نيوترينو

افترض فولفغانغ باولي وجود النيوترينو ^{[ أ ]} لأول مرة عام 1930 لتفسير كيفية احتفاظ تحلل بيتا بالطاقة والزخم والزخم الزاوي ( اللف المغزلي ). وعلى عكس نيلز بور ، الذي اقترح صيغة إحصائية لقوانين الحفظ لتفسير أطياف الطاقة المستمرة المرصودة للإلكترونات في تحلل بيتا ، افترض باولي وجود جسيم غير مكتشف أطلق عليه اسم "النيوترون"، مستخدمًا اللاحقة "-ون " نفسها المستخدمة لتسمية كل من البروتون والإلكترون . ورأى أن هذا الجسيم الجديد ينبعث من النواة مع جسيمات بيتا (الإلكترونات أو البوزيترونات ) وله كتلة مشابهة لكتلة الإلكترون. ^{[ 16 ] [ ب ]}

اكتشف جيمس تشادويك جسيمًا نوويًا متعادلًا أثقل بكثير في عام 1932 وأطلق عليه اسم النيوترون أيضًا، ليصبح لدينا نوعان من الجسيمات يحملان الاسم نفسه. دخل مصطلح "النيوترينو" إلى المصطلحات العلمية بفضل إنريكو فيرمي ، الذي استخدمه خلال مؤتمر في باريس في يوليو  1932، وفي مؤتمر سولفاي في أكتوبر 1933، حيث استخدمه باولي أيضًا. وقد صاغ إدواردو أمالدي  هذا الاسم (وهو المقابل الإيطالي لعبارة "الجسيم المتعادل الصغير") على سبيل المزاح خلال محادثة مع فيرمي في معهد الفيزياء في شارع بانيسبيرنا في روما، وذلك لتمييز هذا الجسيم المتعادل الخفيف عن النيوترون الثقيل الذي اكتشفه تشادويك. ^{[ 17 ]}

في نظرية فيرمي لتحلل بيتا ، يمكن أن يتحلل الجسيم المحايد الكبير لتشادويك إلى بروتون وإلكترون والجسيم المحايد الأصغر (الذي يسمى الآن مضاد نيوترينو الإلكترون ):

ن ^٠→ ص ⁺+ e ⁻+ ν_هـ

وحدت ورقة فيرمي، التي كُتبت عام 1934، ^{[ 18 ]} نيوترينو باولي مع بوزيترون بول ديراك ونموذج فيرنر هايزنبرغ للنيوترون والبروتون ، وقدمت أساسًا نظريًا متينًا للأعمال التجريبية المستقبلية. ^{[ 18 ] [ 19 ] [ 20 ]}

بحلول عام ١٩٣٤، ظهرت أدلة تجريبية تُفنّد فكرة بور القائلة بعدم صحة قانون حفظ الطاقة في اضمحلال بيتا: ففي مؤتمر سولفاي في ذلك العام، نُشرت قياسات لأطياف طاقة جسيمات بيتا (الإلكترونات)، مُظهرةً وجود حدٍّ صارم لطاقة الإلكترونات الناتجة عن كل نوع من أنواع اضمحلال بيتا. ولا يُتوقع وجود مثل هذا الحدّ إذا كان قانون حفظ الطاقة غير صحيح، وفي هذه الحالة، ستكون أي كمية من الطاقة متاحة إحصائيًا في عدد قليل من الاضمحلالات على الأقل. وكان التفسير المنطقي لطيف اضمحلال بيتا، كما قُيس لأول مرة عام ١٩٣٤، هو أن كمية محدودة (ومحفوظة) فقط من الطاقة كانت متاحة، وأن جسيمًا جديدًا كان يستحوذ أحيانًا على جزء متغيّر من هذه الطاقة المحدودة، تاركًا الباقي لجسيم بيتا. واستغل باولي هذه المناسبة ليؤكد علنًا أن "النيوترينو" الذي لم يُكتشف بعد لا بد أن يكون جسيمًا حقيقيًا. ^{[ 20 ] : 25} ظهر أول دليل على حقيقة وجود النيوترينوات في عام 1938 من خلال قياسات متزامنة في غرفة السحاب للإلكترون وارتداد النواة. ^{[ 21 ]}

في عام 1942، اقترح وانغ غانتشانغ لأول مرة استخدام التقاط جسيمات بيتا للكشف التجريبي عن النيوترينوات. ^{[ 22 ]} وفي  عدد 20 يوليو 1956 من مجلة ساينس ، نشر كلايد كوان ، وفريدريك راينز ، وفرانسيس ب. "كيكو" هاريسون، وهيرالد دبليو. كروز، وأوستن دي. ماكغواير تأكيدًا على اكتشافهم للنيوترينو، ^{[ 23 ] [ 24 ]} وهي نتيجة كوفئت بعد ما يقرب من أربعين عامًا بجائزة نوبل عام 1995. ^{[ 25 ]}

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

ν_هـ +ف ⁺→ ن ^٠+ هـ ⁺

يعثر البوزيترون بسرعة على إلكترون، فيفني كل منهما الآخر. ويمكن رصد أشعة غاما الناتجة (γ). كما يمكن رصد النيوترون من خلال التقاطه بواسطة نواة مناسبة، مُطلقًا أشعة غاما. ويُعطي تزامن الحدثين - فناء البوزيترون والتقاط النيوترون - بصمةً فريدةً لتفاعل مضاد النيوترينو.

في فبراير  1965، تمكن فريق بحثي ضم فريدريك راينز وفريدل سيلشوب من تحديد أول نيوترينو تم اكتشافه في الطبيعة . ^{[ 26 ] [ 27 ]} أُجريت التجربة في غرفة مُجهزة خصيصًا على عمق 3  كيلومترات في منجم الذهب إيست راند (ERPM) بالقرب من بوكسبيرغ ، جنوب إفريقيا. وتُخلّد لوحة في المبنى الرئيسي ذكرى هذا الاكتشاف. كما وظّفت التجارب علم فلك النيوترينو البدائي، وبحثت في مسائل فيزياء النيوترينو والتفاعلات الضعيفة. ^{[ 28 ]}

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

في عام 1962، أظهر ليون إم ليدرمان ، وميلفين شوارتز ، وجاك شتاينبرجر أن هناك أكثر من نوع واحد من النيوترينو من خلال اكتشاف تفاعلات نيوترينو الميون (الذي تم افتراضه بالفعل باسم نيوتريتو )، ^{[ 29 ]} مما أكسبهم جائزة نوبل في الفيزياء لعام 1988 .

عندما اكتُشف النوع الثالث من الليبتونات، وهو التاو ، عام 1975 في مركز ستانفورد للمُسرِّع الخطي ، كان من المتوقع أن يكون له نيوترينو مُصاحب (نيوترينو التاو). وجاء الدليل الأول على وجود هذا النوع الثالث من النيوترينوات من خلال مُلاحظة نقص الطاقة والزخم في اضمحلالات التاو، على غرار اضمحلال بيتا الذي أدى إلى اكتشاف نيوترينو الإلكترون. ^{[ 30 ] [ 31 ]} أُعلن عن أول رصد لتفاعلات نيوترينو التاو عام 2000 من قِبل تعاون DONUT في مختبر فيرميلاب ؛ وكان وجوده قد استُنتج مُسبقًا من خلال التوافق النظري والبيانات التجريبية من مصادم الإلكترون-بوزيترون الكبير . ^{[ 32 ]}

في ستينيات القرن العشرين، أجرت تجربة هومستيك الشهيرة أول قياس لتدفق نيوترينوات الإلكترون القادمة من لب الشمس، ووجدت قيمة تتراوح بين ثلث ونصف القيمة المتوقعة وفقًا للنموذج الشمسي القياسي . هذا التباين، الذي عُرف لاحقًا بمشكلة نيوترينو الشمس ، ظلّ دون حلٍّ لنحو ثلاثين عامًا، بينما جرى البحث عن مشاكل محتملة في كلٍّ من التجربة والنموذج الشمسي، دون التوصل إلى أيٍّ منها. في النهاية، تبيّن أن كليهما صحيح، وأن التباين بينهما يعود إلى كون النيوترينوات أكثر تعقيدًا مما كان يُفترض سابقًا. افترض الباحثون أن النيوترينوات الثلاثة لها كتل غير صفرية ومختلفة قليلًا، وبالتالي يمكنها أن تتذبذب إلى أنواع غير قابلة للكشف أثناء رحلتها إلى الأرض. تمّ التحقق من هذه الفرضية من خلال سلسلة جديدة من التجارب، مما فتح مجالًا بحثيًا رئيسيًا جديدًا لا يزال مستمرًا. أدى التأكيد النهائي لظاهرة تذبذب النيوترينو إلى منح جائزتي نوبل، الأولى لـ ر. ديفيس ، الذي صمم وقاد تجربة هومستيك وماساتوشي كوشيبا من كاميوكاندي، الذي أكد عمله هذه الظاهرة، والثانية لـ تاكاكي كاجيتا من سوبر-كاميوكاندي و أ.ب. ماكدونالد من مرصد سودبري للنيوترينو لتجربتهما المشتركة، التي أكدت وجود جميع أنواع النيوترينو الثلاثة ولم تجد أي نقص فيها. ^{[ 33 ]}

اقترح برونو بونتيكورفو في عام 1957 طريقة عملية لدراسة تذبذبات النيوترينو، مستخدمًا تشبيهًا بتذبذبات الكاون . وعلى مدى السنوات العشر اللاحقة  ، طوّر الصيغة الرياضية والصياغة الحديثة لتذبذبات الفراغ. وفي عام 1985، لاحظ ستانيسلاف ميخيف وأليكسي سميرنوف (بناءً على عمل لينكولن وولفنشتاين عام 1978 ) أن تذبذبات النكهة يمكن تعديلها عندما تنتشر النيوترينوات عبر المادة. يُعدّ فهم ما يُعرف بتأثير ميخيف-سميرنوف-وولفنشتاين (تأثير MSW) أمرًا بالغ الأهمية، لأن العديد من النيوترينوات المنبعثة من الاندماج النووي في الشمس تمر عبر المادة الكثيفة في لب الشمس (حيث يحدث الاندماج النووي الشمسي بشكل أساسي) في طريقها إلى أجهزة الكشف على الأرض.

ابتداءً من عام 1998، بدأت التجارب تُظهر أن النيوترينوات الشمسية والجوية تُغير أنواعها (انظر مرصد سوبر كاميوكاندي ومرصد سودبري للنيوترينو ). وقد حلّ هذا الأمر مشكلة النيوترينوات الشمسية: فقد تحولت نيوترينوات الإلكترون المُنتجة في الشمس جزئيًا إلى أنواع أخرى لم تتمكن التجارب من رصدها.

على الرغم من أن التجارب الفردية، مثل مجموعة تجارب النيوترينو الشمسي، تتوافق مع آليات تحويل نكهة النيوترينو غير المتذبذبة، إلا أن تجارب النيوترينو مجتمعةً تشير إلى وجود تذبذبات في النيوترينو. ومن التجارب ذات الصلة في هذا السياق تجربة المفاعل كام لاند وتجارب المسرعات مثل مينوس . وقد حددت تجربة كام لاند بالفعل التذبذبات كآلية لتحويل نكهة النيوترينو في نيوترينوات الإلكترون الشمسية. وبالمثل، تؤكد تجربة مينوس تذبذب نيوترينوات الغلاف الجوي، وتقدم تحديدًا أدق لنسبة انقسام الكتلة التربيعية. ^{[ 34 ]} وقد حصل تاكاكي كاجيتا من اليابان، وآرثر ب. ماكدونالد من كندا، على جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2015 لاكتشافهما الرائد، النظري والتجريبي، بأن النيوترينوات قادرة على تغيير نكهاتها.

إلى جانب المصادر المحددة، يُتوقع وجود مستوى عام من النيوترينوات في الكون، ويُعتقد أن ذلك ناتج عن مصدرين رئيسيين: الانفجار العظيم والمستعرات العظمى.  بعد حوالي ثانية واحدة من الانفجار العظيم ، انفصلت النيوترينوات، مما أدى إلى ظهور مستوى من النيوترينوات يُعرف باسم خلفية النيوترينوات الكونية (CNB). وهناك خلفية نيوترينوات منتشرة أخرى ناتجة عن المستعرات العظمى. ^{[ 35 ]}

حصل ريموند ديفيس الابن وماساتوشي كوشيبا على جائزة نوبل في الفيزياء عام 2002 مناصفةً، وذلك لعملهما الرائد في مجال رصد النيوترينوات الشمسية . كما أسفر عمل كوشيبا عن أول رصدٍ فوري للنيوترينوات المنبعثة من المستعر الأعظم SN 1987A في سحابة ماجلان الكبرى القريبة . وقد مثّلت هذه الجهود بداية علم فلك النيوترينوات . ^{[ 36 ]}

يمثل المستعر الأعظم SN 1987A الرصد الوحيد المؤكد للنيوترينوات المنبعثة من مستعر أعظم. مع ذلك، انفجرت العديد من النجوم كمستعرات عظمى في الكون، تاركةً وراءها خلفية نيوترينوات منتشرة نظرياً .

تُنتج التفاعلات الضعيفة النيوترينوات في أحد الأنواع الليبتونية الثلاثة : نيوترينوات الإلكترون ( ν_هـ )،نيوترينوات الميون(ν_μ )، أونيوترينوات تاو(ν_τ )، المرتبطة بالليبتونات المشحونة المقابلة ^، الإلكترون(e−), ميون ( μ ⁻), و تاو ( τ ⁻)، على التوالي. ^{[ 38 ]}

على الرغم من الاعتقاد السائد لفترة طويلة بأن النيوترينوات عديمة الكتلة، إلا أنه بات من المعروف الآن أن للنيوترينوات ثلاث كتل منفصلة؛ فكل حالة من حالات نكهة النيوترينو هي توليفة خطية من حالات الكتلة الذاتية الثلاث المتميزة . وبناءً على حسابات تستند إلى نماذج كونية ، يجب أن يكون مجموع كتل النيوترينوات الثلاث أقل من0.120  إلكترون فولت/ ثانية² ^{. [ 1} ] وجدت قياسات مباشرة ومستقلة أجراها تجربة نيوترينو التريتيوم في كارلسروه ( KATRIN ) الحد الأعلى لكتلة مضاد نيوترينو الإلكترون ^.0.45  إلكترون فولت/ c² ^، وهي أقل بخمسة  مراتب على الأقل من أخف فرميون تالٍ . ^{[ 39 ]} تشير هذه النسبة الكبيرة إلى احتمال اختلاف آلية توليد كتلة النيوترينوات عن آلية توليد كتلة الفرميونات الأخرى. ^{[ 11 ]}

مقارنات جماعية

	الكتلة [ MeV/ c ² ]	تكلفة	مصدر
إلكترون e −	0.5110	-1 e	[ 40 ]
نيوترينو مضاد الإلكترون ν e	< 0.45 × 10 −6	0	[ 11 ]
الميون μ −	105.658	-1 e	[ 40 ]
نيوترينو الميون ν μ	< 0.17 × 10 −6	0	[ 40 ]
تاو τ −	1777	-1 e	[ 40 ]
نيوترينو تاو ν τ	< 18.2 × 10 −6	0	[ 40 ]

بصورة أدق، فإن حالات الطاقة الذاتية لنكهة النيوترينو (تراكيب الخلق والإفناء) تختلف عن حالات الطاقة الذاتية لكتلة النيوترينو (المُصنّفة ببساطة "1" و"2" و"3"). وحتى عام 2024، لم يُعرف أيٌّ من هذه الحالات الثلاث هو الأثقل. يتألف التسلسل الهرمي لكتلة النيوترينو من تكوينين محتملين. قياسًا على التسلسل الهرمي لكتلة اللبتونات المشحونة، يُطلق على التكوين الذي  تكون فيه الكتلة 2 أخف من الكتلة  3 اسم "التسلسل الهرمي الطبيعي"، بينما في "التسلسل الهرمي المعكوس"، يكون العكس صحيحًا. تُبذل حاليًا جهود تجريبية مكثفة لتحديد أيّهما صحيح. ^{[ 41 ]}

ينشأ النيوترينو في حالة طاقة نكهة محددة، ويكون في حالة تراكب كمومي محددة مرتبطة بها ، تضم حالات الطاقة الكتلية الثلاث. تختلف الكتل الثلاث اختلافًا طفيفًا جدًا، بحيث يستحيل تمييزها تجريبيًا ضمن أي مسار طيران عملي. وقد وُجد أن نسبة كل حالة كتلة في حالات النكهة النقية المُنتَجة تعتمد اعتمادًا كبيرًا على النكهة. تُشفَّر العلاقة بين حالات الطاقة النكهة والكتلية في مصفوفة PMNS . وقد حددت التجارب قيمًا تتراوح دقتها بين المتوسطة والمنخفضة لعناصر هذه المصفوفة، بينما لا تزال المرحلة المعقدة الوحيدة في المصفوفة غير معروفة بدقة، وذلك حتى عام 2016. ^{[ 10 ]}

إن وجود كتلة غير صفرية يعني أن النيوترينوات قد تمتلك عزمًا مغناطيسيًا ضئيلاً . إذا كان الأمر كذلك، فإن النيوترينوات ستتفاعل كهرومغناطيسيًا، وإن كان ذلك على الأرجح غير قابل للكشف نظرًا لسرعاتها الهائلة. لم يُرصد أي تفاعل من هذا القبيل على الإطلاق. ^{[ 42 ]}

تتأرجح النيوترينوات بين أنواع مختلفة أثناء طيرانها. فعلى سبيل المثال، قد يتفاعل نيوترينو الإلكترون الناتج عن تفاعل تحلل بيتا في كاشف بعيد على هيئة نيوترينو ميون أو تاو، وذلك بحسب نوع الليبتون المشحون الناتج في الكاشف. يحدث هذا التأرجح لأن مكونات الحالة الكتلية الثلاثة للنوع الناتج تتحرك بسرعات مختلفة قليلاً، مما يؤدي إلى ظهور إزاحات طورية نسبية في حزم الموجات الكمومية الخاصة بها ، والتي بدورها تغير كيفية اندماجها لتكوين تراكب متغير من الأنواع الثلاثة. وبالتالي، يتأرجح كل مكون من مكونات النوع أثناء انتقال النيوترينو، وتختلف الأنواع في قوتها النسبية. تمثل نسب الأنواع النسبية عند تفاعل النيوترينو الاحتمالات النسبية لهذا النوع من التفاعل لإنتاج النوع المقابل من الليبتون المشحون. ^{[ 8 ] [ 9 ]}

هناك احتمالات أخرى يمكن أن تتذبذب فيها النيوترينوات حتى لو كانت عديمة الكتلة: إذا لم يكن تناظر لورنتز تناظرًا دقيقًا، فقد تتعرض النيوترينوات لتذبذبات تنتهك تناظر لورنتز . ^{[ 43 ]}

يمكن للنيوترينوات التي تسافر عبر المادة أن تتفاعل مع الإلكترونات، ويختلف هذا التفاعل بالنسبة لنيوترينوات الإلكترون مقارنةً بنيوترينوات الميون أو التاو. يُغير هذا الاختلاف تذبذبات النيوترينو، وهو ما يُعرف بتأثير ميخيف-سميرنوف-وولفنشتاين نسبةً إلى المنظرين اللذين اقترحاه. في ظل ظروف معينة من كثافة عدد الإلكترونات، يمكن تضخيم هذا التأثير. قد تواجه النيوترينوات الشمسية هذه الظروف في مرحلة ما أثناء رحلتها عبر الشمس، مما يُقدم تفسيرًا محتملاً لمشكلة النيوترينو الشمسي المرصودة . ^{[ 44 ] [ 45 ]}

لكل نيوترينو جسيم مضاد له ، يُسمى النيوترينو المضاد ، وهو أيضاً عديم الشحنة الكهربائية وله عزم مغزلي نصف صحيح. ويُفرّق بينه وبين النيوترينوات باختلاف إشارة عدد الليبتون واختلاف الكيرالية (وبالتالي اختلاف إشارة العزم المغزلي الضعيف). وحتى عام ٢٠١٦، لم يُعثر على أي دليل على وجود أي اختلاف آخر.

حتى الآن، وعلى الرغم من عمليات البحث المكثفة والمتواصلة عن استثناءات، لم يطرأ أي تغيير على العدد الإجمالي للجسيمات الليبتونية في جميع العمليات الليبتونية المرصودة؛ فعلى سبيل المثال، إذا كان العدد الإجمالي للجسيمات الليبتونية صفرًا في الحالة الابتدائية، فإن الحالة النهائية لا تحتوي إلا على أزواج متطابقة من الجسيمات الليبتونية ومضاداتها: تظهر نيوترينوات الإلكترون في الحالة النهائية مع البوزيترونات (مضادات الإلكترونات) أو مضادات نيوترينوات الإلكترون فقط، وتظهر مضادات نيوترينوات الإلكترون مع الإلكترونات أو نيوترينوات الإلكترون. ^{[ 12 ] [ 13 ]}

تُنتَج مضادات النيوترينو في تحلل بيتا النووي مع جسيم بيتا (في تحلل بيتا، يتحلل النيوترون إلى بروتون وإلكترون ومضاد نيوترينو). جميع مضادات النيوترينو التي رُصدت حتى الآن كانت ذات حلزونية يمينية (أي، لم يُرَ سوى حالة واحدة من حالتي الدوران الممكنتين)، بينما كانت جميع النيوترينوات ذات حلزونية يسارية. مع ذلك، ولأن للنيوترينوات كتلة، فإن حلزونيتها تعتمد على الإطار المرجعي ، لذا لجأ علماء فيزياء الجسيمات إلى خاصية الكيرالية غير المعتمدة على الإطار المرجعي ، والتي ترتبط ارتباطًا وثيقًا بالحلزونية، وهي عمليًا مماثلة لحلزونية النيوترينوات فائقة النسبية التي يمكن رصدها في الكواشف.

تم رصد النيوترينوات المضادة لأول مرة نتيجة تفاعلها مع البروتونات في خزان ماء كبير. وقد تم تركيب هذا الخزان بجوار مفاعل نووي كمصدر قابل للتحكم للنيوترينوات المضادة (انظر تجربة كوان-راينز للنيوترينو ). وقد بدأ باحثون من مختلف أنحاء العالم بدراسة إمكانية استخدام النيوترينوات المضادة لمراقبة المفاعلات النووية في سياق منع انتشار الأسلحة النووية . ^{[ 46 ] [ 47 ]}

بما أن النيوترينوات والنيوترينوات المضادة جسيمات متعادلة، فمن المحتمل أن تكون الجسيم نفسه. وبدلاً من فرميونات ديراك التقليدية ، يمكن أن تكون الجسيمات المتعادلة نوعًا آخر من الجسيمات ذات اللف المغزلي 1/2، تُسمى جسيمات ماجورانا ، نسبةً إلى الفيزيائي الإيطالي إيتوري ماجورانا الذي اقترح هذا المفهوم لأول مرة. وقد اكتسبت هذه النظرية شعبيةً في حالة النيوترينوات، إذ يمكن استخدامها، بالاشتراك مع آلية الميزان ، لتفسير صغر كتل النيوترينوات مقارنةً بكتل الجسيمات الأولية الأخرى، مثل الإلكترونات والكواركات. تتميز نيوترينوات ماجورانا بخاصية التمييز بين النيوترينو والنيوترينو المضاد فقط من خلال الكيرالية؛ فما تلاحظه التجارب كفرق بين النيوترينو والنيوترينو المضاد قد يكون ببساطة نتيجةً لجسيم واحد ذي كيراليتين محتملتين. 

اعتبارًا من عام 2019لا يُعرف ما إذا كانت النيوترينوات جسيمات ماجورانا أم ديراك . من الممكن اختبار هذه الخاصية تجريبيًا. على سبيل المثال، إذا كانت النيوترينوات بالفعل جسيمات ماجورانا، فستكون العمليات التي تنتهك عدد الليبتونات، مثل اضمحلال بيتا المزدوج عديم النيوترينو، مسموحة، بينما لن تكون كذلك إذا كانت النيوترينوات جسيمات ديراك . أُجريت ولا تزال تُجرى العديد من التجارب للبحث عن هذه العملية، مثل تجارب GERDA [ ^{48 ]} و EXO ^{[ 49 ] و} SNO+ [ ^{50 ] و} CUORE [ ^{51 ] .} يُعدّ انبعاث النيوترينوات الكوني أيضًا مؤشرًا على ما إذا كانت النيوترينوات جسيمات ماجورانا ، إذ من المفترض أن يكون هناك عدد مختلف من النيوترينوات الكونية التي يتم رصدها في حالة ديراك أو ماجورانا ^{[ 52 ] .}

يمكن للنيوترينوات أن تتفاعل مع النواة، مُغيرةً إياها إلى نواة أخرى. تُستخدم هذه العملية في كواشف النيوترينوات الكيميائية الإشعاعية . في هذه الحالة، يجب مراعاة مستويات الطاقة وحالات الدوران داخل النواة المستهدفة لتقدير احتمالية التفاعل. وبشكل عام، تزداد احتمالية التفاعل مع ازدياد عدد النيوترونات والبروتونات داخل النواة. ^{[ 33 ] [ 53 ]}

يصعب للغاية تحديد تفاعلات النيوترينو بدقة وسط الإشعاع الطبيعي. لهذا السبب، في التجارب المبكرة، تم اختيار مسار تفاعل خاص لتسهيل عملية التحديد: تفاعل مضاد النيوترينو مع إحدى نوى الهيدروجين في جزيئات الماء. نواة الهيدروجين عبارة عن بروتون واحد، لذا لا داعي لأخذ التفاعلات النووية المتزامنة، التي تحدث داخل نواة أثقل، في الاعتبار عند إجراء تجربة الكشف. في متر مكعب من الماء موضوع مباشرة خارج مفاعل نووي، لا يمكن تسجيل سوى عدد قليل نسبيًا من هذه التفاعلات، ولكن يُستخدم هذا الإعداد الآن لقياس معدل إنتاج البلوتونيوم في المفاعل.

على غرار النيوترونات في المفاعلات النووية ، يمكن للنيوترينوات أن تحفز تفاعلات الانشطار داخل النوى الثقيلة . ^{[ 54 ]} حتى الآن، لم يُقاس هذا التفاعل في المختبر، ولكن يُتوقع حدوثه داخل النجوم والمستعرات العظمى. تؤثر هذه العملية على وفرة النظائر الموجودة في الكون . ^{[ 53 ]} وقد رُصد تفكك نوى الديوتيريوم بفعل النيوترينوات في مرصد سادبري للنيوترينوات، الذي يستخدم كاشف الماء الثقيل . ^{[ 55 ]}

توجد ثلاثة أنواع معروفة ( نكهات ) من النيوترينوات: نيوترينو الإلكترون ν_e ، نيوترينو الميونν_μ ، ونيوترينو تاوν_{جسيمات تاو} ، التي سُميت نسبةً إلى الليبتونات المقابلة لها فيالنموذج القياسي(انظر الجدول على اليمين). أفضل قياس حالي لعدد أنواع النيوترينو يأتي من رصد اضمحلالبوزون Z.يمكن لهذا الجسيم أن يضمحل إلى أي نيوترينو خفيف ونيوترينو مضاد له، وكلما زاد عدد أنواع النيوترينوات الخفيفة المتاحة،^[ج]قصر عمر بوزون Z. وقد أظهرت قياسات عمر Z أن ثلاثة أنواع من النيوترينوات الخفيفة تقترن بـ Z.^[38]

تقوم فرق بحثية علمية دولية بتركيب كواشف نيوترينو ضخمة بالقرب من المفاعلات النووية أو في حزم النيوترينو الصادرة من مسرعات الجسيمات، وذلك لتحسين دقة تحديد كتل النيوترينو وقيم مقدار ومعدلات التذبذب بين أنواع النيوترينو المختلفة. تهدف هذه التجارب بالتالي إلى البحث عن وجود انتهاك لتناظر الشحنة الزوجية (CP) في قطاع النيوترينو؛ أي ما إذا كانت قوانين الفيزياء تتعامل مع النيوترينوات والنيوترينوات المضادة بشكل مختلف أم لا. ^{[ 10 ]}

بدأ مشروع كاترين في ألمانيا بجمع البيانات في يونيو 2018 ^{[ 56 ]} لتحديد قيمة كتلة نيوترينو الإلكترون، مع وجود مناهج أخرى لهذه المشكلة قيد التخطيط. ^{[ 4 ]}

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

تُعدّ أنواع النيوترينو الثلاثة المعروفة المرشحة الوحيدة للمادة المظلمة التي تم إثباتها تجريبياً كجسيمات أولية، وتحديداً، ستكون مادة مظلمة ساخنة . مع ذلك، يبدو أن أنواع النيوترينو المعروفة حالياً مستبعدة بشكل أساسي كنسبة كبيرة من المادة المظلمة، استناداً إلى رصد إشعاع الخلفية الكونية الميكروي . ومع ذلك، يبقى من المعقول أن تُكوّن نيوترينوات أثقل وأكثر نقاءً المادة المظلمة الدافئة ، إن وُجدت. ^{[ 57 ]}

تسعى جهود أخرى إلى البحث عن أدلة على وجود نيوترينو عقيم - وهو نوع رابع من النيوترينوات لا يتفاعل مع المادة مثل الأنواع الثلاثة المعروفة. ^{[ 58 ] [ 59 ] [ 60 ] [ 61 ]} في حين أن عرض الاضمحلال المقاس لبوزون Z يشير إلى وجود ثلاثة نيوترينوات خفيفة نشطة فقط ، فإن النيوترينوات العقيمة لا تشارك في التفاعل الضعيف، وبالتالي فهي لا تخضع لهذا القيد التجريبي. ^{[ 62 ]}

تشير البيانات التجريبية من تجربة LSND إلى وجود مثل هذه الجسيمات . من جهة أخرى، أشارت تجربة MiniBooNE الجارية حاليًا إلى أن النيوترينوات العقيمة ليست ضرورية لتفسير البيانات التجريبية، ^{[ 63 ]} على الرغم من أن أحدث الأبحاث في هذا المجال لا تزال جارية، وقد تسمح الشذوذات في بيانات MiniBooNE بوجود أنواع غريبة من النيوترينوات، بما في ذلك النيوترينوات العقيمة. ^{[ 64 ]} كما أشارت إعادة تحليل بيانات أطياف الإلكترون المرجعية من معهد لاو-لانجفين في عام 2011 ^{[ 65 ]} إلى وجود نيوترينو عقيم رابع خفيف. ^{[ 66 ]} وانطلاقًا من نتائج عام 2011، أُجريت عدة تجارب على مسافات قصيرة جدًا من المفاعلات النووية للبحث عن النيوترينوات العقيمة منذ ذلك الحين. وبينما تمكنت معظم هذه التجارب من استبعاد وجود نيوترينو عقيم خفيف، إلا أن النتائج مجتمعة لا تزال غامضة. ^{[ 67 ]}

وفقًا لتحليل نُشر عام 2010، فإن البيانات المستقاة من مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية للإشعاع الكوني تتوافق مع ثلاثة أو أربعة أنواع من النيوترينوات. ^{[ 68 ]}

ثمة فرضية أخرى تتعلق بتحلل بيتا المزدوج عديم النيوترينو ، والذي، إن وُجد، سيخالف قانون حفظ عدد الليبتونات، وسيُظهر أن للنيوترينوات كتلة ماجورانا غير صفرية. ولا تزال عمليات البحث جارية عن هذه الآلية، ولكن لم يتم العثور على دليل يدعمها حتى الآن. ^{[ 69 ]}

ترصد تجارب النيوترينوات في الأشعة الكونية النيوترينوات القادمة من الفضاء لدراسة طبيعة النيوترينوات والمصادر الكونية التي تنتجها. ^{[ 70 ]}

قبل اكتشاف تذبذب النيوترينوات، كان يُفترض عمومًا أنها عديمة الكتلة، وتنتشر بسرعة الضوء ( c ). ووفقًا لنظرية النسبية الخاصة ، فإن مسألة سرعة النيوترينوات مرتبطة ارتباطًا وثيقًا بكتلتها : فإذا كانت النيوترينوات عديمة الكتلة، فلا بد أن تتحرك بسرعة الضوء، وإذا كانت لها كتلة، فلا يمكنها بلوغ سرعة الضوء. ونظرًا لضآلة كتلتها، فإن السرعة المتوقعة قريبة جدًا من سرعة الضوء في جميع التجارب، ولا تستطيع أجهزة الكشف الحالية رصد الفرق المتوقع.

كما توجد بعض المتغيرات في نظرية الجاذبية الكمومية التي تنتهك تناظر لورنتز، والتي قد تسمح بوجود نيوترينوات أسرع من الضوء. ويُعدّ نموذج التمديد القياسي (SME) إطارًا شاملًا لانتهاكات تناظر لورنتز .

أُجريت أولى قياسات سرعة النيوترينو في أوائل ثمانينيات القرن الماضي باستخدام حزم بيون نابضة (ناتجة عن اصطدام حزم بروتونات نابضة بهدف). تحللت البيونات منتجةً نيوترينوات، وكانت تفاعلات النيوترينو المرصودة خلال فترة زمنية محددة في كاشف على مسافة معينة متوافقة مع سرعة الضوء. أُعيد هذا القياس في عام 2007 باستخدام كواشف MINOS ، والتي رصدت سرعة النيوترينو.من المتوقع أن تكون طاقة النيوترينوات التي تبلغ طاقتها 3 جيجا  إلكترون فولت، عند مستوى ثقة 99%، في النطاق بين0.999976 ج  و​1.000 126 ج  . القيمة المركزية لـإن قيمة 1.000051 c  أعلى من سرعة الضوء، ولكن مع الأخذ في الاعتبار هامش الخطأ، فإنها تتوافق أيضًا مع سرعة تساوي c بالضبط أو أقل بقليل. وقد حدد هذا القياس حدًا أعلى لكتلة نيوترينو الميون عند50  ميغا إلكترون فولت بثقة 99% . ^{[ 71 ] [ 72 ]} بعد تحديث أجهزة الكشف الخاصة بالمشروع في عام 2012، حسّن مشروع MINOS نتائجه الأولية ووجد توافقًا مع سرعة الضوء، مع اختلاف وقت وصول النيوترينوات والضوء.−0.0006% ± 0.0012% . ^{[ 73 ]}

لوحظت ظاهرة مماثلة، على نطاق أوسع بكثير، مع المستعر الأعظم 1987A ( SN 1987A ). رُصدت مضادات النيوترينو بطاقة 10  ميغا إلكترون فولت من المستعر الأعظم ضمن فترة زمنية تتوافق مع سرعة الضوء للنيوترينوات. وحتى الآن، تتوافق جميع قياسات سرعة النيوترينو مع سرعة الضوء. ^{[ 74 ] [ 75 ]}

افترض النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات أن النيوترينوات عديمة الكتلة. ^{[ 77 ]} تتطلب ظاهرة تذبذب النيوترينو، التي تم إثباتها تجريبياً، والتي تمزج حالات نكهة النيوترينو مع حالات كتلته (بشكل مشابه لمزج CKM )، أن يكون للنيوترينوات كتل غير صفرية. ^{[ 78 ]} وقد تم تصور النيوترينوات ذات الكتلة في الأصل من قبل برونو بونتيكورفو في خمسينيات القرن الماضي. ويمكن تحسين الإطار الأساسي لاستيعاب كتلتها بسهولة عن طريق إضافة لاغرانجي يميني. ^{[ 79 ]}

يمكن توفير كتلة النيوترينو بطريقتين، وتستخدم بعض المقترحات كلتيهما:

• إذا كانت الكتلة، كما هو الحال مع فرميونات النموذج القياسي الأساسية الأخرى، تُولَّد بواسطة آلية ديراك ، فإن الإطار سيتطلب مكونًا إضافيًا ذا كيرالية يمينية وهو عبارة عن جسيم أحادي SU(2) . سيكون لهذا المكون تفاعلات يوكاوا التقليدية مع المكون المحايد لثنائي هيغز ؛ ولكن بخلاف ذلك، لن يكون له أي تفاعلات مع جسيمات النموذج القياسي.
• أو، بدلاً من ذلك، يمكن توليد الكتلة بواسطة آلية ماجورانا ، الأمر الذي يتطلب أن يكون النيوترينو والنيوترينو المضاد نفس الجسيم.

يُستمد الحد الأعلى الثابت لكتل ​​النيوترينوات من علم الكونيات : إذ يتنبأ نموذج الانفجار العظيم بوجود نسبة ثابتة بين عدد النيوترينوات وعدد الفوتونات في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي . إذا تجاوزت الكتلة الإجمالية لجميع أنواع النيوترينوات الثلاثة متوسطًا قدرهإذا كانت طاقة النيوترينو 50 إلكترون ^فولت / ثانية²  ، فستكون كتلة الكون هائلة لدرجة أنها ستنهار. ^{[ 80 ]} يمكن تجاوز هذا الحد بافتراض أن النيوترينو غير مستقر، لكن توجد قيود ضمن النموذج القياسي تجعل ذلك صعبًا. ويأتي قيد أكثر صرامة من تحليل دقيق للبيانات الكونية، مثل إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، ومسح المجرات ، وغابة ليمان-ألفا . وقد وجد تحليل البيانات من تلسكوب WMAP الفضائي الميكروي أن مجموع كتل أنواع النيوترينو الثلاثة يجب أن يكون أقل من0.3 إلكترون ^فولت  / ثانية² . ^{[ 81 ]} في عام 2018، نشر فريق بلانك التعاوني حدًا أقوى لـ0.11  إلكترون فولت/ ثانية² ، والتي تم اشتقاقها من خلال دمج ملاحظاتهم حول شدة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي الكلية، والاستقطاب، وعدسات الجاذبية مع قياسات التذبذب الصوتي الباريوني من مسوحات المجرات وقياسات المستعرات العظمى من بانثيون. ^{[ 82 ] وقد حصلت إعادة تحليل عام 2021 ،} التي أضافت قياسات تشوه فضاء الانزياح الأحمر من مسح SDSS-IV eBOSS، على حد أعلى أكثر دقة.0.09 إلكترون ^فولت  / ثانية² . ^{[ 83 ]} مع ذلك، تُفضل العديد من التلسكوبات الأرضية ذات هوامش الخطأ المماثلة لبلانك قيمًا أعلى لمجموع كتلة النيوترينو، مما يشير إلى وجود تضارب في مجموعات البيانات. ^{[ 84 ]}

مُنحت جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2015 إلى تاكاكي كاجيتا وآرثر ب. ماكدونالد لاكتشافهما التجريبي لتذبذبات النيوترينو، مما يثبت أن للنيوترينوات كتلة. ^{[ 85 ] [ 86 ]}

في عام 1998، أظهرت نتائج الأبحاث في كاشف النيوترينو سوبر كاميوكاندي أن النيوترينوات يمكن أن تتذبذب من نوع إلى آخر، مما يستلزم أن يكون لها كتلة غير صفرية. ^{[ 87 ]} ورغم أن هذا يُثبت أن للنيوترينوات كتلة، إلا أن مقياس كتلة النيوترينو المطلق لا يزال غير معروف. ويعود ذلك إلى أن تذبذبات النيوترينو حساسة فقط للفرق بين مربعي الكتلتين. ^{[ 88 ]} اعتبارًا من عام 2020، ^{[ 89 ]} فإن أفضل قيمة مُلائمة للفرق بين مربعي كتلتي الحالتين الذاتيتين للكتلة 1 و2 هي | Δm 21 ₂ ^| =0.000074 (eV/ c ² ) 2 ^،  بينما بالنسبة للحالات الذاتية 2 و 3 يكون | Δ m ₃₂ ² | =0.002 51  (eV/ c ² ) ^2. بما أن | Δ m ₃₂ ² | هو الفرق بين مربعي كتلتين، فلا بد أن تكون قيمة إحداهما على الأقل مساوية للجذر التربيعي لهذه القيمة. وبالتالي، يوجد على الأقل حالة ذاتية لكتلة النيوترينو بكتلة لا تقل عن0.05 إلكترون  ^فولت / ثانية ^{2. [ 90} ]

تُبذل جهودٌ حثيثة لتحديد مقياس كتلة النيوترينو المطلقة مباشرةً في التجارب المختبرية، لا سيما باستخدام تحلل بيتا النووي. وتُستمد الحدود العليا لكتل ​​نيوترينو الإلكترون الفعّالة من تحلل بيتا للتريتيوم. وقد حددت تجربة ماينز لكتلة النيوترينو حدًا أعلى قدره m <2.2  إلكترون فولت/ ثانية ^مربعة عند مستوى ثقة 95%. ^{[ 91 ]} منذ يونيو 2018، يبحث تجربة كاترين عن كتلة تقع بين0.2  إلكترون فولت/ ثانية ^مربعة و2 إلكترون ^فولت  / ثانية² في اضمحلالات التريتيوم. ^{[ 56 ]} حد أعلى لـ mν _< تم تحديد قيمة 0.45 إلكترون فولت/ ثانية عند ^{مستوى ثقة 90% بواسطة KATRIN من خلال 259 يومًا من القياس. [ 92 ]}

في 31 مايو 2010، رصد باحثو مشروع OPERA أول حدث مرشح لنيوترينو تاو في حزمة نيوترينو ميون، وهي المرة الأولى التي يتم فيها رصد هذا التحول في النيوترينوات، مما يوفر دليلاً إضافياً على أن لها كتلة. ^{[ 93 ]}

إذا كان النيوترينو جسيم ماجورانا ، فيمكن حساب كتلته بإيجاد نصف عمر اضمحلال بيتا المزدوج عديم النيوترينو لبعض النوى. وقد حدد كام لاند -زين الحد الأدنى الحالي لكتلة ماجورانا للنيوترينو .0.060–0.161  فولت/ ج ² . ^{[ 94 ]}

تُظهر النتائج التجريبية أنه ضمن هامش الخطأ، تمتلك جميع النيوترينوات المُنتَجة والمُرصَدة حلزونية يسارية ( لف مغزلي معاكس للزخم )، بينما تمتلك جميع النيوترينوات المضادة حلزونية يمينية. ^{[ 95 ]} في حالة انعدام الكتلة، يعني هذا أنه لا يُلاحَظ إلا أحد نوعي الحلزونية الممكنين لكل جسيم. وهاتان هما نوعا الحلزونية الوحيدان المُدرَجان في النموذج القياسي لتفاعلات الجسيمات.

من المحتمل ألا تكون نظائرها (النيوترينوات اليمينية والنيوترينوات المضادة اليسارية) موجودة. وإن وُجدت ، فإن خصائصها تختلف اختلافًا جوهريًا عن خصائص النيوترينوات والنيوترينوات المضادة المرصودة. ^{[ 96 ]} يُفترض أنها إما ثقيلة جدًا (بمقياس نظرية التوحيد الكبرى - انظر آلية الميزان )، أو لا تشارك في التفاعلات الضعيفة (ما يُسمى بالنيوترينوات العقيمة )، أو كليهما.

إن وجود كتل غير صفرية للنيوترينوات يُعقّد الوضع نوعًا ما. تُنتَج النيوترينوات في التفاعلات الضعيفة كحالات ذاتية للكيرالية. كيرالية الجسيم ذي الكتلة ليست ثابتة الحركة؛ بينما الحلزونية ثابتة، لكن مؤثر الكيرالية لا يشترك في حالات ذاتية مع مؤثر الحلزونية. تنتشر النيوترينوات الحرة كمزيج من حالات الحلزونية اليسارية واليمينية، بسعات خلط من رتبة _mν / E . لا يؤثر هذا بشكل كبير على التجارب، لأن النيوترينوات المعنية تكون دائمًا تقريبًا فائقة النسبية، وبالتالي فإن سعات الخلط صغيرة للغاية. في الواقع، تتحرك بسرعة كبيرة ويمر الوقت ببطء شديد في أطر سكونها بحيث لا يتوفر لها وقت كافٍ للتغير على أي مسار قابل للملاحظة. على سبيل المثال، تمتلك معظم النيوترينوات الشمسية طاقات من رتبة 0.1  ميغا إلكترون فولت إلى1  ميغا إلكترون فولت ؛ وبالتالي، لا يمكن أن تتجاوز نسبة النيوترينوات ذات الحلزونية "الخاطئة" بينها 1 ميغا إلكترون فولت.10 ⁻¹⁰ . ^{[ 97 ] [ 98 ]}

تُنتَج النيوترينوات جنبًا إلى جنب مع الإشعاع الخلفي الطبيعي . وعلى وجه الخصوص، سلاسل اضمحلال ²³⁸U و ²³²نظائر الثيو ، بالإضافة إلى ⁴⁰تشمل النيوترينوات الأرضية (K ) اضمحلالات بيتا التي تُصدر مضادات النيوترينو. تُعرف هذه النيوترينوات باسم "النيوترينوات الأرضية"، ويمكنها توفير معلومات قيّمة عن باطن الأرض. رُصدت أولى المؤشرات على وجود النيوترينوات الأرضية من خلال تجربة كام لاند (KamLAND) عام 2005، وقُدّمت نتائج مُحدّثة من كام لاند [106] وبوريكسينو ^{[ 107 ]} . ^{وتُعدّ مضادات النيوترينوات} المنبعثةمن المفاعلات النووية المصدر الرئيسي لقياسات النيوترينوات الأرضية.

تنتج النيوترينوات الجوية عن تفاعل الأشعة الكونية مع نوى الذرات في الغلاف الجوي للأرض ، مما يُحدث وابلًا من الجسيمات، كثير منها غير مستقر وينتج النيوترينوات عند تحلله. وقد سجل فريق من علماء فيزياء الجسيمات من معهد تاتا للأبحاث الأساسية (الهند)، وجامعة مدينة أوساكا (اليابان)، وجامعة دورهام (المملكة المتحدة) أول تفاعل بين الأشعة الكونية والنيوترينو في مختبر تحت الأرض في حقول كولار الذهبية في الهند عام 1965. ^{[ 108 ]}

تنشأ النيوترينوات الشمسية من الاندماج النووي الذي يغذي الشمس . في التفاعل النووي الأولي، تندمج أربعة بروتونات لتكوين نواة هيليوم واحدة، وبوزيترونين ، ونيوترينوين إلكترونيين. ^{[ 109 ]}

تُرسل الشمس أعدادًا هائلة من النيوترينوات في جميع الاتجاهات. في كل ثانية، حوالي 65 مليار (تمر 6.5 × 10^ ¹⁰ نيوترينو شمسي عبر كل سنتيمتر مربع على الجزء من الأرض العمودي على اتجاه الشمس. ^{[ 110 ] [ 111 ]} وبما أن كتلة الأرض تمتص النيوترينوات بشكل ضئيل، فإن مساحة سطح الأرض على الجانب المقابل للشمس تستقبل تقريبًا نفس عدد النيوترينوات التي تستقبلها المساحة على الجانب المواجه للشمس.

حسب كولجيت ووايت (1966) ^{[ 112 ]} أن النيوترينوات تحمل معها معظم طاقة الجاذبية المنبعثة أثناء انهيار النجوم الضخمة، ^{[ 112 ]} وهي أحداث تُصنف الآن على أنها مستعرات عظمى من النوع  Ib وIc والنوع II . عندما تنهار هذه النجوم، تصبح كثافة المادة في النواة عالية جدًا ( (10 ¹⁷  كجم/م ³ ) أن انحلال الإلكترونات لا يكفي لمنع اندماج البروتونات والإلكترونات لتكوين نيوترون ونيوترينو إلكتروني. وجد مان (1997) ^{[ 113 ]} مصدرًا ثانيًا وأكثر وفرة للنيوترينو، وهو الطاقة الحرارية (100  مليار كلفن ) لنواة النيوترون المتكونة حديثًا، والتي تتبدد عبر تكوين أزواج نيوترينو-مضاد نيوترينو من جميع الأنواع. ^{[ 113 ]} 

تأكدت نظرية كولجيت ووايت حول إنتاج نيوترينوات المستعرات العظمى عام 1987، عندما تم رصد نيوترينوات من المستعر الأعظم 1987A. رصدت كاشفات كاميوكاندي 2 و IMB  المائية 11 و8 نيوترينوات مضادة (عدد الليبتون = -1 ) ذات أصل حراري، على التوالي، ^{[ 113 ]} بينما رصد كاشف باكسان الوميضي 5 نيوترينوات (عدد الليبتون = +1) إما ذات أصل حراري أو ناتج عن التقاط الإلكترون، في دفقة استمرت أقل من 13 ثانية. وصلت إشارة النيوترينو من المستعر الأعظم إلى الأرض قبل عدة ساعات من وصول أول إشعاع كهرومغناطيسي، كما هو متوقع من حقيقة أن الأخير ينبعث مع الموجة الصدمية. سمح التفاعل الضعيف للغاية مع المادة العادية للنيوترينوات بالمرور عبر كتلة النجم المتفجر المضطربة، بينما تباطأت الفوتونات الكهرومغناطيسية.       

نظرًا لضعف تفاعل النيوترينوات مع المادة، يُعتقد أن انبعاثات النيوترينوات من المستعر الأعظم تحمل معلومات عن المناطق الداخلية للانفجار. ينبعث جزء كبير من الضوء المرئي من تحلل العناصر المشعة الناتجة عن موجة الصدمة للمستعر الأعظم، وحتى الضوء الناتج عن الانفجار نفسه يتشتت بفعل الغازات الكثيفة والمضطربة، وبالتالي يتأخر. من المتوقع أن تصل موجة النيوترينوات إلى الأرض قبل أي موجات كهرومغناطيسية، بما في ذلك الضوء المرئي وأشعة غاما وموجات الراديو. يعتمد التأخير الزمني الدقيق لوصول الموجات الكهرومغناطيسية على سرعة موجة الصدمة وسُمك الطبقة الخارجية للنجم. بالنسبة  للمستعر الأعظم من النوع الثاني، يتوقع علماء الفلك انطلاق فيضان النيوترينوات بعد ثوانٍ من انهيار لب النجم، بينما قد تظهر الإشارة الكهرومغناطيسية الأولى بعد ساعات، بعد أن تصل موجة الصدمة للانفجار إلى سطح النجم. يستخدم مشروع نظام الإنذار المبكر للمستعرات العظمى شبكة من كاشفات النيوترينوات لمراقبة السماء بحثًا عن أحداث المستعرات العظمى المحتملة. ستوفر إشارة النيوترينو إنذارًا مبكرًا مفيدًا بانفجار نجم في مجرة ​​درب التبانة . ^{[ 114 ]}

على الرغم من أن النيوترينوات تمر عبر الغازات الخارجية للمستعر الأعظم دون تشتت، إلا أنها توفر معلومات عن لب المستعر الأعظم الأعمق، مع وجود أدلة على أن النيوترينوات تتشتت هنا بدرجة كبيرة. في لب المستعر الأعظم، تكون الكثافة مماثلة لكثافة النجم النيوتروني (الذي يُتوقع تشكله في هذا النوع من المستعرات العظمى)، ^{[ 115 ]} وتصبح كبيرة بما يكفي للتأثير على مدة إشارة النيوترينو عن طريق تأخير بعض النيوترينوات.  استمرت إشارة النيوترينو الصادرة من المستعر الأعظم SN 1987A لمدة 13 ثانية، وهي مدة أطول بكثير من المدة التي تستغرقها النيوترينوات غير المعاقة لعبور لب المستعر الأعظم المُولِّد للنيوترينوات، والذي يُتوقع أن يبلغ  قطره 3200 كيلومتر فقط في حالة SN  1987A.

كان عدد النيوترينوات التي تم عدها متوافقًا أيضًا مع إجمالي طاقة النيوترينو البالغة2.2 × 10 ⁴⁶  جول ، والتي قُدِّر أنها تمثل تقريبًا كل الطاقة الكلية للمستعر الأعظم. ^{[ 36 ]}

بالنسبة لمستعر أعظم متوسط، تقريبًايتم إطلاق 1057 ( ^ثمانية عشر سيليون ) من النيوترينوات، ولكن العدد الفعلي الذي تم رصده بواسطة كاشف أرضي${\displaystyle N}$سيكون أصغر بكثير، على مستوى $${\displaystyle N\sim 10^{4}\left({\frac {M}{25\,{\mathsf {kton}}}}\right)\left({\frac {10\,{\mathsf {kpc}}}{d}}\right)^{2},}$$ أين${\displaystyle M}$كتلة الكاشف (على سبيل المثال، تبلغ كتلة كاشف سوبر كاميوكاندي  50 كيلوطن) و${\displaystyle d}$هي المسافة إلى المستعر الأعظم. ^{[ 116 ]} لذا، عمليًا، لن يكون من الممكن رصد سوى انفجارات النيوترينو الناتجة عن المستعرات العظمى داخل مجرة ​​درب التبانة أو بالقرب منها (مجرتنا). إضافةً إلى رصد النيوترينوات من المستعرات العظمى الفردية، ينبغي أيضًا أن يكون من الممكن رصد خلفية نيوترينو المستعرات العظمى المنتشرة ، والتي تنشأ من جميع المستعرات العظمى في الكون. ^{[ 35 ]}

تتراوح طاقة نيوترينوات المستعرات العظمى من بضعة ملايين إلى عشرات الملايين من إلكترون فولت. ومن المتوقع أن تُنتج المواقع التي تتسارع فيها الأشعة الكونية نيوترينوات ذات طاقة أعلى بمليون مرة على الأقل، ناتجة عن بيئات غازية مضطربة متبقية من انفجارات المستعرات العظمى: بقايا المستعرات العظمى . وقد عزا بادي وزويكي أصل الأشعة الكونية إلى المستعرات العظمى ؛ ثم صقل جينزبورغ وسيروفاتسكي هذه الفرضية ، حيث عزا أصلها إلى بقايا المستعرات العظمى، ودعما ادعاءهما بملاحظة حاسمة، وهي أن فقدان الأشعة الكونية في مجرة ​​درب التبانة يُعوَّض إذا كانت كفاءة التسارع في بقايا المستعرات العظمى حوالي 10 %. وتدعم فرضية جينزبورغ وسيروفاتسكي الآلية المحددة لـ"تسارع الموجة الصدمية" التي تحدث في بقايا المستعرات العظمى، والتي تتوافق مع الصورة النظرية الأصلية التي رسمها إنريكو فيرمي ، وتتلقى دعمًا من البيانات الرصدية. لا تزال النيوترينوات ذات الطاقة العالية جدًا غير مرئية، لكن هذا الفرع من علم فلك النيوترينوات لا يزال في بداياته. أهم التجارب الحالية أو المستقبلية التي تهدف إلى رصد النيوترينوات ذات الطاقة العالية جدًا من مجرتنا هي بايكال ، وأماندا ، وآيس كيوب ، وأنتاريس ، ونيمو ، ونيستور . وتُوفّر مراصد أشعة غاما ذات الطاقة العالية جدًا ، مثل فيريتاس ، وهيس، وماجيك ، معلومات ذات صلة. في الواقع، يُفترض أن تصادمات الأشعة الكونية تُنتج بيونات مشحونة، يُؤدي تحللها إلى خلق بيئة شبيهة ببقايا المستعر الأعظم، وهي بيئة شفافة لكلا نوعي الإشعاع، مما يُنتج النيوترينوات والبيونات المتعادلة وأشعة غاما. 

ويمكن رصد النيوترينوات ذات الطاقة الأعلى، والناتجة عن تفاعلات الأشعة الكونية خارج المجرة، باستخدام مرصد بيير أوجيه أو التجربة المخصصة المسماة أنيتا .

يُعتقد أنه، كما هو الحال مع إشعاع الخلفية الكونية الميكروي المتبقي من الانفجار العظيم، توجد خلفية من النيوترينوات منخفضة الطاقة في كوننا. في ثمانينيات القرن الماضي، طُرح أن هذه النيوترينوات قد تكون تفسيرًا للمادة المظلمة التي يُعتقد بوجودها في الكون. تتميز النيوترينوات بميزة مهمة على معظم المرشحين الآخرين للمادة المظلمة: فهي معروفة الوجود. إلا أن هذه الفكرة تنطوي على مشاكل جدية.

من خلال تجارب الجسيمات، يُعرف أن النيوترينوات خفيفة للغاية، مما يعني أنها تتحرك بسهولة بسرعات تقارب سرعة الضوء . ولهذا السبب، تُسمى المادة المظلمة المكونة من النيوترينوات " المادة المظلمة الساخنة ". تكمن المشكلة في أن النيوترينوات، نظرًا لسرعتها الفائقة، كانت ستنتشر بشكل متساوٍ في الكون قبل أن يؤدي التوسع الكوني إلى تبريدها بما يكفي لتتجمع في كتل. وهذا بدوره كان سيؤدي إلى تشتت جزء المادة المظلمة المكون من النيوترينوات، وعدم قدرته على إحداث التراكيب المجرية الضخمة التي نراها.

يبدو أن هذه المجرات ومجموعات المجرات نفسها محاطة بمادة مظلمة لا تتمتع بالسرعة الكافية للإفلات منها. يُفترض أن هذه المادة وفرت النواة الجاذبية اللازمة لتكوينها . وهذا يعني أن النيوترينوات لا يمكن أن تشكل جزءًا كبيرًا من إجمالي كمية المادة المظلمة.

من خلال الحجج الكونية، يُقدر أن كثافة النيوترينوات الخلفية المتبقية تبلغ 56  من  كل نوع لكل سنتيمتر مكعب ودرجة حرارة1.9  ألف (1.7 × 10⁻⁴ إلكترون فولت ⁾  إذا كانت عديمة الكتلة، وأبرد بكثير إذا تجاوزت كتلتها0.001  إلكترون فولت/ ثانية² . على الرغم من كثافتها العالية، لم تُرصد هذه الجسيمات في المختبر بعد، لأن طاقتها أقل من عتبات معظم طرق الكشف، ونظرًا لانخفاض مقاطع التفاعل النيوترينوية بشكل كبير عند طاقات أقل من الإلكترون فولت. في المقابل، ^رُصدت نيوترينوات البورون-8 الشمسية - التي تُنبعث بطاقة أعلى - بشكل قاطع، على الرغم من أن كثافتها المكانية أقل من كثافة النيوترينوات المتبقية بنحو ستة مراتب .