中微子

後續進展

根據粒子物理標準模型，微中子靜質量為零，且它的味不會發生變化。然而，如果它具有質量的話，那麼微中子還會發生味間的振盪，也就是微中子振盪。對於微中子振盪的研究始於1957年布魯諾·龐蒂科夫類比於K介子振盪對其進行的理論預言。在隨後的10年中，他發表了對其的數學表述及對真空振盪的現代表述。
1968年，美國物理學家雷蒙德·戴維斯等人在美國南達科他州的霍姆斯特克（Homestake）地下金礦中建造了一個大型微中子探測器。他們發現來自太陽的微中子數僅為標準太陽模型預測數量的三分之一至二分之一。這一差異就是後來近三十年未得到解決的太陽微中子問題。這一問題直到微中子振盪被後續的一系列實驗觀測到後才得到解決。
1982年，日本物理學家小柴昌俊在一個深達1000米的廢棄砷礦中領導建造了神岡探測器。這一探測器最初是用來探測質子衰變，也可以利用微中子在水中產生的契忍可夫輻射來探測微中子。
1985年，斯坦尼斯拉夫·米赫耶夫和阿列克謝·斯米爾諾夫在林肯·沃爾芬斯坦在1978年的工作基礎上提出了微中子振盪會隨著其在物質中傳播的過程中發生變化，也就是米赫耶夫–斯米爾諾夫–沃爾芬斯坦效應（簡稱MSW效應）。這一現象對於探測來源於太陽核心的微中子非常重要。
1987年2月，在銀河系的鄰近星系大麥哲倫雲中發生了超新星1987A的爆發。日本的神岡探測器和美國的霍姆斯特克探測器幾乎同時接收到了來自超新星1987A的19個微中子，這是人類首次探測到來自太陽系以外的微中子，在微中子天文學的歷史上具有劃時代的意義。平均而言，超新星爆發會產生約10⁵⁷個微中子。
1998年6月5日，日本超級神岡探測器的科學家們宣布找到了微中子振盪的證據，然而這個實驗只能測出不同「味」的微中子質量之差，尚不能測得其絕對質量。2001年，加拿大女王大學物理學家阿瑟·麥克唐納的研究小組在薩德伯里微中子觀測站探測到了太陽發出的全部三種微中子，證實了太陽微中子在達到地球途中發生了相互轉換，三種微中子的總流量與標準太陽模型的預言相符合，基本上解決了太陽微中子問題。後續的一系列實驗也證實了微中子振盪確實存在，比如KamLAND以及MINOS。KamLAND確定了太陽微中子問題中的微中子的味的變換機制，MINOS確認了大氣層中微中子的振盪。
2002年，美國科學家雷蒙德·戴維斯（Raymond Davis Jr）和日本科學家小柴昌俊因為「在天體物理學領域做出的先驅性貢獻」獲得了諾貝爾物理學獎。2015年，阿瑟·麥克唐納和東京大學宇宙線研究所教授梶田隆章因觀測到大氣微中子的震盪現象獲得了諾貝爾物理學獎。

性質

微中子的自旋量子數為½，因而它是一種費米子。微中子通常通過弱交互作用發生反應。微中子振盪的發現表明其具有質量。這意味著它還具有一個大小在10⁻¹⁹ μB量級的磁矩。這令微中子也有可能參與電磁交互作用。由吳健雄完成的一項實驗表明微中子都是左手性的。
在自然界的輻射背景下，檢測微中子的交互作用是非常困難的。由於這個原因，在早期實驗中，實驗者為了便於檢測通常會選擇一個特別的反應方式：反微中子與水分子中一個氫核的反應。一個氫核就是一個質子，所以同時發生在重核中的核反應可以不用在檢測過程中進行考量。然而在核反應爐外的水裡，只有相當小比例的這種反應能被記錄下來。這種裝置現在仍被用來檢測反應爐內鈽產生速率。

米赫耶夫–斯米爾諾夫–沃爾芬斯坦效應

當微中子穿透物質時，其振盪機率會受到米赫耶夫–斯米爾諾夫–沃爾芬斯坦（簡寫為「MSW」）效應影響。電微中子參與的弱交互作用與緲微中子以及濤微中子參與的並不相同。MSW效應正是源於這一點。這一效應的強弱取決於電子密度以及微中子的能量，並會受到相當大的共振增益。

核反應

微中子可以與原子核發生反應，產生一種新的原子核。放射化學微中子探測器就是依靠這一過程工作的。估算一個原子核發生這種反應的機率需要考慮它的能階以及自旋態。通常發生這一反應的機率會隨著原子核中中子和質子的數量的增加而變大。薩德伯里微中子觀測站利用重水探測器發現了微中子與氘核的反應。
與中子類似，微中子也可以誘發重核的裂變。但到目前為止，這一反應仍沒有在實驗室中觀測到。但人們預測在恆星以及超新星中會發生這種反應。這一過程會影響宇宙中同位素的豐度。

微中子振盪

微中子在產生以及探測時具有明確的味。但在其傳播過程中，它可能會發生味間的振盪，比如在某個地方產生的電微中子在另一個地方被探測到時就可能會變為緲微中子或濤微中子。這是由於微中子味的本徵態比它質量的本徵態複雜。20世紀60年代末，物理學家發現實驗探測到的太陽微中子數與利用太陽標準模型預測的結果存在差異。物理學家也是通過這一現象首次在實際情況中接觸到這一量子效應。依據標準模型，微中子振盪的存在意味著味不同的微中子的質量也存在差異。這是由於在某一時間點，微中子的味所可能處於的本徵態數與不同本徵態的微中子的質量平方的差異密切相關。但微中子在質量為零的情況下仍有可能發生振盪。如果微中子並不嚴格遵循勞侖茲共變性，那麼它就可以進行非勞侖茲振盪。
由於反微中子與微中子可能是同一種粒子，它們有可能通過改變自旋方向就可以完成彼此間的轉化。這一變化要求微中子及反微中子質量非零，傳播速度低於光速。因為這一變化只有在存在速度高於粒子速度的慣性系時才能發生。這是由於如果微中子與反微中子是同一粒子的話，那麼此變化本質上就是參考系的變換：粒子在速度較其快的參考系與速度較其慢的參考系中自旋方向是不同的。
2013年7月19日，在歐洲物理學會舉辦的高能物理會議上，相關研究者宣讀了T2K實驗的實驗結果，確認微中子振盪確實存在。

速度

在「微中子振盪」這個概念出現以前，根據依狹義相對論而建立的微中子標準模型，微中子的質量應為零，並應該以光速運動。然而，由於微中子振盪被實驗證實，「微中子的質量是零」這一假設並不成立，有人因此亦開始質疑微中子是否能夠以光速行進。
而量子重力中的一些反勞侖茲變換允許超光速的微中子存在。其中的標準模型擴充就是描述反勞侖茲變換現象的較為周詳的理論框架。
科學家對於微中子速度的測定始於20世紀80年代早期。當時的科學家利用脈衝π介子束來測量微中子的速度。帶電的π介子衰變會產生緲子及微中子。科學家通過遠處的探測器觀測一個時間窗口內微中子的交互作用，發現它的運動速度趨近於光速。2007年，MINOS實驗組利用相同的方法重新進行測定，發現在置信度為99%時，能量為3 GeV的微中子的速度在 0.999976 c與1.000126 c之間。這一區間的中值1.000051 c要大於光速，但實際速度可能仍與光速相等，或略小於光速。同時在此次實驗中，實驗組設定置信度為99%時的緲微中子質量上限為50 MeV。在探測器2012年升級後，MINOS實驗組修正了他們的初始結果，發現微中子速度與光速幾乎相等。微中子到達時間與光子到達時間相差-0.0006% (±0.0012%)。
相關研究人員對超新星SN 1987A進行類似的觀測。在其爆發時，世界各地有三台微中子探測器各自探測到5到11個微中子。這些微中子是在SN 1987A爆發產生的光子到達地球之前3小時被探測到的。對於這個現象，當時科學家做出了這樣的解釋：由於微中子的高穿透性，在超新星爆發時，它會比可見光更早逸出附近區域。而並非是由於它的速度比光速快。相關研究人員在一個時間窗口內探測來自超新星能量為10 MeV的反微中子時，發現它們的速度趨近於光速。

2011年9月，OPERA實驗組通過計算發現他們實驗中探測的能量為17 GeV和28 GeV的微中子的速度超過了光速。為此，合作進行實驗的歐洲粒子物理研究機構特地舉辦了一場網路發表會。2011年11月，OPERA對實驗方法進行調整以測定單個微中子的速度，然後重新進行實驗，仍然發現超光速的微中子。然而2012年2月，CERN提交發現這一異常的結果可能是由安裝在測量微中子離開和返回時間的原子鐘上的一個光纖發生鬆動所致。同時，另一個與GPS信號同步的振盪器故障也可能導致實驗中對於微中子的飛行時間測定結果偏低。為此，相關研究人員宣布會在同年5月重新進行試驗進行檢測。2012年3月，ICARUS實驗組宣布他們通過進行的獨立實驗發現微中子的速度與光速並不存在明顯差別。同年6月，CERN宣布由格蘭薩索實驗室四個實驗組合作進行的實驗發現微中子速度與光速一致，最終否定了前一年OPERA實驗組的異常結果。

尺寸

在標準模型中，微中子被視為一個點。其有效尺寸可以通過電弱作用的截面進行定義。其平均的電弱特徵尺寸為r² = n × 10⁻³³ cm²（n × 1 nb）。其中，對於電微中子，n = 3.2；對於緲微中子，n = 1.7；對於濤微中子，n = 1.0；其只與質量有關。其可以理解為只與散射機率有關。由於微中子並不參與電磁交互作用，並常以量子力學中波函數的形式表徵，因而它的尺寸的概念並不能像日常事物的尺寸那樣去描述。而且還需要考慮到，微中子在產生時常具有相當高的能量，會以近似光速的速度運動。而微中子是一種費米子，遵循包立不相容原理（Pauli exclusion principle）。也就是說如果密度增大的話，那麼動量大的微中子會增多。

手徵性

實驗表明在誤差範圍內，微中子遵循左手螺旋法則的，反微中子反之。如果它們的質量為零的話，那麼這會是它們唯一能表現出的手徵性。這也是標準模型中唯一被考慮到的手徵性。反之，它們的性質會與現在實驗觀測結果大相逕庭。它們或者會質量會變得非常大，或者不能參與弱交互作用，成為惰性微中子。
但微中子質量不為零這一點會令情況變得複雜。微中子的手徵性在微中子自弱交互作用中產生時會處於其本徵態。對於有質量的粒子而言，其手徵性並不守恆，但其遵循的螺旋法則卻是守恆的。然而手徵性算子並不與螺旋法則算子有同一個本徵態。自由的微中子在傳播過程中會處於左旋態與右旋態的疊加態。疊加的幅值與mν/E近似。這一點在實驗中未必能觀測到，因為實驗中所能探測到的微中子都是處於極端相對論情況的，疊加的幅值因而會變得極其微小。比如，太陽微中子的能量大多處於100 keV至1 MeV量級之間，其中遵循不同螺旋法則的微中子所占比例不會超過10⁻¹⁰。

核反應爐

核反應爐是人工生成微中子的主要來源。裂變產物中富有中子的子核會發生β衰變從而產生反微中子。反微中子流通常來源於以下四種同位素：235
U、238
U、239
Pu以及241
Pu。平均而言，單次裂變反應會釋放近200 MeV的能量，其中的近4.5%，也就是約9 MeV的能量會通過反微中子放射出來。比如說，對於一個一般規模的核心熱功率大約為4000 MW、產生電功率為1300 MW的反應爐而言，實際由裂變產生的能量功率為4185 MW。這之間相差的185 MW會隨著反微中子放射出反應爐。由於反微中子的高穿透性，這些能量可以視作完全耗損掉而沒有轉化為推動渦輪的熱能。
反微中子的能譜情況取決核原料的種類。但總體而言，裂變產生的可探測的反微中子峰值能量在到4 MeV之間，能量的最大值約為10 MeV。現在仍沒有成熟的測定低能反微中子通量的實驗方法。現在只能測定能量高於1.8 MeV的反微中子。大約只有3%的核反應爐產生的反微中子的能量能高於這一閾值。對於一個一般規模的核電站，其每秒能產生超過10²⁰個能量高於這個閾值的反微中子，但同時還有其30多倍的反微中子不能通過目前的探測技術進行探測。

加速器

一些粒子加速器也被用於產生微中子束。通常使用的方法是用質子撞擊某個目標，產生帶電的π介子和K介子。這些不穩定的粒子在利用磁場聚焦後進入一個長隧道，並在傳播過程中發生衰變。由於相對論效應，在衰變過程中產生的微中子會形成具有一定運動方向的微中子束。相關研究人員正在建設利用緲子衰變產生微中子的加速器。這種設備被稱為微中子發生器。

核彈

核彈也會產生大量的微中子。弗雷德里克·萊因斯與克萊德·科溫認為來自探測核彈產生的微中子可能要比他們採用的探測方式容易一些。當時主持洛斯阿拉莫斯國家實驗室物理方面工作的J.M.B.凱洛格則推薦他們以裂變反應爐作為反微中子源。基於裂變的原子彈在發生鏈式裂變反應時會產生大量的反微中子。基於聚變的氫彈既會產生微中子也會產生反微中子。

地球內部

微中子是自然背景輻射的一部分。238
U與232
Th發生的鏈式裂變以及40
K發生的β衰變都會放出反微中子。由此產生的地微中子提供了珍貴的地球內部的資訊。KamLAND2005年首次探測到地微中子。這一探測器最初用來測定自反應爐釋出的反微中子。由於其任務調整為進一步探測地微中子，其需要遠離反應爐，以避免來自反應爐的干擾。

大氣層

地球大氣層中的微中子來源於宇宙射線與其中的原子核之間發生交互作用後產生的大量不穩定粒子。這些粒子衰變會產生微中子。在一項由塔塔基礎科學研究所、大阪市立大學以及杜倫大學聯合進行的研究中，研究人員記錄了在位於科拉爾金礦的地下實驗室中發現的來源於宇宙射線的微中子。

太陽

太陽的運行情況可以利用標準太陽模型進行解釋。太陽微中子主要來源於其內部發生的核融合，質子﹣質子鏈反應。太陽放出的微中子數量非常龐大。地球面向太陽的區域每秒鐘在每平方厘米上都會穿過大約650億個來自太陽的微中子。由於微中子幾乎不會被地球吸收，因而在同一時刻也會有幾乎相同數目的微中子穿過地球的另一面。

超新星

1966年，科爾蓋特和懷特
通過計算得到在一些質量較大的恆星塌縮時所產生的微中子會攜帶走絕大多數的重力能。現在這種現象被歸類為Ib型、Ic型以及II型超新星。當這些恆星塌縮時，核心區域的物質密度能夠達到10¹⁷ kg/m³以至於電子簡併壓力不足以避免質子和電子合併生成中子和電微中子。另外一個也是更為重要的微中子來源是新的溫度高達10¹¹ K的中子核形成過程中釋出的各種微中子—反微中子對。
1987年，科爾蓋特與懷特的超新星微中子理論在探測到超新星SN 1987A後被驗證。以水作為探測介質的Kamiokande II探測器以及IMB探測器分別自那裡探測到了11個和8個來源於熱過程的反微中子，而使用閃爍計數器的巴克三探測器探測到了分別來自熱過程以及電子俘獲過程的5個微中子。這是在一個持續時間小於13秒的脈衝中探測到的。自超新星來的微中子信號要比首個電磁輻射信號早了數個小時到達地球。這一點來源於微中子相對於光子能更為容易地穿過發生爆炸的恆星周圍發生激烈擾動的物質。
由於微中子與物質間的交互作用十分微弱，科學家認為超新星微中子能攜帶爆炸最核心區域的資訊。多數來源於衝擊波中放射性衰變的可見光以及爆炸本身產生的光會被這一區域周圍的稠密而又充滿擾動的氣體散射從而發生遲滯。微中子脈衝會比可見光、γ射線以及無線電波等電磁信號更早到達地球。具體遲滯的時間取決於衝擊波的速度以及星體外部物質的稠密程度。對於II型超新星，天文學家預測在星體核心塌縮數秒後會有大量的微中子釋出。首個電磁信號則會在數小時後才會出現。這是由於爆炸衝擊波需要一定的時間才能到星體的表面。超新星早期預警系統就是利用微中子探測器網絡監視空中可能發生的超新星。微中子信號可以提供銀河系內可能發生的星體爆炸的有效的預警信號。
微中子在通過超新星外部氣體時儘管不會收到其太多散射，但還是能在攜帶超新星最為核心區域的資訊同時也能攜帶一些那裡的資訊。儘管它在從那裡傳播到地球的過程中會受到相當大的散射。一種類型的超新星核心區域的密度與中子星相當，足以令一些微中子的運動受到一定的阻礙從而影響微中子信號的持續時間。來自SN 1987A的微中子信號達到了13秒。這要比假設微中子可以不受到阻礙穿過直徑只有32公里SN 1987A的核心區域的時間要長得多。微中子的數量與之前預計的總的微中子能量2.2 x 10⁴⁶ J吻合。這占到了超新星產生能量的絕大多數。

超新星遺蹟

超新星微中子的能量能夠達到10 MeV的量級。然而宇宙射線加速區域產生的中子星的能量能達到這個數值的100萬倍。這些微中子是從超新星爆炸所遺留下的充滿擾動的氣體中產生的。這種氣體被稱為超新星遺蹟。宇宙射線產生於超新星的假說是由沃爾特·巴德和弗里茨·茲威基提出，後經維塔利·拉扎列維奇·金茲堡等人修正為來源於超新星遺蹟。它們認為如果超新星加速效率若只是目前的10%的話，那麼銀河系中宇宙射線缺失會被補償。金茲堡等人以超新星遺蹟中的「衝擊波加速」機制論證他們提出的假說。這一機制兼容於恩里科·費米所提出的理論景象。儘管人們能觀測到甚高能微中子，但對於它的研究仍然非常處於初步階段。目前仍在進行的對於銀河系中甚高能微中子的實驗組包括Baikal、AMANDA、IceCube, ANTARES、NEMO以及Nestor。相關的特高能γ射線資訊由VERITAS、HESS以及MAGIC等觀測站提供的。宇宙射線間的碰撞在理論預測中會產生帶電π介子。這種粒子衰變過程中會產生微中子以及中性π介子。中性π介子進一步衰變產生γ射線。微中子與γ射線可以在超新星遺蹟中暢行無阻。
由超星系宇宙射線產生的更高能的微中子可以被皮埃爾·奧熱觀測站以及ANITA觀測到。

大爆炸

物理學者猜想，正如大爆炸後所遺留的宇宙微波背景輻射那樣，宇宙中還會存在微中子背景輻射。用來解釋宇宙中存在的暗物質，微中子比起其他暗物質可能的組成成分有一個重要優勢：它已被探明確實存在。然而，這論述存在嚴重的問題。在粒子物理相關實驗中，人們知道微中子質量非常的小。這意味著其可以以趨近於光速的速度移動。因此，由微中子組成的暗物質被冠以「熱暗物質」這個術語。問題產生於其可以快速移動，微中子可能會在宇宙膨脹令其降溫聚集成塊前就已在其中均勻分布。這會導致由微中子組成的那部分暗物質被抹除，而不會參與生成人們所能看到的巨大星系。而這些星系及星系團似乎是被速度不足以從中逸出的暗物質圍繞。 而根據理論預測，在星系的形成和演化過程中，暗物質是星系形成的重力核。這意味著微中子在暗物質中並不占太大的組分。
依據宇宙學的理論推定，微中子背景輻射的密度大致為每種微中子在每平方厘米中有56個。對應溫度在微中子質量為零時為1.9 K（1.7×10⁻⁴ eV），如果微中子質量超過0.001 eV的話，則會更低。儘管這一密度相對較高，但由於其中微中子能量低於目前探測手段所能探測的閾值，尚沒有觀測站觀測到它們。這與微中子極小的交互作用截面也有關係。與之形成對比的是，具有較高能量8
B太陽微中子儘管密度較其低6個量級，但仍能被清晰地探測到。

對於科學研究的助益

微中子質量極小且為電中性。這令它與其他粒子及場的交互作用都非常微弱。這一特性可以令其成為具有高穿透性的探針，以探測光、無線電波等其它形式輻射所不能探測的環境。將微中子作為探針的這一想法始於20世紀中葉。當時的科學家試圖用它去探測太陽核心的情況。太陽核心並不能直接成像，因為其中的光等電磁輻射會被那裡的高密度物質散射。而微中子在穿過太陽時不會受太多影響。太陽核心所發出的光子可能需要四萬年的時間才能到太陽的外層，但在那裡通過核融合產生的微中子則可以趨近光速的速度穿行其間而不會受到太多阻礙。
微中子對於探測太陽系外的天體非常重要，因為它是目前已知的唯一一個在傳播過程中不會發生較大衰減的粒子。光子在傳播過程中會受到微塵、氣體分子以及背景輻射的阻礙或散射。由快質子及原子核組成的高能宇宙射線囿於GZK極限不能傳播超過100 Mpc的距離。微中子卻可以傳播更遠的距離而幾乎不會衰減。銀河系的核心區域充滿著稠密的氣體與高亮度的星體。但在那裡產生的微中子可以利用地面上的微中子探測器進行探測。
微中子對於超新星的觀測也是十分重要的。超新星核心發生塌縮時，其內部密度以及能量都非常高。這會令除微中子以外的其他已知粒子都不能從中逃逸。而超新星近99%的輻射是以微中子短脈衝形式發出的。這些微中子對於探測核心區域的塌縮非常有用。
測定微中子的靜質量對於宇宙學及天體物理學非常重要。微中子是探測宇宙現象其中一種非常重要的途徑，是天體物理學研究者研究的重點之一。
微中子對於粒子物理學的發展非常重要。它的質量非常小，可以作為標準模型擴充中低能粒子理論的研究範例。
2012年11月，美國科學家通過粒子加速器將一個相干微中子資訊傳過了780英尺厚的岩石，首次實現利用微中子進行的通信。未來的研究可能實現在不受中途可能遇到的像地核那樣高密度物質影響前提下，利用微中子遠距離傳輸二進位資訊。