中微子

后续进展

根据粒子物理标准模型，中微子静质量为零，且它的味不会发生变化。然而，如果它具有质量的话，那么中微子还会发生味间的振荡，也就是中微子振荡。对于中微子振荡的研究始于1957年布鲁诺·庞蒂科夫类比于K介子振荡对其进行的理论预言。在随后的10年中，他发表了对其的数学表述及对真空振荡的现代表述。
1968年，美国物理学家雷蒙德·戴维斯等人在美国南达科他州的霍姆斯特克（Homestake）地下金矿中建造了一个大型中微子探测器。他们发现来自太阳的中微子数仅为标准太阳模型预测数量的三分之一至二分之一。这一差异就是后来近三十年未得到解决的太阳中微子问题。这一问题直到中微子振荡被后续的一系列实验观测到后才得到解决。
1982年，日本物理学家小柴昌俊在一个深达1000米的废弃砷矿中领导建造了神冈探测器。这一探测器最初是用来探测质子衰变，也可以利用中微子在水中产生的切连科夫辐射来探测中微子。
1985年，斯坦尼斯拉夫·米赫耶夫和阿列克谢·斯米尔诺夫在林肯·沃尔芬斯坦在1978年的工作基础上提出了中微子振荡会随着其在物质中传播的过程中发生变化，也就是米赫耶夫–斯米尔诺夫–沃尔芬斯坦效应（简称MSW效应）。这一现象对于探测来源于太阳核心的中微子非常重要。
1987年2月，在银河系的邻近星系大麦哲伦云中发生了超新星1987A的爆发。日本的神冈探测器和美国的霍姆斯特克探测器几乎同时接收到了来自超新星1987A的19个中微子，这是人类首次探测到来自太阳系以外的中微子，在中微子天文学的历史上具有划时代的意义。平均而言，超新星爆发会产生约10⁵⁷个中微子。
1998年6月5日，日本超级神冈探测器的科学家们宣布找到了中微子振荡的证据，然而这个实验只能测出不同“味”的中微子质量之差，尚不能测得其绝对质量。2001年，加拿大女王大学物理学家阿瑟·麦克唐纳的研究小组在萨德伯里中微子观测站探测到了太阳发出的全部三种中微子，证实了太阳中微子在达到地球途中发生了相互转换，三种中微子的总流量与标准太阳模型的预言相符合，基本上解决了太阳中微子问题。后续的一系列实验也证实了中微子振荡确实存在，比如KamLAND以及MINOS。KamLAND确定了太阳中微子问题中的中微子的味的变换机制，MINOS确认了大气层中中微子的振荡。
2002年，美国科学家雷蒙德·戴维斯（Raymond Davis Jr）和日本科学家小柴昌俊因为“在天体物理学领域做出的先驱性贡献”获得了诺贝尔物理学奖。2015年，阿瑟·麦克唐纳和东京大学宇宙线研究所教授梶田隆章因观测到大气中微子的震荡现象获得了诺贝尔物理学奖。

性质

中微子的自旋量子数为½，因而它是一种费米子。中微子通常通过弱相互作用发生反应。中微子振荡的发现表明其具有质量。这意味着它还具有一个大小在10⁻¹⁹ μB量级的磁矩。这令中微子也有可能参与电磁相互作用。由吴健雄完成的一项实验表明中微子都是左手性的。
在自然界的辐射背景下，检测中微子的相互作用是非常困难的。由于这个原因，在早期实验中，实验者为了便于检测通常会选择一个特别的反应方式：反中微子与水分子中一个氢核的反应。一个氢核就是一个质子，所以同时发生在重核中的核反应可以不用在检测过程中进行考量。然而在核反应堆外的水里，只有相当小比例的这种反应能被记录下来。这种装置现在仍被用来检测反应堆内钚产生速率。

米赫耶夫–斯米尔诺夫–沃尔芬斯坦效应

当中微子穿透物质时，其振荡概率会受到米赫耶夫–斯米尔诺夫–沃尔芬斯坦（简写为“MSW”）效应影响。电中微子参与的弱相互作用与μ中微子以及τ中微子参与的并不相同。MSW效应正是源于这一点。这一效应的强弱取决于电子密度以及中微子的能量，并会受到相当大的共振增益。

核反应

中微子可以与原子核发生反应，产生一种新的原子核。放射化学中微子探测器就是依靠这一过程工作的。估算一个原子核发生这种反应的概率需要考虑它的能级以及自旋态。通常发生这一反应的概率会随着原子核中中子和质子的数量的增加而变大。萨德伯里中微子观测站利用重水探测器发现了中微子与氘核的反应。
与中子类似，中微子也可以诱发重核的裂变。但到目前为止，这一反应仍没有在实验室中观测到。但人们预测在恒星以及超新星中会发生这种反应。这一过程会影响宇宙中同位素的丰度。

中微子振荡

中微子在产生以及探测时具有明确的味。但在其传播过程中，它可能会发生味间的振荡，比如在某个地方产生的电中微子在另一个地方被探测到时就可能会变为μ中微子或τ中微子。这是由于中微子味的本征态比它质量的本征态复杂。20世纪60年代末，物理学家发现实验探测到的太阳中微子数与利用太阳标准模型预测的结果存在差异。物理学家也是通过这一现象首次在实际情况中接触到这一量子效应。依据标准模型，中微子振荡的存在意味着味不同的中微子的质量也存在差异。这是由于在某一时间点，中微子的味所可能处于的本征态数与不同本征态的中微子的质量平方的差异密切相关。但中微子在质量为零的情况下仍有可能发生振荡。如果中微子并不严格遵循洛伦兹共变性，那么它就可以进行非洛伦兹振荡。
由于反中微子与中微子可能是同一种粒子，它们有可能通过改变自旋方向就可以完成彼此间的转化。这一变化要求中微子及反中微子质量非零，传播速度低于光速。因为这一变化只有在存在速度高于粒子速度的惯性系时才能发生。这是由于如果中微子与反中微子是同一粒子的话，那么此变化本质上就是参考系的变换：粒子在速度较其快的参考系与速度较其慢的参考系中自旋方向是不同的。
2013年7月19日，在欧洲物理学会举办的高能物理会议上，相关研究者宣读了T2K实验的实验结果，确认中微子振荡确实存在。

速度

在“中微子振荡”这个概念出现以前，根据依狭义相对论而建立的中微子标准模型，中微子的质量应为零，并应该以光速运动。然而，由于中微子振荡被实验证实，“中微子的质量是零”这一假设并不成立，有人因此亦开始质疑中微子是否能够以光速行进。
而量子引力中的一些反洛伦兹变换允许超光速的中微子存在。其中的标准模型扩充就是描述反洛伦兹变换现象的较为周详的理论框架。
科学家对于中微子速度的测定始于20世纪80年代早期。当时的科学家利用脉冲π介子束来测量中微子的速度。带电的π介子衰变会产生μ子及中微子。科学家通过远处的探测器观测一个时间窗口内中微子的相互作用，发现它的运动速度趋近于光速。2007年，MINOS实验组利用相同的方法重新进行测定，发现在置信度为99%时，能量为3 GeV的中微子的速度在0.999976 c与1.000126 c之间。这一区间的中值1.000051 c要大于光速，但实际速度可能仍与光速相等，或略小于光速。同时在此次实验中，实验组设定置信度为99%时的μ中微子质量上限为50 MeV。在探测器2012年升级后，MINOS实验组修正了他们的初始结果，发现中微子速度与光速几乎相等。中微子到达时间与光子到达时间相差-0.0006% (±0.0012%)。
相关研究人员对超新星SN 1987A进行类似的观测。在其爆发时，世界各地有三台中微子探测器各自探测到5到11个中微子。这些中微子是在SN 1987A爆发产生的光子到达地球之前3小时被探测到的。对于这个现象，当时科学家做出了这样的解释：由于中微子的高穿透性，在超新星爆发时，它会比可见光更早逸出附近区域。而并非是由于它的速度比光速快。相关研究人员在一个时间窗口内探测来自超新星能量为10 MeV的反中微子时，发现它们的速度趋近于光速。

2011年9月，OPERA实验组通过计算发现他们实验中探测的能量为17 GeV和28 GeV的中微子的速度超过了光速。为此，合作进行实验的欧洲粒子物理研究机构特地举办了一场网络发表会。2011年11月，OPERA对实验方法进行调整以测定单个中微子的速度，然后重新进行实验，仍然发现超光速的中微子。然而2012年2月，CERN提交发现这一异常的结果可能是由安装在测量中微子离开和返回时间的原子钟上的一个光纤发生松动所致。同时，另一个与GPS信号同步的振荡器故障也可能导致实验中对于中微子的飞行时间测定结果偏低。为此，相关研究人员宣布会在同年5月重新进行试验进行检测。2012年3月，ICARUS实验组宣布他们通过进行的独立实验发现中微子的速度与光速并不存在明显差别。同年6月，CERN宣布由格兰萨索实验室四个实验组合作进行的实验发现中微子速度与光速一致，最终否定了前一年OPERA实验组的异常结果。

尺寸

在标准模型中，中微子被视为一个点。其有效尺寸可以通过电弱作用的截面进行定义。其平均的电弱特征尺寸为r² = n × 10⁻³³ cm²（n × 1 nb）。其中，对于电中微子，n = 3.2；对于μ中微子，n = 1.7；对于τ中微子，n = 1.0；其只与质量有关。其可以理解为只与散射概率有关。由于中微子并不参与电磁相互作用，并常以量子力学中波函数的形式表征，因而它的尺寸的概念并不能像日常事物的尺寸那样去描述。而且还需要考虑到，中微子在产生时常具有相当高的能量，会以近似光速的速度运动。而中微子是一种费米子，遵循泡利不相容原理（Pauli exclusion principle）。也就是说如果密度增大的话，那么动量大的中微子会增多。

手征性

实验表明在误差范围内，中微子遵循左手螺旋法则的，反中微子反之。如果它们的质量为零的话，那么这会是它们唯一能表现出的手征性。这也是标准模型中唯一被考虑到的手征性。反之，它们的性质会与现在实验观测结果大相径庭。它们或者会质量会变得非常大，或者不能参与弱相互作用，成为惰性中微子。
但中微子质量不为零这一点会令情况变得复杂。中微子的手征性在中微子自弱相互作用中产生时会处于其本征态。对于有质量的粒子而言，其手征性并不守恒，但其遵循的螺旋法则却是守恒的。然而手征性算子并不与螺旋法则算子有同一个本征态。自由的中微子在传播过程中会处于左旋态与右旋态的叠加态。叠加的幅值与mν/E近似。这一点在实验中未必能观测到，因为实验中所能探测到的中微子都是处于极端相对论情况的，叠加的幅值因而会变得极其微小。比如，太阳中微子的能量大多处于100 keV至1 MeV量级之间，其中遵循不同螺旋法则的中微子所占比例不会超过10⁻¹⁰。

核反应堆

核反应堆是人工生成中微子的主要来源。裂变产物中富有中子的子核会发生β衰变从而产生反中微子。反中微子流通常来源于以下四种同位素：235
U、238
U、239
Pu以及241
Pu。平均而言，单次裂变反应会释放近200 MeV的能量，其中的近4.5%，也就是约9 MeV的能量会通过反中微子放射出来。比如说，对于一个一般规模的核心热功率大约为4000 MW、产生电功率为1300 MW的反应堆而言，实际由裂变产生的能量功率为4185 MW。这之间相差的185 MW会随着反中微子放射出反应堆。由于反中微子的高穿透性，这些能量可以视作完全耗损掉而没有转化为推动涡轮的热能。
反中微子的能谱情况取决核原料的种类。但总体而言，裂变产生的可探测的反中微子峰值能量在到4 MeV之间，能量的最大值约为10 MeV。现在仍没有成熟的测定低能反中微子通量的实验方法。现在只能测定能量高于1.8 MeV的反中微子。大约只有3%的核反应堆产生的反中微子的能量能高于这一阈值。对于一个一般规模的核电站，其每秒能产生超过10²⁰个能量高于这个阈值的反中微子，但同时还有其30多倍的反中微子不能通过目前的探测技术进行探测。

加速器

一些粒子加速器也被用于产生中微子束。通常使用的方法是用质子撞击某个目标，产生带电的π介子和K介子。这些不稳定的粒子在利用磁场聚焦后进入一个长隧道，并在传播过程中发生衰变。由于相对论效应，在衰变过程中产生的中微子会形成具有一定运动方向的中微子束。相关研究人员正在建设利用μ子衰变产生中微子的加速器。这种设备被称为中微子发生器。

核弹

核弹也会产生大量的中微子。弗雷德里克·莱因斯与克莱德·科温认为来自探测核弹产生的中微子可能要比他们采用的探测方式容易一些。当时主持洛斯阿拉莫斯国家实验室物理方面工作的J.M.B.凯洛格则推荐他们以裂变反应堆作为反中微子源。基于裂变的原子弹在发生链式裂变反应时会产生大量的反中微子。基于聚变的氢弹既会产生中微子也会产生反中微子。

地球内部

中微子是自然背景辐射的一部分。238
U与232
Th发生的链式裂变以及40
K发生的β衰变都会放出反中微子。由此产生的地中微子提供了珍贵的地球内部的信息。KamLAND2005年首次探测到地中微子。这一探测器最初用来测定自反应堆释出的反中微子。由于其任务调整为进一步探测地中微子，其需要远离反应堆，以避免来自反应堆的干扰。

大气层

地球大气层中的中微子来源于宇宙射线与其中的原子核之间发生相互作用后产生的大量不稳定粒子。这些粒子衰变会产生中微子。在一项由塔塔基础科学研究所、大阪市立大学以及杜伦大学联合进行的研究中，研究人员记录了在位于科拉尔金矿的地下实验室中发现的来源于宇宙射线的中微子。

太阳

太阳的运行情况可以利用标准太阳模型进行解释。太阳中微子主要来源于其内部发生的核聚变，质子﹣质子链反应。太阳放出的中微子数量非常庞大。地球面向太阳的区域每秒钟在每平方厘米上都会穿过大约650亿个来自太阳的中微子。由于中微子几乎不会被地球吸收，因而在同一时刻也会有几乎相同数目的中微子穿过地球的另一面。

超新星

1966年，科尔盖特和怀特
通过计算得到在一些质量较大的恒星坍缩时所产生的中微子会携带走绝大多数的引力能。现在这种现象被归类为Ib型、Ic型以及II型超新星。当这些恒星坍缩时，核心区域的物质密度能够达到10¹⁷ kg/m³以至于电子简并压力不足以避免质子和电子合并生成中子和电中微子。另外一个也是更为重要的中微子来源是新的温度高达10¹¹ K的中子核形成过程中释出的各种中微子—反中微子对。
1987年，科尔盖特与怀特的超新星中微子理论在探测到超新星SN 1987A后被验证。以水作为探测介质的Kamiokande II探测器以及IMB探测器分别自那里探测到了11个和8个来源于热过程的反中微子，而使用闪烁计数器的巴克三探测器探测到了分别来自热过程以及电子俘获过程的5个中微子。这是在一个持续时间小于13秒的脉冲中探测到的。自超新星来的中微子信号要比首个电磁辐射信号早了数个小时到达地球。这一点来源于中微子相对于光子能更为容易地穿过发生爆炸的恒星周围发生激烈扰动的物质。
由于中微子与物质间的相互作用十分微弱，科学家认为超新星中微子能携带爆炸最核心区域的信息。多数来源于冲击波中放射性衰变的可见光以及爆炸本身产生的光会被这一区域周围的稠密而又充满扰动的气体散射从而发生迟滞。中微子脉冲会比可见光、γ射线以及无线电波等电磁信号更早到达地球。具体迟滞的时间取决于冲击波的速度以及星体外部物质的稠密程度。对于II型超新星，天文学家预测在星体核心坍缩数秒后会有大量的中微子释出。首个电磁信号则会在数小时后才会出现。这是由于爆炸冲击波需要一定的时间才能到星体的表面。超新星早期预警系统就是利用中微子探测器网络监视空中可能发生的超新星。中微子信号可以提供银河系内可能发生的星体爆炸的有效的预警信号。
中微子在通过超新星外部气体时尽管不会收到其太多散射，但还是能在携带超新星最为核心区域的信息同时也能携带一些那里的信息。尽管它在从那里传播到地球的过程中会受到相当大的散射。一种类型的超新星核心区域的密度与中子星相当，足以令一些中微子的运动受到一定的阻碍从而影响中微子信号的持续时间。来自SN 1987A的中微子信号达到了13秒。这要比假设中微子可以不受到阻碍穿过直径只有32公里SN 1987A的核心区域的时间要长得多。中微子的数量与之前预计的总的中微子能量2.2 x 10⁴⁶ J吻合。这占到了超新星产生能量的绝大多数。

超新星遗迹

超新星中微子的能量能够达到10 MeV的量级。然而宇宙射线加速区域产生的中子星的能量能达到这个数值的100万倍。这些中微子是从超新星爆炸所遗留下的充满扰动的气体中产生的。这种气体被称为超新星遗迹。宇宙射线产生于超新星的假说是由沃尔特·巴德和弗里茨·兹威基提出，后经维塔利·拉扎列维奇·金兹堡等人修正为来源于超新星遗迹。它们认为如果超新星加速效率若只是目前的10%的话，那么银河系中宇宙射线缺失会被补偿。金兹堡等人以超新星遗迹中的“冲击波加速”机制论证他们提出的假说。这一机制兼容于恩里科·费米所提出的理论景象。尽管人们能观测到甚高能中微子，但对于它的研究仍然非常处于初步阶段。目前仍在进行的对于银河系中甚高能中微子的实验组包括Baikal、AMANDA、IceCube, ANTARES、NEMO以及Nestor。相关的特高能γ射线信息由VERITAS、HESS以及MAGIC等观测站提供的。宇宙射线间的碰撞在理论预测中会产生带电π介子。这种粒子衰变过程中会产生中微子以及中性π介子。中性π介子进一步衰变产生γ射线。中微子与γ射线可以在超新星遗迹中畅行无阻。
由超星系宇宙射线产生的更高能的中微子可以被皮埃尔·奥热观测站以及ANITA观测到。

大爆炸

物理学者猜想，正如大爆炸后所遗留的宇宙微波背景辐射那样，宇宙中还会存在中微子背景辐射。用来解释宇宙中存在的暗物质，中微子比起其他暗物质可能的组成成分有一个重要优势：它已被探明确实存在。然而，这论述存在严重的问题。在粒子物理相关实验中，人们知道中微子质量非常的小。这意味着其可以以趋近于光速的速度移动。因此，由中微子组成的暗物质被冠以“热暗物质”这个术语。问题产生于其可以快速移动，中微子可能会在宇宙膨胀令其降温聚集成块前就已在其中均匀分布。这会导致由中微子组成的那部分暗物质被抹除，而不会参与生成人们所能看到的巨大星系。而这些星系及星系团似乎是被速度不足以从中逸出的暗物质围绕。 而根据理论预测，在星系的形成和演化过程中，暗物质是星系形成的引力核。这意味着中微子在暗物质中并不占太大的组分。
依据宇宙学的理论推定，中微子背景辐射的密度大致为每种中微子在每平方厘米中有56个。对应温度在中微子质量为零时为1.9 K（1.7×10⁻⁴ eV），如果中微子质量超过0.001 eV的话，则会更低。尽管这一密度相对较高，但由于其中中微子能量低于目前探测手段所能探测的阈值，尚没有观测站观测到它们。这与中微子极小的相互作用截面也有关系。与之形成对比的是，具有较高能量8
B太阳中微子尽管密度较其低6个量级，但仍能被清晰地探测到。

对于科学研究的助益

中微子质量极小且为电中性。这令它与其他粒子及场的相互作用都非常微弱。这一特性可以令其成为具有高穿透性的探针，以探测光、无线电波等其它形式辐射所不能探测的环境。将中微子作为探针的这一想法始于20世纪中叶。当时的科学家试图用它去探测太阳核心的情况。太阳核心并不能直接成像，因为其中的光等电磁辐射会被那里的高密度物质散射。而中微子在穿过太阳时不会受太多影响。太阳核心所发出的光子可能需要四万年的时间才能到太阳的外层，但在那里通过核聚变产生的中微子则可以趋近光速的速度穿行其间而不会受到太多阻碍。
中微子对于探测太阳系外的天体非常重要，因为它是目前已知的唯一一个在传播过程中不会发生较大衰减的粒子。光子在传播过程中会受到微尘、气体分子以及背景辐射的阻碍或散射。由快质子及原子核组成的高能宇宙射线囿于GZK极限不能传播超过100 Mpc的距离。中微子却可以传播更远的距离而几乎不会衰减。银河系的核心区域充满着稠密的气体与高亮度的星体。但在那里产生的中微子可以利用地面上的中微子探测器进行探测。
中微子对于超新星的观测也是十分重要的。超新星核心发生坍缩时，其内部密度以及能量都非常高。这会令除中微子以外的其他已知粒子都不能从中逃逸。而超新星近99%的辐射是以中微子短脉冲形式发出的。这些中微子对于探测核心区域的塌缩非常有用。
测定中微子的静质量对于宇宙学及天体物理学非常重要。中微子是探测宇宙现象其中一种非常重要的途径，是天体物理学研究者研究的重点之一。
中微子对于粒子物理学的发展非常重要。它的质量非常小，可以作为标准模型扩充中低能粒子理论的研究范例。
2012年11月，美国科学家通过粒子加速器将一个相干中微子信息传过了780英尺厚的岩石，首次实现利用中微子进行的通信。未来的研究可能实现在不受中途可能遇到的像地核那样高密度物质影响前提下，利用中微子远距离传输二进制信息。