{ميكرومتر}
3. نيوترينو تاو
   ن
   _ط

يرتبط كل نكهة بالليبتون المشحون المسمى المقابل . [ ^5] على الرغم من الاعتقاد بأن النيوترينوات كانت عديمة الكتلة لفترة طويلة، فمن المعروف الآن أن هناك ثلاث كتل نيوترينو منفصلة بقيم صغيرة مختلفة (أصغرها يمكن أن تكون صفرًا ^[6] )، لكن الكتل الثلاث لا تتوافق بشكل فريد مع النكهات الثلاث: النيوترينو الذي تم إنشاؤه بنكهة محددة هو مزيج محدد من جميع حالات الكتلة الثلاث ( تراكب كمي ). على غرار بعض الجسيمات المحايدة الأخرى ، تتذبذب النيوترينوات بين نكهات مختلفة أثناء الطيران نتيجة لذلك. على سبيل المثال، قد يتفاعل نيوترينو الإلكترون الناتج عن تفاعل اضمحلال بيتا في كاشف بعيد كنيوترينو ميون أو تاو. ^{[7] [8]} لم تُعرف قيم الكتلة الثلاث حتى عام 2024، لكن التجارب المعملية والملاحظات الكونية حددت الاختلافات في مربعاتها، ^[9] حد أعلى لمجموعها (< 2.14 × 10 ⁻³⁷  كجم )، ^{[1] [10]} وحد أقصى لكتلة نيوترينو الإلكترون. ^[11] النيوترينوات هي فرميونات ذات دوران ⁠ 1 /2⁠ .

لكل نيوترينو، يوجد أيضًا جسيم مضاد مماثل ، يسمى نيوترينو مضاد، والذي له أيضًا دوران قدره ⁠ 1 /2ولا يوجد شحنة كهربائية. تتميز النيوترينوات المضادة عن النيوترينوات بوجود عدد لبتون معاكس للإشارة ودوران متماثل ضعيف ، وكيرالية يمينية بدلاً من كيرالية يسارية. للحفاظ على العدد الكلي للبتون (في تحلل بيتا النووي)، تظهر نيوترينوات الإلكترون فقط مع البوزيترونات (مضادات الإلكترونات) أو إلكترون-نيوترينوات مضادة، بينما تظهر نيوترينوات الإلكترون فقط مع الإلكترونات أو نيوترينوات الإلكترون. ^{[12] [13]}

يتم إنشاء النيوترينوات من خلال العديد من التحللات الإشعاعية ؛ والقائمة التالية ليست شاملة، ولكنها تشمل بعض تلك العمليات:

• تحلل بيتا للنواة الذرية أو الهادرونات
• التفاعلات النووية الطبيعية مثل تلك التي تحدث في قلب النجم
• التفاعلات النووية الاصطناعية في المفاعلات النووية أو القنابل النووية أو مسرعات الجسيمات
• أثناء انفجار المستعر الأعظم
• أثناء دوران النجم النيوتروني
• عندما تصطدم الأشعة الكونية أو حزم الجسيمات المتسارعة بالذرات

إن أغلب النيوترينوات التي تم اكتشافها حول الأرض تأتي من التفاعلات النووية داخل الشمس. وعلى سطح الأرض، يبلغ التدفق حوالي 65 مليار (6.5 × 10 ¹⁰ ) نيوترينوات شمسية ، في الثانية لكل سنتيمتر مربع. ^{[14] [15]} يمكن استخدام النيوترينوات في التصوير المقطعي للجزء الداخلي من الأرض. ^{[16] [17]}

افترض ولفجانج باولي النيوترينو ^[أ] لأول مرة في عام 1930 لشرح كيف يمكن لتحلل بيتا أن يحافظ على الطاقة والزخم والزخم الزاوي ( الدوران ) . وعلى النقيض من نيلز بور ، الذي اقترح نسخة إحصائية لقوانين الحفاظ لشرح أطياف الطاقة المستمرة المرصودة في تحلل بيتا ، افترض باولي وجود جسيم غير مكتشف أطلق عليه اسم "نيوترون"، باستخدام نفس النهاية -on المستخدمة لتسمية كل من البروتون والإلكترون . واعتبر أن الجسيم الجديد ينبعث من النواة مع الإلكترون أو جسيم بيتا في عملية تحلل بيتا وكان له كتلة مماثلة للإلكترون. ^{[18] [ب]}

اكتشف جيمس تشادويك جسيمًا نوويًا محايدًا أكثر ضخامة في عام 1932 وأطلق عليه اسم نيوترون أيضًا، تاركًا نوعين من الجسيمات بنفس الاسم. دخلت كلمة "نيوترينو" المفردات العلمية من خلال إنريكو فيرمي ، الذي استخدمها أثناء مؤتمر في باريس في يوليو 1932 وفي مؤتمر سولفاي في أكتوبر 1933، حيث استخدمها باولي أيضًا. تم صياغة الاسم ( المعادل الإيطالي لـ "المحايد الصغير") مازحًا من قبل إدواردو أمالدي أثناء محادثة مع فيرمي في معهد الفيزياء في فيا بانيسبيرنا في روما، من أجل التمييز بين هذا الجسيم المحايد الخفيف والنيوترون الثقيل لشادويك. ^[19]

في نظرية فيرمي حول تحلل بيتا ، يمكن للجسيم المحايد الكبير الذي اقترحه تشادويك أن يتحلل إلى بروتون وإلكترون وجسيم محايد أصغر (يسمى الآن مضاد نيوترينو إلكتروني ):

ن⁰
→
ص⁺
+
هـ^-
+
ن
_هـ

لقد وحدت ورقة فيرمي، التي كتبها عام 1934، ^{[20] بين} نيوترينو باولي وبوزيترون بول ديراك ونموذج النيوترون والبروتون لفيرنر هايزنبيرج ، وأعطت أساسًا نظريًا قويًا للعمل التجريبي المستقبلي. ^{[20] [21] [22] : 24}

بحلول عام 1934، كانت هناك أدلة تجريبية ضد فكرة بور القائلة بأن الحفاظ على الطاقة غير صالح لتحلل بيتا: في مؤتمر سولفاي في ذلك العام، تم الإبلاغ عن قياسات أطياف طاقة جسيمات بيتا (الإلكترونات)، مما يدل على وجود حد صارم لطاقة الإلكترونات من كل نوع من أنواع تحلل بيتا. لا يُتوقع وجود مثل هذا الحد إذا كان الحفاظ على الطاقة غير صالح، وفي هذه الحالة ستكون أي كمية من الطاقة متاحة إحصائيًا في عدد قليل على الأقل من التحللات. كان التفسير الطبيعي لطيف تحلل بيتا كما تم قياسه لأول مرة في عام 1934 هو أنه لم يكن متاحًا سوى كمية محدودة (ومحفوظة) من الطاقة، وكان الجسيم الجديد يأخذ أحيانًا جزءًا متفاوتًا من هذه الطاقة المحدودة، تاركًا الباقي لجسيم بيتا. استغل باولي المناسبة للتأكيد علنًا على أن "النيوترينو" الذي لم يتم اكتشافه بعد يجب أن يكون جسيمًا حقيقيًا. ^{[22] : 25} ظهر أول دليل على حقيقة النيوترينوات في عام 1938 من خلال قياسات متزامنة لغرفة السحابة للإلكترون وارتداد النواة. ^[23]

في عام 1942، اقترح وانج جانشانج لأول مرة استخدام التقاط بيتا للكشف تجريبيًا عن النيوترينوات. ^[24] في عدد 20 يوليو 1956 من مجلة ساينس ، نشر كلايد كوان وفريدريك رينز وفرانسيس ب. "كيكو" هاريسون وهيرالد دبليو كروس وأوستن د. ماكجواير تأكيدًا على أنهم اكتشفوا النيوترينو، ^{[25] [26]} وهي النتيجة التي تم مكافأتهم بها بعد ما يقرب من أربعين عامًا بجائزة نوبل عام 1995. [ ^27]

في هذه التجربة، المعروفة الآن باسم تجربة نيوترينو كوان-رينس ، تفاعلت النيوترينوات المضادة التي تم إنشاؤها في مفاعل نووي عن طريق تحلل بيتا مع البروتونات لإنتاج النيوترونات والبوزيترونات:

ن
_هـ+
ص⁺
→
ن⁰
+
هـ⁺

سرعان ما يجد البوزيترون إلكترونًا، فيفني كل منهما الآخر. ويمكن اكتشاف شعاعي جاما الناتجين . ويمكن اكتشاف النيوترون عن طريق التقاطه على نواة مناسبة، مما يؤدي إلى إطلاق شعاع جاما. ويعطي تزامن الحدثين -فناء البوزيترون والتقاط النيوترون- بصمة فريدة لتفاعل مضاد للنيوترينو.

في فبراير 1965، تم التعرف على أول نيوترينو موجود في الطبيعة من قبل مجموعة تضم فريدريك رينز وفريدل سيلشوب . ^{[28] [29]} تم إجراء التجربة في غرفة معدة خصيصًا على عمق 3 كم في منجم الذهب إيست راند ("ERPM") بالقرب من بوكسبرج ، جنوب إفريقيا. لوحة تذكارية في المبنى الرئيسي تخلد ذكرى الاكتشاف. نفذت التجارب أيضًا علم فلك النيوترينو البدائي ونظرت في قضايا فيزياء النيوترينو والتفاعلات الضعيفة. ^[30]

كان النيوترينو المضاد الذي اكتشفه كلايد كوان وفريدريك رينس هو الجسيم المضاد لنيوترينو الإلكترون.

في عام 1962، أظهر ليون م. ليديرمان ، وميلفين شوارتز ، وجاك شتاينبرجر وجود أكثر من نوع من النيوترينو من خلال الكشف أولاً عن تفاعلات نيوترينو الميون (الذي تم طرح فرضيته بالفعل باسم نيوتريتو )، ^[31] مما أكسبهم جائزة نوبل في الفيزياء عام 1988 .

عندما تم اكتشاف النوع الثالث من اللبتونات، التاو ، في عام 1975 في مركز ستانفورد للمسرعات الخطية ، كان من المتوقع أيضًا أن يكون له نيوترينو مرتبط (نيوترينو التاو). جاء أول دليل على هذا النوع الثالث من النيوترينو من ملاحظة الطاقة المفقودة والزخم في تحلل التاو على غرار تحلل بيتا مما أدى إلى اكتشاف نيوترينو الإلكترون. تم الإعلان عن أول اكتشاف لتفاعلات نيوترينو التاو في عام 2000 من قبل تعاون DONUT في Fermilab ؛ تم بالفعل استنتاج وجوده من خلال كل من الاتساق النظري والبيانات التجريبية من مصادم الإلكترون والبوزيترون الكبير . ^[32]

في ستينيات القرن العشرين، أجرت تجربة هومستيك الشهيرة الآن أول قياس لتدفق نيوترينوات الإلكترون القادمة من قلب الشمس ووجدت قيمة تتراوح بين ثلث ونصف الرقم الذي تنبأ به النموذج الشمسي القياسي . ظل هذا التناقض، الذي أصبح يُعرف باسم مشكلة النيوترينو الشمسي ، دون حل لمدة ثلاثين عامًا تقريبًا، بينما تم التحقيق في المشكلات المحتملة في كل من التجربة والنموذج الشمسي، ولكن لم يتم العثور على أي منها. في النهاية، تم إدراك أن كليهما صحيحان بالفعل وأن التناقض بينهما كان بسبب كون النيوترينوات أكثر تعقيدًا مما كان يُفترض سابقًا. افترض أن النيوترينوات الثلاثة لها كتل غير صفرية ومختلفة قليلاً، وبالتالي يمكن أن تتذبذب إلى نكهات غير قابلة للاكتشاف أثناء رحلتها إلى الأرض. تم التحقيق في هذه الفرضية من خلال سلسلة جديدة من التجارب، وبالتالي فتح مجال بحث رئيسي جديد لا يزال مستمراً. أدى التأكيد النهائي لظاهرة تذبذب النيوترينو إلى حصول اثنين من جوائز نوبل، واحدة لـ R. Davis ، الذي تصور وقاد تجربة Homestake و Masatoshi Koshiba من Kamiokande، الذي أكد عملها، وواحدة لـ Takaaki Kajita من Super-Kamiokande و AB McDonald من مرصد Sudbury للنيوترينو لتجربتهما المشتركة، والتي أكدت وجود جميع نكهات النيوترينو الثلاثة ولم تجد أي عجز. ^[33]

تم اقتراح طريقة عملية للتحقيق في تذبذبات النيوترينو لأول مرة من قبل برونو بونتيكورفو في عام 1957 باستخدام القياس مع تذبذبات الكاون ؛ وعلى مدى السنوات العشر اللاحقة، طور الصيغة الرياضية والصياغة الحديثة لتذبذبات الفراغ. في عام 1985، لاحظ ستانيسلاف ميخيف وأليكسي سميرنوف (توسعًا في عمل عام 1978 الذي أجراه لينكولن ولفنشتاين ) أنه يمكن تعديل تذبذبات النكهة عندما تنتشر النيوترينوات عبر المادة. من المهم فهم ما يسمى بتأثير ميخيف-سميرنوف-ولفنشتاين (تأثير MSW) لأن العديد من النيوترينوات المنبعثة من الاندماج في الشمس تمر عبر المادة الكثيفة في قلب الشمس (حيث يحدث كل اندماج الشمس بشكل أساسي) في طريقها إلى أجهزة الكشف على الأرض.

ابتداءً من عام 1998، بدأت التجارب تُظهِر أن النيوترينوات الشمسية والغلاف الجوي تتغير نكهاتها (انظر مرصد سوبر كاميوكاندي وسودبوري للنيوترينوات ). وقد حل هذا مشكلة النيوترينوات الشمسية: فقد تغيرت نيوترينوات الإلكترون المنتجة في الشمس جزئيًا إلى نكهات أخرى لم تتمكن التجارب من اكتشافها.

على الرغم من أن التجارب الفردية، مثل مجموعة تجارب النيوترينو الشمسي، تتوافق مع الآليات غير التذبذبية لتحويل نكهة النيوترينو، إلا أن تجارب النيوترينو ككل تعني وجود تذبذبات النيوترينو. ومن الأمور ذات الصلة بشكل خاص في هذا السياق تجربة المفاعل KamLAND وتجارب المسرع مثل MINOS . وقد حددت تجربة KamLAND بالفعل التذبذبات كآلية تحويل نكهة النيوترينو المشاركة في نيوترينوات الإلكترون الشمسي. وبالمثل، تؤكد MINOS تذبذب النيوترينوات الجوية وتعطي تحديدًا أفضل لانقسام الكتلة التربيعية. ^{[34] حصل} تاكاكي كاجيتا من اليابان وآرثر ب. ماكدونالد من كندا على جائزة نوبل للفيزياء لعام 2015 لاكتشافهما البارز، النظري والتجريبي، أن النيوترينوات يمكن أن تغير النكهات.

بالإضافة إلى المصادر المحددة، من المتوقع أن تنتشر مستويات خلفية عامة من النيوترينوات في الكون، ومن المفترض أن تحدث بسبب مصدرين رئيسيين.

خلفية النيوترينو الكونية (نشأة الانفجار العظيم)

بعد حوالي ثانية واحدة من الانفجار العظيم ، انفصلت النيوترينوات، مما أدى إلى ظهور مستوى خلفية من النيوترينوات المعروفة باسم خلفية النيوترينو الكونية (CNB).

خلفية نيوترينو المستعر الأعظم المنتشرة (منشأ المستعر الأعظم)

حصل آر. ديفيس وم . كوشيبا على جائزة نوبل في الفيزياء عام 2002. وقد قام كلاهما بعمل رائد في مجال اكتشاف النيوترينوات الشمسية ، كما أسفر عمل كوشيبا عن أول رصد في الوقت الفعلي للنيوترينوات من المستعر الأعظم SN 1987A في سحابة ماجلان الكبرى القريبة . وقد مثلت هذه الجهود بداية علم فلك النيوترينو . ^[35]

يمثل المستعر الأعظم 1987A الاكتشاف الوحيد المؤكد للنيوترينوات من المستعر الأعظم. ومع ذلك، فقد تحولت العديد من النجوم إلى مستعرات أعظم في الكون، تاركة خلفية نيوترينوات مستعرة أعظم منتشرة .

النيوترينوات لها دوران نصف صحيح ( 1 /2⁠ ħ ); وبالتالي فهي فرميونات . النيوترينوات هي لبتونات. وقد لوحظ أنها تتفاعل فقط من خلال القوة الضعيفة ، على الرغم من أنه من المفترض أنها تتفاعل أيضًا جاذبيًا. نظرًا لأن لها كتلة غير صفرية، فإن الاعتبارات النظرية تسمح للنيوترينوات بالتفاعل مغناطيسيًا، لكنها لا تلزمها بذلك. حتى الآن لا يوجد دليل تجريبي على وجود عزم مغناطيسي غير صفري في النيوترينوات.

التفاعلات الضعيفة تخلق النيوترينوات في واحدة من النكهات اللبتونية الثلاثة : نيوترينوات الإلكترون (
ن
_هـ), نيوترينوات الميون (
ن
_{ميكرومتر})، أو نيوترينوات تاو (
ن
_ط)، المرتبطة بالليبتونات المشحونة المقابلة، الإلكترون (
هـ^-
), الميون (
ميكرومتر^-
)، و تاو (
ط^-
)، على التوالي. ^[36]

على الرغم من الاعتقاد السائد منذ فترة طويلة أن النيوترينوات عديمة الكتلة، إلا أنه من المعروف الآن أن هناك ثلاث كتل نيوترينو منفصلة؛ كل حالة من حالات نكهة النيوترينو هي مزيج خطي من الحالات الذاتية الثلاث للكتلة المنفصلة. على الرغم من أن الاختلافات في مربعات قيم الكتلة الثلاث فقط معروفة اعتبارًا من عام 2016، ^[9] فقد أظهرت التجارب أن هذه الكتل صغيرة مقارنة بأي جسيم آخر. من القياسات الكونية ، تم حساب أن مجموع كتل النيوترينو الثلاثة يجب أن يكون أقل من مليون من كتلة الإلكترون. ^{[1] [10]}

بشكل أكثر رسمية، فإن الحالات الذاتية لنكهة النيوترينو (مجموعات الإنشاء والفناء) ليست هي نفسها الحالات الذاتية لكتلة النيوترينو (المُسماة ببساطة "1" و"2" و"3"). اعتبارًا من عام 2024، لا يُعرف أي من هذه الحالات الثلاث هو الأثقل. يتكون التسلسل الهرمي لكتلة النيوترينو من تكوينين محتملين. على غرار التسلسل الهرمي لكتلة اللبتونات المشحونة، يُطلق على التكوين الذي تكون فيه الكتلة 2 أخف من الكتلة 3 تقليديًا "التسلسل الهرمي الطبيعي"، بينما في "التسلسل الهرمي المقلوب"، يكون العكس صحيحًا. هناك العديد من الجهود التجريبية الكبرى الجارية للمساعدة في تحديد أيهما صحيح. ^[37]

إن النيوترينو الذي تم إنشاؤه في حالة نكهة خاصة يكون في تراكب كمي خاص مرتبط بكل الحالات الثلاث للكتلة. تختلف الكتل الثلاث قليلاً لدرجة أنه لا يمكن تمييزها تجريبياً ضمن أي مسار طيران عملي. وقد وجد أن نسبة كل حالة كتلة في حالات النكهة النقية المنتجة تعتمد بشكل كبير على النكهة. يتم ترميز العلاقة بين الحالات الخاصة للنكهة والكتلة في مصفوفة PMNS . وقد أثبتت التجارب قيمًا متوسطة إلى منخفضة الدقة لعناصر هذه المصفوفة، مع كون الطور المركب الفردي في المصفوفة معروفًا بشكل سيئ فقط، اعتبارًا من عام 2016. ^[9]

تسمح الكتلة غير الصفرية للنيوترينوات بأن يكون لها عزم مغناطيسي صغير ؛ وإذا كان الأمر كذلك، فإن النيوترينوات ستتفاعل كهرومغناطيسيًا، على الرغم من عدم ملاحظة مثل هذا التفاعل على الإطلاق. ^[38]

تتذبذب النيوترينوات بين نكهات مختلفة أثناء الطيران. على سبيل المثال، قد يتفاعل نيوترينو الإلكترون الناتج عن تفاعل اضمحلال بيتا في كاشف بعيد كنيوترينو ميون أو تاو، كما هو محدد بواسطة نكهة اللبتون المشحون الناتج في الكاشف. يحدث هذا التذبذب لأن مكونات الحالة الكتلية الثلاثة للنكهة الناتجة تنتقل بسرعات مختلفة قليلاً، بحيث تتطور حزم الموجات الميكانيكية الكمومية الخاصة بها إلى تحولات طورية نسبية تغير كيفية اندماجها لإنتاج تراكب متغير من ثلاث نكهات. وبالتالي يتذبذب كل مكون من مكونات النكهة أثناء انتقال النيوترينو، مع اختلاف النكهات في القوة النسبية. تمثل نسب النكهة النسبية عندما يتفاعل النيوترينو الاحتمالات النسبية لتلك النكهة من التفاعل لإنتاج النكهة المقابلة من اللبتون المشحون. ^{[7] [8]}

هناك احتمالات أخرى يمكن أن تتذبذب فيها النيوترينوات حتى لو كانت عديمة الكتلة: إذا لم تكن تناظر لورنتز تناظرًا دقيقًا، فقد تتعرض النيوترينوات لتذبذبات منتهكة لورنتز . ^[39]

تخضع النيوترينوات التي تنتقل عبر المادة، بشكل عام، لعملية مماثلة لانتقال الضوء عبر مادة شفافة . لا يمكن ملاحظة هذه العملية بشكل مباشر لأنها لا تنتج إشعاعًا مؤينًا ، ولكنها تؤدي إلى تأثير ميخيف-سميرنوف-ولفينستين . يتم نقل جزء صغير فقط من طاقة النيوترينو إلى المادة. ^[40]

المادة المضادة
الجسيمات المضادة بوزيترون البروتون المضاد مضاد النيوترون الهيدروجين المضاد مضاد الهيليوم اونيا الهيدروجين المضاد للبروتونات الهيليوم المضاد للبروتونات ميونيوم الميونيوم الحقيقي البيونيوم البوزيترونيوم كواركونيوم
المفاهيم والظواهر الفناء تكوين الباريونات عدم تماثل الباريون المذنب انتهاك CP التفاعل الجاذبي انبعاث البوزيترون
الأجهزة غرفة السحابة مُسرِّع الجسيمات مُبطئ البروتون المضاد مصادم الأيونات الثقيلة النسبي فخ القلم
الاستخدامات التصوير المقطعي بالإصدار البوزيتروني وقود سلاح
العلماء كارل ديفيد أندرسون بول ديراك أندريه ساخاروف سيرن
ف ت هـ

لكل نيوترينو، يوجد أيضًا جسيم مضاد مماثل ، يسمى نيوترينو مضاد ، والذي ليس له أيضًا شحنة كهربائية ودوران نصف صحيح. يتم تمييزها عن النيوترينوات من خلال وجود علامات معاكسة لعدد اللبتون والكيرالية المعاكسة (وبالتالي دوران ضعيف معاكس للعلامة). اعتبارًا من عام 2016، لم يتم العثور على أي دليل على أي اختلاف آخر.

حتى الآن، وعلى الرغم من عمليات البحث المكثفة والمستمرة عن الاستثناءات، لم يحدث في جميع العمليات اللبتونية المرصودة أي تغيير في إجمالي عدد اللبتونات؛ على سبيل المثال، إذا كان إجمالي عدد اللبتونات صفرًا في الحالة الأولية، فإن الحالة النهائية تطابق فقط أزواج اللبتونات والمضادات اللبتونات: تظهر نيوترينوات الإلكترون في الحالة النهائية مع البوزيترونات (مضادات الإلكترونات) أو مضادات النيوترينوات الإلكترونية فقط، ومضادات النيوترينو الإلكترونية مع الإلكترونات أو نيوترينوات الإلكترون. ^{[12] [13]}

تنتج النيوترينوات المضادة في تحلل بيتا النووي مع جسيم بيتا (في تحلل بيتا يتحلل النيوترون إلى بروتون وإلكترون ونيوترينو مضاد). جميع النيوترينوات المضادة التي تم رصدها حتى الآن كانت لها لولبية يمينية (أي أنه لم يتم رصد سوى حالة دوران واحدة من حالتي الدوران الممكنتين)، بينما كانت النيوترينوات كلها يسارية. ^[ج]

تم اكتشاف النيوترينوات المضادة لأول مرة نتيجة لتفاعلها مع البروتونات في خزان كبير من الماء. تم تركيبه بجوار مفاعل نووي كمصدر يمكن التحكم فيه للنيوترينوات المضادة (انظر تجربة نيوترينو كوان-رينس ). بدأ الباحثون في جميع أنحاء العالم في التحقيق في إمكانية استخدام النيوترينوات المضادة لمراقبة المفاعلات في سياق منع انتشار الأسلحة النووية . ^{[41] [42]}

نظرًا لأن النيوترينوات المضادة والنيوترينوات عبارة عن جسيمات محايدة، فمن الممكن أن تكون نفس الجسيم. فبدلاً من فرميونات ديراك التقليدية ، يمكن أن تكون الجسيمات المحايدة نوعًا آخر من  الدوران 1 /2جسيم يسمى جسيمات ماجورانا ، سمي على اسم الفيزيائي الإيطالي إيتوري ماجورانا الذي اقترح المفهوم لأول مرة. في حالة النيوترينوات، اكتسبت هذه النظرية شعبية حيث يمكن استخدامها، بالاشتراك مع آلية المراجيح ، لشرح سبب صغر كتلة النيوترينو مقارنة بكتل الجسيمات الأولية الأخرى، مثل الإلكترونات أو الكواركات. سيكون لدى نيوترينوات ماجورانا الخاصية التي يمكن من خلالها التمييز بين النيوترينو والنيوترينو المضاد من خلال الكيرالية فقط؛ ما تلاحظه التجارب كاختلاف بين النيوترينو والنيوترينو المضاد يمكن أن يكون ببساطة بسبب جسيم واحد له كيراليتين محتملتين.

اعتبارًا من عام 2019 ^[update]، لا يُعرف ما إذا كانت النيوترينوات هي جسيمات ماجورانا أم ديراك . من الممكن اختبار هذه الخاصية تجريبيًا. على سبيل المثال، إذا كانت النيوترينوات هي بالفعل جسيمات ماجورانا، فسيتم السماح بعمليات انتهاك عدد اللبتون مثل تحلل بيتا المزدوج بدون نيوترينو ، بينما لن يُسمح بها إذا كانت النيوترينوات جسيمات ديراك . تم إجراء العديد من التجارب ولا تزال جارية للبحث عن هذه العملية، على سبيل المثال GERDA ، ^[43] EXO ، ^[44] SNO+ ، ^[45] و CUORE . ^[46] الخلفية الكونية للنيوترينو هي أيضًا اختبار لمعرفة ما إذا كانت النيوترينوات هي جسيمات ماجورانا ، حيث يجب أن يكون هناك عدد مختلف من النيوترينوات الكونية المكتشفة في حالة ديراك أو ماجورانا. ^[47]

يمكن للنيوترينوات أن تتفاعل مع النواة، وتغيرها إلى نواة أخرى. تُستخدم هذه العملية في أجهزة الكشف عن النيوترينوات الكيميائية الإشعاعية . في هذه الحالة، يجب أخذ مستويات الطاقة وحالات الدوران داخل النواة المستهدفة في الاعتبار لتقدير احتمالية التفاعل. بشكل عام، تزداد احتمالية التفاعل مع عدد النيوترونات والبروتونات داخل النواة. ^{[33] [48]}

من الصعب للغاية تحديد تفاعلات النيوترينو بشكل فريد بين الخلفية الطبيعية للنشاط الإشعاعي. ولهذا السبب، تم اختيار قناة تفاعل خاصة في التجارب المبكرة لتسهيل التعرف: تفاعل مضاد النيوترينو مع إحدى نوى الهيدروجين في جزيئات الماء. إن نواة الهيدروجين عبارة عن بروتون واحد، وبالتالي فإن التفاعلات النووية المتزامنة، والتي قد تحدث داخل نواة أثقل، لا تحتاج إلى النظر فيها لتجربة الكشف. داخل متر مكعب من الماء الموضوع مباشرة خارج مفاعل نووي، لا يمكن تسجيل سوى عدد قليل نسبيًا من مثل هذه التفاعلات، ولكن يتم استخدام الإعداد الآن لقياس معدل إنتاج البلوتونيوم في المفاعل.

تمامًا مثلما تفعل النيوترونات في المفاعلات النووية ، يمكن للنيوترينوات أن تحفز تفاعلات انشطارية داخل النوى الثقيلة . ^[49] حتى الآن، لم يتم قياس هذا التفاعل في المختبر، ولكن من المتوقع أن يحدث داخل النجوم والمستعرات العظمى. تؤثر هذه العملية على وفرة النظائر الموجودة في الكون . ^[48] لوحظ تفكك نوى الديوتيريوم الناجم عن النيوترينو في مرصد نيوترينو سودبيري، والذي يستخدم كاشف الماء الثقيل . ^[50]

النيوترينوات في النموذج القياسي للجسيمات الأولية

فرميون	رمز
الجيل الأول
نيوترينو الإلكترون	ن هـ
النيوترينو الإلكتروني	ن هـ
الجيل الثاني
نيوترينو الميون	ن ميكرومتر
نيوترينو ميون	ن ميكرومتر
الجيل الثالث
نيوترينو تاو	ن ط
نيوترينو تاو	ن ط

هناك ثلاثة أنواع معروفة ( نكهات ) من النيوترينوات: نيوترينو الإلكترون
ن
_هـ, نيوترينو الميون
ن
_{ميكرومتر}، و نيوترينو تاو
ن
_ط، والتي سميت على اسم شريكاتها من اللبتونات في النموذج القياسي (انظر الجدول على اليمين). يأتي أفضل قياس حالي لعدد أنواع النيوترينو من ملاحظة تحلل بوزون Z. يمكن أن يتحلل هذا الجسيم إلى أي نيوترينو خفيف ونيوترينو مضاد له، وكلما زاد عدد أنواع النيوترينوات الخفيفة المتاحة، ^[د] كانت مدة حياة بوزون Z أقصر. أظهرت قياسات عمر Z أن ثلاثة نكهات نيوترينو خفيفة ترتبط بـ Z. ^[36] تشير المراسلات بين الكواركات الستة في النموذج القياسي واللبتونات الستة، من بينها النيوترينوات الثلاثة، إلى حدس الفيزيائيين أنه يجب أن يكون هناك ثلاثة أنواع بالضبط من النيوترينو.

هناك العديد من مجالات البحث النشطة التي تتعلق بالنيوترينو مع التطلع إلى العثور على:

• قيم كتلة النيوترينو الثلاثة
• درجة انتهاك CP في القطاع اللبتوني (الذي قد يؤدي إلى تكوين اللبتونات )
• دليل على الفيزياء التي قد تكسر النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات ، مثل تحلل بيتا المزدوج بدون نيوترينو ، والذي سيكون دليلاً على انتهاك قانون حفظ عدد اللبتون.

تقوم التعاونات العلمية الدولية بتثبيت أجهزة كشف نيوترينو كبيرة بالقرب من المفاعلات النووية أو في حزم النيوترينو من مسرعات الجسيمات لتقييد كتل النيوترينو وقيم حجم ومعدلات التذبذبات بين نكهات النيوترينو بشكل أفضل. وبالتالي تبحث هذه التجارب عن وجود انتهاك لتكافؤ الشحنة في قطاع النيوترينو؛ أي ما إذا كانت قوانين الفيزياء تعامل النيوترينوات والنيوترينوات المضادة بشكل مختلف أم لا. ^[9]

بدأت تجربة كاترين في ألمانيا في جمع البيانات في يونيو 2018 ^[51] لتحديد قيمة كتلة نيوترينو الإلكترون، مع وجود طرق أخرى لهذه المشكلة في مراحل التخطيط. ^[1]

على الرغم من كتلتها الصغيرة، فإن النيوترينوات كثيرة جدًا لدرجة أن قوتها الجاذبية يمكن أن تؤثر على المادة الأخرى في الكون.

إن نكهات النيوترينو الثلاثة المعروفة هي المرشحات الوحيدة للمادة المظلمة التي تم إثباتها تجريبياً على أنها جسيمات أولية - على وجه التحديد، ستكون مادة مظلمة ساخنة . ومع ذلك، يبدو أن أنواع النيوترينو المعروفة حاليًا مستبعدة بشكل أساسي كنسبة كبيرة من المادة المظلمة، بناءً على ملاحظات الخلفية الكونية للميكروويف . لا يزال يبدو من المعقول أن النيوترينوات الأثقل والمعقمة قد تشكل مادة مظلمة دافئة ، إذا كانت موجودة. ^[52]

وتسعى جهود أخرى إلى إيجاد دليل على وجود نيوترينو معقم - وهو نكهة نيوترينو رابعة لا تتفاعل مع المادة مثل نكهات النيوترينو الثلاثة المعروفة. ^{[53] [54] [55] [56]} لا تتأثر إمكانية وجود نيوترينوات معقمة بقياسات اضمحلال بوزون زد الموضحة أعلاه: إذا كانت كتلتها أكبر من نصف كتلة بوزون زد، فلا يمكن أن تكون ناتج اضمحلال. لذلك، لكي تكون متسقة مع عدم اكتشافها في اضمحلال بوزون زد، يجب أن يكون للنيوترينوات المعقمة الثقيلة كتلة لا تقل عن 45.6 جيجا إلكترون فولت. ^{[ بحاجة لمصدر ]}

في الواقع، يُلمح إلى وجود مثل هذه الجسيمات البيانات التجريبية من تجربة LSND . من ناحية أخرى، اقترحت تجربة MiniBooNE الجارية حاليًا أن النيوترينوات المعقمة ليست مطلوبة لتفسير البيانات التجريبية، ^[57] على الرغم من أن أحدث الأبحاث في هذا المجال مستمرة وقد تسمح الشذوذ في بيانات MiniBooNE بأنواع نيوترينو غريبة، بما في ذلك النيوترينوات المعقمة. ^[58] كما أشارت إعادة تحليل بيانات أطياف الإلكترون المرجعية من معهد لاو-لانجيفين في عام 2011 ^[59] إلى وجود نيوترينو معقم خفيف رابع. ^[60] منذ ذلك الحين، بحثت العديد من التجارب على مسافات قصيرة جدًا من المفاعلات النووية عن النيوترينوات المعقمة، والتي أثارتها نتائج عام 2011. وفي حين تمكن معظمهم من استبعاد وجود نيوترينو معقم خفيف، فإن النتائج المجمعة غامضة. ^[61]

وفقًا لتحليل نُشر في عام 2010، فإن البيانات المستمدة من مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية للإشعاع الخلفي الكوني متوافقة مع ثلاثة أو أربعة أنواع من النيوترينوات. ^[62]

هناك فرضية أخرى تتعلق بـ "تحلل بيتا المزدوج الخالي من النيوترينو"، والذي إذا وجد فإنه ينتهك مبدأ حفظ عدد الليبتون. والأبحاث جارية الآن حول هذه الآلية ولكنها لم تعثر بعد على أدلة تثبتها. وإذا ما وجدت فإن ما يسمى الآن بالنيوترينوات المضادة لا يمكن أن تكون جسيمات مضادة حقيقية.

تكتشف تجارب نيوترينو الأشعة الكونية النيوترينوات من الفضاء لدراسة طبيعة النيوترينوات والمصادر الكونية التي تنتجها. ^[63]

قبل اكتشاف تذبذب النيوترينوات، كان يُفترض عمومًا أنها عديمة الكتلة، وتنتشر بسرعة الضوء ( ج ). وفقًا لنظرية النسبية الخاصة ، فإن مسألة سرعة النيوترينو ترتبط ارتباطًا وثيقًا بكتلتها : إذا كانت النيوترينوات عديمة الكتلة، فيجب أن تنتقل بسرعة الضوء، وإذا كانت لها كتلة، فلا يمكنها الوصول إلى سرعة الضوء. ونظرًا لكتلتها الضئيلة، فإن السرعة المتوقعة قريبة للغاية من سرعة الضوء في جميع التجارب، وأجهزة الكشف الحالية ليست حساسة للفرق المتوقع.

هناك أيضًا بعض المتغيرات التي تنتهك لورنتز في الجاذبية الكمومية والتي قد تسمح بوجود نيوترينوات أسرع من الضوء. ^{[ بحاجة لمصدر ]} الإطار الشامل لانتهاكات لورنتز هو تمديد النموذج القياسي (SME).

أُجريت القياسات الأولى لسرعة النيوترينو في أوائل ثمانينيات القرن العشرين باستخدام حزم البيونات النبضية (التي تنتجها حزم البروتون النبضية التي تضرب هدفًا). تحللت البيونات منتجة النيوترينوات، وكانت تفاعلات النيوترينو التي لوحظت ضمن نافذة زمنية في كاشف على مسافة متسقة مع سرعة الضوء. تكرر هذا القياس في عام 2007 باستخدام كواشف MINOS ، التي وجدت سرعة3  نيوترينوات جيجا إلكترون فولت، عند مستوى ثقة 99%، في النطاق بين0.999 976  ج و1.000 126  ج . القيمة المركزية لـ1.000 051  c أعلى من سرعة الضوء ولكن مع الأخذ في الاعتبار عدم اليقين، فإنه يتوافق أيضًا مع سرعة تساوي c تمامًا أو أقل قليلاً. وقد وضع هذا القياس حدًا أعلى لكتلة نيوترينو الميون عند50 ميجا إلكترون فولت مع ثقة بنسبة 99% . ^{[64] [65]} بعد ترقية أجهزة الكشف للمشروع في عام 2012، قام فريق MINOS بتحسين نتيجتهم الأولية ووجدوا اتفاقًا مع سرعة الضوء، مع وجود فرق في وقت وصول النيوترينوات والضوء بنسبة −0.0006% (±0.0012%). ^[66]

تم إجراء ملاحظة مماثلة، على نطاق أكبر بكثير، مع المستعر الأعظم 1987A ( SN 1987A ). تم اكتشاف النيوترينوات المضادة بطاقة 10 ميجا إلكترون فولت من المستعر الأعظم ضمن نافذة زمنية كانت متسقة مع سرعة الضوء للنيوترينوات. حتى الآن، كانت جميع قياسات سرعة النيوترينو متسقة مع سرعة الضوء. ^{[67] [68]}

في سبتمبر 2011، أصدر مشروع OPERA حسابات تظهر سرعات 17 جيجا إلكترون فولت و28 جيجا إلكترون فولت من النيوترينوات تتجاوز سرعة الضوء في تجاربهم. في نوفمبر 2011، كرر مشروع OPERA تجربته مع التغييرات بحيث يمكن تحديد السرعة بشكل فردي لكل نيوترينو تم اكتشافه. أظهرت النتائج نفس السرعة الأسرع من الضوء. في فبراير 2012، خرجت تقارير تفيد بأن النتائج ربما كانت ناجمة عن كابل ألياف ضوئية فضفاض متصل بإحدى الساعات الذرية التي تقيس أوقات مغادرة ووصول النيوترينوات. لم يجد إعادة إنشاء مستقلة للتجربة في نفس المختبر بواسطة ICARUS أي فرق واضح بين سرعة النيوترينو وسرعة الضوء. ^[69]

افترض النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات أن النيوترينوات عديمة الكتلة. ^[70] تتطلب ظاهرة تذبذب النيوترينو المثبتة تجريبياً، والتي تمزج حالات نكهة النيوترينو مع حالات كتلة النيوترينو (على نحو مماثل لخلط CKM )، أن يكون للنيوترينوات كتلة غير صفرية. ^[71] تم تصور النيوترينوات الضخمة في الأصل بواسطة برونو بونتيكورفو في الخمسينيات من القرن العشرين. إن تعزيز الإطار الأساسي لاستيعاب كتلتها أمر بسيط عن طريق إضافة لاغرانجي أيمن. ^[72]

يمكن توفير كتلة النيوترينو بطريقتين، وتستخدم بعض المقترحات كلا الطريقتين:

• إذا تم توليد الكتلة بواسطة آلية ديراك ، مثل غيرها من الفرميونات الأساسية في النموذج القياسي ، فإن الإطار سيتطلب مكونًا إضافيًا غير متماثل وهو عبارة عن مجسم أحادي SU(2) . سيكون لهذا المكون تفاعلات يوكاوا التقليدية مع المكون المحايد لمجسم ثنائي هيغز ؛ ولكن بخلاف ذلك، لن يكون له أي تفاعلات مع جسيمات النموذج القياسي.
• أو، يمكن توليد الكتلة بواسطة آلية ماجورانا ، والتي تتطلب أن يكون النيوترينو والنيوترينو المضاد نفس الجسيم.

يأتي الحد الأعلى الصارم لكتل ​​النيوترينوات من علم الكونيات : يتنبأ نموذج الانفجار العظيم بوجود نسبة ثابتة بين عدد النيوترينوات وعدد الفوتونات في الخلفية الكونية للميكروويف . إذا تجاوزت الكتلة الإجمالية لجميع الأنواع الثلاثة من النيوترينوات متوسطًا قدره50  إلكترون فولت/ ثانية ^مربعة لكل نيوترينو، سيكون هناك قدر كبير من الكتلة في الكون لدرجة أنه سينهار. ^[73] يمكن التحايل على هذا الحد بافتراض أن النيوترينو غير مستقر، ولكن هناك حدود داخل النموذج القياسي تجعل هذا صعبًا. يأتي قيد أكثر صرامة من التحليل الدقيق للبيانات الكونية، مثل إشعاع الخلفية الكونية للميكروويف، ومسوحات المجرات ، وغابة ليمان ألفا . وجد تحليل البيانات من تلسكوب WMAP الفضائي للميكروويف أن مجموع كتل الأنواع الثلاثة من النيوترينو يجب أن يكون أقل من0.3 إلكترون فولت/ ثانية ^مربعة . ^[74] في عام 2018، نشر تعاون بلانك حدًا أقوى لـ0.11 إلكترون فولت/ ثانية ² ، والتي تم الحصول عليها من خلال الجمع بين شدة الخلفية الكونية الميكروية الكلية والاستقطاب وملاحظات العدسات الجاذبية مع قياسات تذبذب الباريون الصوتي من مسوحات المجرات وقياسات المستعر الأعظم من بانثيون. ^[75] يحصل إعادة التحليل لعام 2021 الذي يضيف قياسات تشوه الفضاء الأحمر من مسح SDSS-IV eBOSS على حد أعلى أكثر إحكامًا0.09 إلكترون فولت/ ثانية ^مربعة . ^[76] ومع ذلك، فإن العديد من التلسكوبات الأرضية ذات أشرطة الخطأ ذات الحجم المماثل لحجم بلانك تفضل قيمًا أعلى لمجموع كتلة النيوترينو، مما يشير إلى بعض التوتر في مجموعات البيانات. ^[77]

مُنحت جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2015 إلى تاكاكي كاجيتا وآرثر ب. ماكدونالد لاكتشافهما التجريبي لتذبذبات النيوترينو، والذي يوضح أن النيوترينوات لها كتلة. ^{[78] [79]}

في عام 1998، حددت نتائج الأبحاث في كاشف النيوترينو سوبر كاميوكاندي أن النيوترينوات يمكن أن تتذبذب من نكهة إلى أخرى، وهو ما يتطلب أن يكون لها كتلة غير صفرية. ^[80] في حين أن هذا يوضح أن النيوترينوات لها كتلة، إلا أن مقياس كتلة النيوترينو المطلق لا يزال غير معروف. وذلك لأن تذبذبات النيوترينو حساسة فقط للفرق في مربعات الكتل. ^[81] اعتبارًا من عام 2020، ^[82] فإن أفضل قيمة مناسبة للفرق بين مربعات كتل الحالات الذاتية للكتلة 1 و2 هي | Δ m²
₂₁| =0.000 074  (إلكترون فولت/ ثانية ² ) ² ، بينما بالنسبة للحالات الذاتية 2 و3 فهي | Δ م²
₃₂| =0.002 51  (إلكترون فولت/ ثانية ² ) ² . بما أن | Δ م²
₃₂| هو الفرق بين كتلتين مربعتين، ويجب أن يكون لأحدهما على الأقل قيمة تساوي على الأقل الجذر التربيعي لهذه القيمة. وبالتالي، توجد على الأقل حالة ذاتية واحدة لكتلة النيوترينو بكتلة لا تقل عن0.05 إلكترون فولت/ ثانية ^مربعة . ^[83]

هناك عدد من الجهود الجارية لتحديد مقياس كتلة النيوترينو المطلقة بشكل مباشر في التجارب المعملية، وخاصة باستخدام تحلل بيتا النووي. تأتي الحدود العليا لكتلة نيوترينو الإلكترون الفعالة من تحلل بيتا للتريتيوم. حددت تجربة كتلة النيوترينو في ماينز حدًا أعلى يبلغ m <2.2 إلكترون فولت/ ثانية ² عند مستوى ثقة 95%. ^[84] منذ يونيو 2018، تبحث تجربة كاترين عن كتلة بين0.2 إلكترون فولت/ ثانية ² و2 إلكترون فولت/ ثانية ² في تحلل التريتيوم. ^[51] الحد الأقصى لشهر فبراير 2022 هو m _ν  < 0.8 إلكترون فولت/ ثانية ² عند 90% من CL بالاشتراك مع حملة سابقة بواسطة KATRIN من عام 2019. ^{[11] [85]}

في 31 مايو 2010، لاحظ باحثو OPERA أول حدث مرشح لنيوترينو تاو في شعاع نيوترينو ميون، وهي المرة الأولى التي يتم فيها ملاحظة هذا التحول في النيوترينوات، مما يوفر دليلاً إضافيًا على أن لها كتلة. ^[86]

إذا كان النيوترينو جسيمًا من نوع ماجورانا ، فيمكن حساب الكتلة عن طريق إيجاد عمر النصف لتحلل بيتا المزدوج الخالي من النيوترينو لبعض النوى. وقد تم تحديد الحد الأقصى الأدنى الحالي لكتلة ماجورانا للنيوترينو بواسطة KamLAND -Zen:0.060–0.161 إلكترون فولت/ ث ² . ^[87]

تظهر النتائج التجريبية أنه ضمن هامش الخطأ، فإن جميع النيوترينوات المنتجة والمرصودة لها لوالب يسارية (دوران معاكس للزخم )، وجميع النيوترينوات المضادة لها لوالب يمينية. ^[88] في الحد عديم الكتلة، يعني هذا أنه يتم ملاحظة واحدة فقط من الكيراليتين المحتملتين لأي جسيم. هذه هي الكيراليتين الوحيدتين المضمنتين في النموذج القياسي لتفاعلات الجسيمات.

من الممكن أن نظيراتها (النيوترينوات اليمنى والنيوترينوات المضادة اليسرى) لا وجود لها ببساطة. وإذا كانت موجودة ، فإن خصائصها تختلف بشكل كبير عن النيوترينوات والنيوترينوات المضادة التي يمكن ملاحظتها. ومن المفترض أنها إما ثقيلة للغاية (على مقياس GUT - انظر آلية المراجيح )، أو لا تشارك في تفاعل ضعيف (ما يسمى بالنيوترينوات العقيمة )، أو كليهما.

إن وجود كتل نيوترينو غير صفرية يزيد من تعقيد الموقف إلى حد ما. يتم إنتاج النيوترينوات في تفاعلات ضعيفة كحالات ذاتية للكيرالية. كيرالية الجسيم الضخم ليست ثابتة للحركة؛ الحلزونية هي ثابتة، لكن عامل الكيرالية لا يشترك في الحالات الذاتية مع عامل الحلزونية. تنتشر النيوترينوات الحرة كمزيج من حالات الحلزونية اليسرى واليمنى، بسعة خلط من رتبة ⁠ م _ن /هـلا يؤثر هذا بشكل كبير على التجارب ،  لأن النيوترينوات المعنية تكون دائمًا فائقة النسبية، وبالتالي تكون سعة الخلط صغيرة للغاية. في الواقع، تنتقل بسرعة كبيرة ويمر الوقت ببطء شديد في إطارات الراحة الخاصة بها بحيث لا يكون لديها وقت كافٍ للتغيير على أي مسار يمكن ملاحظته. على سبيل المثال، تمتلك معظم النيوترينوات الشمسية طاقات من رتبة0.100 ميجا إلكترون فولت ~1.00 ميجا إلكترون فولت ؛ وبالتالي، فإن نسبة النيوترينوات ذات اللولب "الخاطئ" بينها لا يمكن أن تتجاوز1 / 10 ¹⁰ . ^{[89] [90} ]

أثارت سلسلة غير متوقعة من النتائج التجريبية لمعدل تحلل الأيونات المشعة الثقيلة المشحونة للغاية والتي تدور في حلقة تخزين نشاطًا نظريًا في محاولة لإيجاد تفسير مقنع. تُعرف الظاهرة المرصودة باسم شذوذ GSI ، حيث أن حلقة التخزين هي منشأة في مركز GSI Helmholtz لأبحاث الأيونات الثقيلة في دارمشتات بألمانيا .

وُجِد أن معدلات الاضمحلال الضعيف لنوعين مشعّين بنصف عمر يبلغ حوالي 40 ثانية و200 ثانية لها تعديل تذبذبي كبير ، بفترة تبلغ حوالي 7 ثوانٍ. ^[91] ونظرًا لأن عملية الاضمحلال تنتج نيوترينو إلكترون، فإن بعض التفسيرات المقترحة لمعدل التذبذب المرصود تقترح خصائص نيوترينو جديدة أو معدلة. وقد قوبلت الأفكار المتعلقة بتذبذب النكهة بالتشكك. ^{[92] ويستند اقتراح لاحق إلى الاختلافات بين} الحالات الذاتية لكتلة النيوترينو . ^[93]

المفاعلات النووية هي المصدر الرئيسي للنيوترينوات التي يولدها الإنسان. يتم توليد غالبية الطاقة في المفاعل النووي عن طريق الانشطار (النظائر الانشطارية الأربعة الرئيسية في المفاعلات النووية هي²³⁵
و
,²³⁸
و
,²³⁹
بو
و²⁴¹
بو
)، تخضع النويدات الناتجة الغنية بالنيوترونات بسرعة لتحللات بيتا إضافية، حيث يحول كل منها نيوترونًا واحدًا إلى بروتون وإلكترون ويطلق نيوترينو مضاد للإلكترون. بما في ذلك هذه التحللات اللاحقة، يطلق الانشطار النووي المتوسط ​​حوالي200 ميجا إلكترون فولت من الطاقة، منها ما يقرب من 95.5% تبقى في النواة على شكل حرارة، وحوالي 4.5% (أو حوالي 1.5%) من الطاقة المتبقية في الغلاف الجوي.9 ميجا إلكترون فولت ) ^[94] يتم إشعاعها بعيدًا في صورة نيوترينوات مضادة. بالنسبة لمفاعل نووي نموذجي بقوة حرارية تبلغ4000  ميجاوات ، ^[هـ] إجمالي إنتاج الطاقة من الذرات الانشطارية هو في الواقع4185 ميجاوات منهايتم إشعاع 185 ميغاواط كإشعاع مضاد للنيوترينو ولا يظهر أبدًا في الهندسة. وهذا يعني،يتم فقدان 185 ميغاواط من طاقة الانشطار من هذا المفاعل ولا تظهر على شكل حرارة متاحة لتشغيل التوربينات، حيث تخترق النيوترينوات المضادة جميع مواد البناء عمليًا دون تفاعل.

يعتمد طيف طاقة النيوترينو المضاد على الدرجة التي يتم بها حرق الوقود (في المتوسط، تحتوي النيوترينوات المضادة للانشطار البلوتونيوم 239 على طاقة أكبر قليلاً من تلك الناتجة عن انشطار اليورانيوم 235)، ولكن بشكل عام، تحتوي النيوترينوات المضادة القابلة للكشف من الانشطار على طاقة ذروة تتراوح بين حوالي 3.5 و4 ميجا إلكترون فولت ، مع طاقة قصوى تبلغ حوالي10 ميجا إلكترون فولت . ^[95] لا توجد طريقة تجريبية ثابتة لقياس تدفق النيوترينوات المضادة منخفضة الطاقة. فقط النيوترينوات المضادة ذات الطاقة أعلى من عتبةيمكن لـ 1.8 ميجا إلكترون فولت أن يؤدي إلى تحلل بيتا العكسي وبالتالي يمكن التعرف عليه بشكل لا لبس فيه (انظر § الكشف أدناه).

وتشير التقديرات إلى أن 3% من جميع النيوترينوات المضادة الصادرة عن مفاعل نووي تحمل طاقة أعلى من تلك العتبة. وبالتالي، فإن محطة الطاقة النووية المتوسطة قد تولد أكثر من10 ²⁰ نيوترينو مضاد في الثانية فوق العتبة، ولكن أيضًا عدد أكبر بكثير ( 97% / 3% ≈ 30 مرة هذا العدد) تحت عتبة الطاقة؛ هذه النيوترينوات المضادة ذات الطاقة المنخفضة غير مرئية لتكنولوجيا الكشف الحالية.

تم استخدام بعض مسرعات الجسيمات لصنع حزم النيوترينو. تتمثل التقنية في تصادم البروتونات مع هدف ثابت، مما ينتج عنه بيونات أو كاونات مشحونة . ثم يتم تركيز هذه الجسيمات غير المستقرة مغناطيسيًا في نفق طويل حيث تتحلل أثناء الطيران. ونظرًا للدفعة النسبية للجسيم المتحلل، يتم إنتاج النيوترينوات كحزمة بدلاً من إنتاجها بشكل متساوي الخواص. وتستمر الجهود لتصميم منشأة مسرع حيث يتم إنتاج النيوترينوات من خلال تحلل الميون. ^[96] يُعرف هذا الإعداد عمومًا باسم "مصنع النيوترينو" .

على عكس المصادر الاصطناعية الأخرى، تنتج المصادمات كلًا من النيوترينوات والنيوترينوات المضادة من جميع الأنواع عند طاقات عالية جدًا. تم الإبلاغ عن أول ملاحظة مباشرة لنيوترينوات المصادم في عام 2023 بواسطة تجربة FASER في مصادم الهدرونات الكبير . ^[97]

تنتج الأسلحة النووية أيضًا كميات كبيرة جدًا من النيوترينوات. فكر فريد رينز وكلايد كوان في اكتشاف النيوترينوات من القنبلة قبل بحثهما عن نيوترينوات المفاعل؛ وأوصى رئيس قسم الفيزياء في لوس ألاموس جيه إم بي كيلوج بمفاعل الانشطار كبديل أفضل. ^[98] تنتج الأسلحة الانشطارية مضادات النيوترينو (من عملية الانشطار)، وتنتج أسلحة الاندماج كلًا من النيوترينوات (من عملية الاندماج) والنيوترينوات المضادة (من انفجار الانشطار البادئ).

يتم إنتاج النيوترينوات مع الإشعاع الخلفي الطبيعي . وعلى وجه الخصوص، سلاسل اضمحلال²³⁸
و
و²³²
ذ
النظائر، وكذلك⁴⁰
ك
تتضمن تحللات بيتا التي تنبعث منها النيوترينوات المضادة. يمكن أن توفر ما يسمى بالنيوترينوات الأرضية معلومات قيمة عن باطن الأرض. تم العثور على أول إشارة للنيوترينوات الأرضية من خلال تجربة KamLAND في عام 2005، وقد قدم KamLAND، ^[99] و Borexino نتائج محدثة . ^[100] الخلفية الرئيسية في قياسات الجيونيوترينوات هي النيوترينوات المضادة القادمة من المفاعلات.

تنتج النيوترينوات الجوية من تفاعل الأشعة الكونية مع النوى الذرية في الغلاف الجوي للأرض ، مما يؤدي إلى تكوين وابل من الجسيمات، وكثير منها غير مستقر وينتج النيوترينوات عندما تتحلل. سجل تعاون بين علماء فيزياء الجسيمات من معهد تاتا للأبحاث الأساسية (الهند) وجامعة مدينة أوساكا (اليابان) وجامعة دورهام (المملكة المتحدة) أول تفاعل بين نيوترينو الأشعة الكونية في مختبر تحت الأرض في حقول كولار الذهبية في الهند عام 1965. ^[101]

تنشأ النيوترينوات الشمسية من الاندماج النووي الذي يمد الشمس والنجوم الأخرى بالطاقة . ويتم شرح تفاصيل عمل الشمس من خلال النموذج الشمسي القياسي . باختصار: عندما تندمج أربعة بروتونات لتكوين نواة هيليوم واحدة ، يتعين على اثنين منها أن يتحولا إلى نيوترونات، وكل تحويل من هذا القبيل يطلق نيوترينو إلكترون واحد.

ترسل الشمس أعدادًا هائلة من النيوترينوات في جميع الاتجاهات. في كل ثانية، يتم إرسال حوالي 65 مليار (6.5 × 10 ¹⁰ ) تمر النيوترينوات الشمسية عبر كل سنتيمتر مربع من جزء الأرض العمودي على اتجاه الشمس. ^[15] ونظرًا لأن النيوترينوات يتم امتصاصها بشكل ضئيل بواسطة كتلة الأرض، فإن مساحة السطح على جانب الأرض المقابل للشمس تستقبل نفس عدد النيوترينوات تقريبًا مثل الجانب المواجه للشمس.

حسب كولجيت ووايت (1966) ^[102] أن النيوترينوات تحمل بعيدًا معظم الطاقة الجاذبية المنبعثة أثناء انهيار النجوم الضخمة، ^[102] الأحداث التي يتم تصنيفها الآن على أنها مستعرات عظمى من النوع Ib وIc والنوع II . عندما تنهار مثل هذه النجوم، تصبح كثافة المادة في اللب عالية جدًا (10 ¹⁷  كجم/م ³ ) أن انحلال الإلكترونات ليس كافيًا لمنع البروتونات والإلكترونات من الاتحاد لتكوين نيوترون ونيوترينو إلكترون. وجد مان (1997) ^[103] مصدرًا ثانيًا وأكثر وفرة للنيوترينو وهو الطاقة الحرارية (100 مليار  كلفن ) لنواة النيوترون المتكونة حديثًا، والتي تتبدد عن طريق تكوين أزواج نيوترينو-نيوترينو مضاد من جميع النكهات. ^[103]

تم تأكيد نظرية كولجيت ووايت لإنتاج نيوترينو المستعر الأعظم في عام 1987، عندما تم الكشف عن النيوترينوات من المستعر الأعظم 1987A. اكتشف الكاشفان القائمان على الماء Kamiokande II و IMB 11 و 8 نيوترينوات مضادة (عدد اللبتون = -1) من أصل حراري، ^{[103] على التوالي، بينما وجد كاشف} Baksan القائم على الومض 5 نيوترينوات (عدد اللبتون = +1) إما من أصل حراري أو من أصل التقاط الإلكترون، في انفجار أقل من 13 ثانية. وصلت إشارة النيوترينو من المستعر الأعظم إلى الأرض قبل عدة ساعات من وصول الإشعاع الكهرومغناطيسي الأول، كما هو متوقع من الحقيقة الواضحة أن الأخير يظهر مع موجة الصدمة. سمح التفاعل الضعيف بشكل استثنائي مع المادة العادية للنيوترينوات بالمرور عبر الكتلة المضطربة للنجم المتفجر، بينما تباطأت الفوتونات الكهرومغناطيسية.

ولأن النيوترينوات تتفاعل قليلاً مع المادة، فمن المعتقد أن انبعاثات النيوترينوات من المستعر الأعظم تحمل معلومات عن المناطق الداخلية للانفجار. ويأتي الكثير من الضوء المرئي من تحلل العناصر المشعة التي تنتجها موجة صدمة المستعر الأعظم، وحتى الضوء الناتج عن الانفجار نفسه يتشتت بواسطة الغازات الكثيفة والمضطربة، وبالتالي يتأخر. ومن المتوقع أن يصل انفجار النيوترينو إلى الأرض قبل أي موجات كهرومغناطيسية، بما في ذلك الضوء المرئي، أو أشعة جاما، أو الموجات الراديوية. ويعتمد التأخير الزمني الدقيق لوصول الموجات الكهرومغناطيسية على سرعة موجة الصدمة وعلى سمك الطبقة الخارجية للنجم. وبالنسبة للمستعر الأعظم من النوع الثاني، يتوقع علماء الفلك أن يتم إطلاق طوفان النيوترينو بعد ثوانٍ من انهيار قلب النجم، بينما قد تظهر الإشارة الكهرومغناطيسية الأولى بعد ساعات، بعد أن يكون لدى موجة صدمة الانفجار الوقت للوصول إلى سطح النجم. ويستخدم مشروع نظام الإنذار المبكر للمستعر الأعظم شبكة من أجهزة الكشف عن النيوترينو لمراقبة السماء بحثًا عن أحداث المستعر الأعظم المرشحة؛ ستوفر إشارة النيوترينو تحذيرًا مسبقًا مفيدًا لانفجار نجم في مجرة ​​درب التبانة .

على الرغم من أن النيوترينوات تمر عبر الغازات الخارجية للمستعر الأعظم دون تشتت، إلا أنها توفر معلومات حول قلب المستعر الأعظم الأعمق مع وجود دليل على أن النيوترينوات أيضًا تتشتت إلى حد كبير هنا. في قلب المستعر الأعظم تكون الكثافات هي كثافات النجم النيوتروني (الذي من المتوقع أن يتشكل في هذا النوع من المستعرات الأعظمية)، ^[104] وتصبح كبيرة بما يكفي للتأثير على مدة إشارة النيوترينو عن طريق تأخير بعض النيوترينوات. استمرت إشارة النيوترينو التي يبلغ طولها 13 ثانية من المستعر الأعظم 1987A لفترة أطول بكثير من الوقت الذي تستغرقه النيوترينوات غير المعوقة لعبور القلب المولد للنيوترينو في المستعر الأعظم، والذي من المتوقع أن يبلغ قطره 3200 كيلومتر فقط بالنسبة للمستعر الأعظم 1987A.

وكان عدد النيوترينوات المحسوبة متوافقًا أيضًا مع إجمالي طاقة النيوترينو2.2 × 10 ⁴⁶  جول ، والتي تم تقديرها على أنها تمثل تقريبًا كل الطاقة الكلية للمستعر الأعظم. ^[35]

بالنسبة للمستعر الأعظم المتوسط، فإن ما يقرب من 10^{يتم إطلاق 57} ( أوكتو ديسيليون ) نيوترينو، ولكن العدد الفعلي الذي يتم اكتشافه في كاشف أرضيسيكون أصغر بكثير، على مستوى حيثهي كتلة الكاشف (على سبيل المثال، سوبر كاميوكاندي له كتلة 50 كيلوطن) وهي المسافة إلى المستعر الأعظم. ^[105] وبالتالي، من الناحية العملية، لن يكون من الممكن اكتشاف انفجارات النيوترينو من المستعرات الأعظمية داخل مجرة ​​درب التبانة أو بالقرب منها (مجرتنا). بالإضافة إلى اكتشاف النيوترينوات من المستعرات الأعظمية الفردية، يجب أن يكون من الممكن أيضًا اكتشاف خلفية نيوترينو المستعر الأعظم المنتشرة ، والتي تنشأ من جميع المستعرات الأعظمية في الكون. ^[106]${\displaystyle N}$$${\displaystyle N\sim 10^{4}\left({\frac {M}{25\,{\mathsf {kton}}}}\right)\left({\frac {10\,{\mathsf {kpc}}}{d}}\right)^{2},}$$${\displaystyle M}$${\displaystyle d}$

تتراوح طاقة نيوترينوات المستعر الأعظم من بضع إلى عدة عشرات من ميجا إلكترون فولت. ومن المتوقع أن تنتج المواقع التي تتسارع فيها الأشعة الكونية نيوترينوات أكثر طاقة بمليون مرة على الأقل، وتنتج من البيئات الغازية المضطربة التي خلفتها انفجارات المستعر الأعظم: بقايا المستعر الأعظم . وقد نسب بادي وزويكي أصل الأشعة الكونية إلى المستعرات العظمى ؛ وقد صقل جينزبورج وسيروفاتسكي هذه الفرضية حيث نسبا الأصل إلى بقايا المستعر الأعظم، ودعما ادعائهما بالملاحظة الحاسمة، وهي أن خسائر الأشعة الكونية في درب التبانة يتم تعويضها، إذا كانت كفاءة التسارع في بقايا المستعر الأعظم حوالي 10 في المائة. وتدعم فرضية جينزبورج وسيروفاتسكي الآلية المحددة لـ "تسارع موجة الصدمة" التي تحدث في بقايا المستعر الأعظم، والتي تتفق مع الصورة النظرية الأصلية التي رسمها إنريكو فيرمي ، وتتلقى الدعم من البيانات الرصدية. لا يزال من الممكن رؤية النيوترينوات عالية الطاقة، ولكن هذا الفرع من علم فلك النيوترينوات لا يزال في مراحله الأولى. التجارب الرئيسية الحالية أو القادمة التي تهدف إلى مراقبة النيوترينوات عالية الطاقة من مجرتنا هي بايكال وأماندا وآيس كيوب وأنتاريس ونيمو ونستور . يتم توفير المعلومات ذات الصلة من خلال مراصد أشعة غاما عالية الطاقة للغاية ، مثل فيريتاس وهيس وماجيك . في الواقع، من المفترض أن تنتج تصادمات الأشعة الكونية بيونات مشحونة، والتي يؤدي تحللها إلى إعطاء النيوترينوات والبيونات المحايدة وأشعة غاما بيئة بقايا المستعر الأعظم ، والتي تكون شفافة لكلا النوعين من الإشعاع.

من الممكن ملاحظة النيوترينوات ذات الطاقة الأعلى، الناتجة عن تفاعلات الأشعة الكونية خارج المجرة، باستخدام مرصد بيير أوجيه أو باستخدام التجربة المخصصة المسماة ANITA .

يُعتقد أن هناك، مثل إشعاع الخلفية الكونية الميكرويفي المتبقي من الانفجار العظيم، خلفية من النيوترينوات منخفضة الطاقة في كوننا. وفي ثمانينيات القرن العشرين، اقترح البعض أن هذه النيوترينوات قد تكون تفسيرًا للمادة المظلمة التي يُعتقد أنها موجودة في الكون. تتمتع النيوترينوات بميزة مهمة واحدة على معظم المرشحين الآخرين للمادة المظلمة: من المعروف أنها موجودة. هذه الفكرة أيضًا بها مشاكل خطيرة.

من خلال التجارب التي أجريت على الجسيمات، من المعروف أن النيوترينوات خفيفة للغاية. وهذا يعني أنها تتحرك بسهولة بسرعات قريبة من سرعة الضوء . ولهذا السبب، يطلق على المادة المظلمة المكونة من النيوترينوات اسم " المادة المظلمة الساخنة ". تكمن المشكلة في أن النيوترينوات، نظرًا لسرعتها في الحركة، تميل إلى الانتشار بالتساوي في الكون قبل أن يجعلها التوسع الكوني باردة بدرجة كافية للتجمع في كتل. وهذا من شأنه أن يتسبب في تلطيخ جزء المادة المظلمة المكونة من النيوترينوات وعدم قدرتها على التسبب في الهياكل المجرية الكبيرة التي نراها.

يبدو أن هذه المجرات ومجموعات المجرات نفسها محاطة بمادة مظلمة لا تتمتع بالسرعة الكافية للهروب من تلك المجرات. ومن المفترض أن هذه المادة وفرت النواة الجاذبية للتكوين . وهذا يعني أن النيوترينوات لا يمكن أن تشكل جزءًا كبيرًا من الكمية الإجمالية للمادة المظلمة.

من خلال الحجج الكونية، يُقدَّر أن كثافة النيوترينوات الخلفية المتبقية تبلغ 56 من كل نوع لكل سنتيمتر مكعب ودرجة الحرارة1.9 ك (1.7 × 10 ⁻⁴  إلكترون فولت ) إذا كانت عديمة الكتلة، تكون أكثر برودة بكثير إذا تجاوزت كتلتها0.001 إلكترون فولت/ ثانية ² . وعلى الرغم من أن كثافتها عالية جدًا، إلا أنها لم تُرصد بعد في المختبر، لأن طاقتها أقل من عتبات معظم طرق الكشف، وبسبب المقاطع العرضية المنخفضة للغاية لتفاعل النيوترينو عند طاقات أقل من إلكترون فولت. وعلى النقيض من ذلك، تم اكتشاف نيوترينوات الشمس البورون-8 - والتي تنبعث بطاقة أعلى - بشكل قاطع على الرغم من أن كثافة الفضاء الخاصة بها أقل من كثافة نيوترينوات الآثار بحوالي ستة أوامر من حيث الحجم .

لا يمكن اكتشاف النيوترينوات بشكل مباشر لأنها لا تحمل شحنة كهربائية، مما يعني أنها لا تؤين المواد التي تمر عبرها. الطرق الأخرى التي قد تؤثر بها النيوترينوات على بيئتها، مثل تأثير MSW ، لا تنتج إشعاعًا يمكن تتبعه. يتطلب التفاعل الفريد لتحديد النيوترينوات المضادة، والذي يشار إليه أحيانًا باسم تحلل بيتا العكسي ، كما طبقه رينز وكوان (انظر أدناه)، كاشفًا كبيرًا جدًا لاكتشاف عدد كبير من النيوترينوات. تتطلب جميع طرق الكشف أن تحمل النيوترينوات حدًا أدنى من طاقة العتبة. حتى الآن، لا توجد طريقة للكشف عن النيوترينوات منخفضة الطاقة، بمعنى أنه لا يمكن تمييز تفاعلات النيوترينو المحتملة (على سبيل المثال بواسطة تأثير MSW) بشكل فريد عن الأسباب الأخرى. غالبًا ما يتم بناء كاشفات النيوترينو تحت الأرض لعزل الكاشف عن الأشعة الكونية والإشعاعات الخلفية الأخرى.

تم اكتشاف النيوترينوات المضادة لأول مرة في الخمسينيات بالقرب من مفاعل نووي. استخدم راينز وكوان هدفين يحتويان على محلول كلوريد الكادميوم في الماء. تم وضع كاشفين للوميض بجوار أهداف الكادميوم. تم اكتشاف النيوترينوات المضادة بطاقة أعلى من عتبةتسبب 1.8 ميجا إلكترون فولت في تفاعلات التيار المشحون مع البروتونات الموجودة في الماء، مما أدى إلى إنتاج البوزيترونات والنيوترونات. وهذا يشبه إلى حد كبير
بيتا⁺
الاضمحلال، حيث يتم استخدام الطاقة لتحويل البروتون إلى نيوترون، أو بوزيترون (
هـ⁺
) ونيوترينو الإلكترون (
ن
_هـ) يتم إصداره:

من المعروف
بيتا⁺
فساد:

في تجربة كوان وريينز، بدلاً من النيوترينو الصادر، كان هناك نيوترينو مضاد وارد (
ن
_هـ) من مفاعل نووي يتفاعل مع البروتون:

أدى فناء البوزيترون الناتج عن الإلكترونات في مادة الكاشف إلى إنشاء فوتونات بطاقة تبلغ حوالي0.5 ميجا إلكترون فولت . يمكن اكتشاف أزواج الفوتونات المتزامنة بواسطة كاشفي الوميض الموجودين أعلى وأسفل الهدف. تم التقاط النيوترونات بواسطة نوى الكادميوم مما أدى إلى أشعة جاما تبلغ حوالي8 ميجا إلكترون فولت تم اكتشافها بعد بضعة ميكروثانية من الفوتونات من حدث فناء البوزيترون.

منذ ذلك الحين، تم استخدام طرق كشف مختلفة. سوبر كاميوكاندي هو حجم كبير من الماء محاط بأنابيب مضاعفة للضوء تراقب إشعاع شيرينكوف المنبعث عندما يخلق النيوترينو الوارد إلكترونًا أو ميونًا في الماء. مرصد نيوترينو سودبوري مشابه، لكنه يستخدم الماء الثقيل كوسط للكشف، والذي يستخدم نفس التأثيرات، ولكنه يسمح أيضًا بالتفاعل الإضافي لأي نكهة نيوترينو تفكك ضوئي للديوتيريوم، مما ينتج عنه نيوترون حر يتم اكتشافه بعد ذلك من إشعاع جاما بعد التقاط الكلور. تتكون أجهزة الكشف الأخرى من أحجام كبيرة من الكلور أو الغاليوم والتي يتم فحصها بشكل دوري بحثًا عن فائض من الأرجون أو الجرمانيوم ، على التوالي، والتي يتم إنشاؤها بواسطة تفاعل نيوترينوات الإلكترون مع المادة الأصلية. استخدم مرصد MINOS مادة بلاستيكية صلبة ومضيئة مقترنة بأنابيب مضاعفة للضوء، بينما يستخدم Borexino مادة سائلة ومضيئة من شبه الكومين يتم مراقبتها أيضًا بواسطة أنابيب مضاعفة للضوء، ويستخدم كاشف NOνA مادة سائلة ومضيئة يتم مراقبتها بواسطة ثنائيات ضوئية للانهيار الجليدي . يستخدم مرصد IceCube Neutrino1 كم ³ من الغطاء الجليدي في القارة القطبية الجنوبية بالقرب من القطب الجنوبي مع أنابيب مضاعفة ضوئية موزعة في جميع أنحاء الحجم.

إن كتلة النيوترينوات المنخفضة وشحنتها المحايدة تعني أنها تتفاعل بشكل ضعيف للغاية مع الجسيمات والحقول الأخرى. وهذه الخاصية من التفاعل الضعيف تثير اهتمام العلماء لأنها تعني أنه يمكن استخدام النيوترينوات لاستكشاف البيئات التي لا تستطيع الإشعاعات الأخرى (مثل الضوء أو الموجات الراديوية) اختراقها.

تم اقتراح استخدام النيوترينوات كمسبار لأول مرة في منتصف القرن العشرين كوسيلة للكشف عن الظروف في قلب الشمس. لا يمكن تصوير قلب الشمس بشكل مباشر لأن الإشعاع الكهرومغناطيسي (مثل الضوء) ينتشر بسبب الكمية الكبيرة وكثافة المادة المحيطة باللب. من ناحية أخرى، تمر النيوترينوات عبر الشمس بتفاعلات قليلة. في حين أن الفوتونات المنبعثة من قلب الشمس قد تتطلببعد مرور 40 ألف  عام حتى تنتشر إلى الطبقات الخارجية من الشمس، تعبر النيوترينوات الناتجة عن تفاعلات الاندماج النجمي في القلب هذه المسافة دون عوائق تقريبًا بسرعة الضوء. ^{[107] [108]}

كما أن النيوترينوات مفيدة في استكشاف المصادر الفيزيائية الفلكية خارج النظام الشمسي لأنها الجسيمات الوحيدة المعروفة التي لا تضعف بشكل كبير بسبب انتقالها عبر الوسط بين النجوم. ويمكن حجب الفوتونات الضوئية أو انتشارها بواسطة الغبار والغاز والإشعاع الخلفي. والأشعة الكونية عالية الطاقة، في شكل بروتونات سريعة ونوى ذرية، غير قادرة على السفر لأكثر من حوالي 100  ميجا فرسخ فلكي بسبب حد جريسن-زاتسيبين-كوزمين (حد GZK). وعلى النقيض من ذلك، يمكن للنيوترينوات السفر لمسافات أكبر حتى مع ضعفها بالكاد.

إن قلب مجرة ​​درب التبانة محجوب بالكامل بالغاز الكثيف والعديد من الأجسام الساطعة. قد يكون من الممكن قياس النيوترينوات الناتجة في قلب المجرة بواسطة تلسكوبات النيوترينو الموجودة على الأرض . ^[22]

استخدام مهم آخر للنيوترينو هو في مراقبة المستعرات الأعظمية ، الانفجارات التي تنهي حياة النجوم الضخمة للغاية. مرحلة انهيار قلب المستعر الأعظم هي حدث كثيف وحيوي للغاية. إنها كثيفة لدرجة أنه لا توجد جزيئات معروفة قادرة على الهروب من جبهة القلب المتقدمة باستثناء النيوترينوات. وبالتالي، من المعروف أن المستعرات الأعظمية تطلق ما يقرب من 99٪ من طاقتها الإشعاعية في انفجار قصير (10 ثوانٍ) من النيوترينوات. ^[109] هذه النيوترينوات هي مسبار مفيد للغاية لدراسات انهيار القلب.

إن كتلة السكون للنيوترينو تشكل اختبارًا مهمًا للنظريات الكونية والفيزيائية الفلكية. إن أهمية النيوترينو في استكشاف الظواهر الكونية لا تقل أهمية عن أي طريقة أخرى، وبالتالي فهي تشكل محورًا رئيسيًا للدراسة في المجتمعات الفيزيائية الفلكية. ^[110]

دراسة النيوترينوات مهمة في فيزياء الجسيمات لأن النيوترينوات عادة ما يكون لها أدنى كتلة سكون بين الجسيمات الضخمة (أي أقل كتلة سكون غير صفرية، أي باستثناء كتلة السكون الصفرية للفوتونات والغلوونات)، وبالتالي فهي أمثلة على الجسيمات الضخمة ذات أدنى طاقة والتي تم طرحها نظريًا في امتدادات النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات.

في نوفمبر 2012، استخدم العلماء الأمريكيون مسرعًا للجسيمات لإرسال رسالة متماسكة من النيوترينو عبر 780 قدمًا من الصخور. يمثل هذا أول استخدام للنيوترينوات للاتصال، وقد تسمح الأبحاث المستقبلية بإرسال رسائل النيوترينو الثنائية لمسافات هائلة حتى عبر أكثر المواد كثافة، مثل قلب الأرض. ^[111]

في يوليو 2018، أعلن مرصد نيوترينو آيس كيوب أنهم تتبعوا نيوترينو عالي الطاقة للغاية ضرب محطة أبحاثهم في أنتاركتيكا في سبتمبر 2017 إلى نقطة منشأه في النجم البلازار TXS 0506+056 الواقع على بعد 3.7 مليار سنة ضوئية في اتجاه كوكبة الجبار . هذه هي المرة الأولى التي يتم فيها استخدام كاشف نيوترينو لتحديد موقع جسم في الفضاء وتحديد مصدر للأشعة الكونية. ^{[112] [113] [114]}

في نوفمبر 2022، وجد مرصد مكعب الجليد للنيوترينو دليلاً على انبعاث نيوترينو عالي الطاقة من NGC 1068، والمعروفة أيضًا باسم مسييه 77 ، وهي مجرة ​​نشطة في كوكبة قيطس وواحدة من أكثر المجرات شهرة ودراسة حتى الآن. ^[115]

في يونيو 2023، أفاد علماء الفلك باستخدام تقنية جديدة للكشف لأول مرة عن إطلاق النيوترينوات من المستوى المجري لمجرة درب التبانة . ^{[116] [117]}

• قائمة تجارب النيوترينو
• علم الفلك متعدد الرسل  – تنسيق الملاحظات الفلكية ذات الصلة
• تذبذب النيوترينو  - ظاهرة يتغير فيها نكهة اللبتون أثناء انتقاله
• علم فلك النيوترينو  – رصد الجسيمات النجمية ذات الكتلة المنخفضة
• مصفوفة بونتيكورفو-ماكي-ناكاجاوا-ساكاتا  – نموذج تذبذب النيوترينو

• كاسبر، ديف. "ما هو النيوترينو؟". جامعة كاليفورنيا، إيرفين . مؤرشف من الأصل في 25 سبتمبر 2010. تم الاسترجاع في 31 أكتوبر 2009 .
• جارييزو، ستيفانو؛ جيونتي، كارلو؛ لافيدر، ماركو. "نيوترينو بلا قيود". مراجعة على الإنترنت وأرشيف إلكتروني حول فيزياء النيوترينو والفيزياء الفلكية .
• سينغتون، ديفيد . الجسيم الشبح (فيلم وثائقي). نوفا. بوسطن، ماساتشوستس: دبليو جي بي إتش.
• "كل شيء عن النيوترينو". مختبر فيرميلاب .
• باترسبي، ستيفن (5 مارس 2008). "الكون مغمور في بحر من النيوترينوات المبردة". مجلة نيو ساينتست .
• جودمان، موري سي. "صناعة تذبذب النيوترينو". مختبر أرجون الوطني .
• Klapdor-Kleingrothaus, Hans Volker ; Krivosheina, Irina V.; Dietz, Alexander; Chkvorets, Oleg (27 September 2007). "البحث عن تحلل بيتا المزدوج الخالي من النيوترينو باستخدام الجرمانيوم 76 المخصب في جران ساسو 1990–2003" (PDF) . رسائل الفيزياء ب . مؤرشف من الأصل (PDF) في 27 سبتمبر 2007.
• جونسون، جورج (28 أبريل/نيسان 2002). "زيادة الوزن الكونية: جسيم خفيف يتضخم". صحيفة نيويورك تايمز .
• رينكون، بول (22 يونيو/حزيران 2010). "علماء الفلك يحددون حجم 'جسيم الشبح' النيوترينو". بي بي سي نيوز .
• ميريفيلد، مايكل؛ كوبلاند، إد ؛ باولي، روجر (2010). "النيوترينوات". ستون رمزًا . جامعة نوتنغهام – عبر برادي هاران .
• كوان، كلايد إل. النيوترينو مع الدكتور كلايد إل. كوان. يوتيوب (فيديو محاضرة). محاضرة عن مشروع بولترجيست. مؤرشف من الأصل في 30 أكتوبر 2021.
• باولي، فولفغانغ (ديسمبر 1930). "Liebe Radioaktive Damen und Herren" [عزيزتي السيدات والسادة المشعّين]. ترجمة موران، جون. مؤرشف من الأصل في 15 مارس 2016. تم الاسترجاع في 25 يناير 2016 .(رسالة باولي التي تنص على فرضية النيوترينو: متاحة على الإنترنت ومحللة؛ للاطلاع على النسخة الإنجليزية المترجمة بواسطة جون موران، انقر فوق "ملحمة النيوترينوات").