stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Nötrino

| --- | --- |
13 Kasım 1970'de Argonne Ulusal Laboratuvarı'nda nötrinoları tespit etmek için bir hidrojen kabarcık odasının ilk kullanımı.
Bileşim: Temel parçacık
İstatistik: Fermiyonik
Aile: Leptonlar, antileptonlar
Nesil: İlk ( ν e), ikinci ( ν μ) ve üçüncü ( ν τ)
Etkileşim(ler): Zayıf etkileşim ve kütleçekim
Sembol:  ν e,  ν μ,  ν τ,  ν e,  ν μ,  ν τ
Parçacık: spin: ± 1/2ℏ, kiralite: Left, zayıf izospin: −1/2, lepton no: +1, "çeşni" { e, μ, τ } 
Antiparçacık: spin: ± 1/2ℏ, kiralite: Right, zayıf izospin: +1/2, lepton no: −1, "çeşni" { e, μ, τ  } 
Teorileştirme:   ν e, elektron nötrinosu: Wolfgang Pauli (1930)   ν μ, müon nötrinosu: 1940'ların sonu   ν τ, tau nötrinosu: 1970'lerin ortası 
Keşif:   ν e: Clyde Cowan, Frederick Reines (1956)   ν μ: Leon Lederman, Melvin Schwartz ve Jack Steinberger (1962)   ν τ: DONUT (2000) 
Türler: 3 tür: elektron nötrinosu (νe ), müon nötrinosu (νμ ) ve tau nötrinosu ( ν τ )
Kütle: < 0,120 eV (< 2,14 × 10−37 kg), güvenirlilik düzeyi %95, 3 "çeşni" toplamı
Elektrik yükü: 0 e
Spin: 1/2ℏ
Zayıf izospin: LH: +1/2, RH: 0
Zayıf hiperyük: LH: −1, RH: 0
B-L: −1
X: −3
Nötrino, ışık hızına yakın hıza sahip olan, elektriksel yükü sıfır olan ve maddelerin içinden neredeyse hiç etkileşmeden geçebilen temel parçacıklardandır. Bu özellikleri nötrinoların algılanmasını oldukça zorlaştırmaktadır. Nötrinoların çok küçük, ancak sıfır olmayan durgun kütleleri vardır. Yunan alfabesindeki ν (nü) ile gösterilir.
Nötrinolar elektriksel yüklerinin olmaması haricinde elektronla benzeşirler. Nötrinolar elektriksel olarak yüksüz olduklarından elektronlar etkilenirken, onlar elektromanyetik kuvvetlerden etkilenmezler. Nötrinolar sadece menzili elektromanyetik kuvvetten çok çok küçük olan 'zayıf' kuvvetten etkilenirler, bu sebepten maddelerin içinden çok etkileşime girmeden geçebilirler. Nötrinoların kütlesi olduğundan kütle çekimi kuvvetiyle diğer kütleli parçacıklar gibi etkileşir; ancak kütle çekimi kuvveti bilinen dört kuvvetin arasında en zayıf olanıdır.
Nötrinolar belirli atom bozunmalarında veya güneşteki, nükleer reaktörlerdi ya da kozmik ışınlar atomlara çarptığında oluşan nükleer reaksiyonlar sonucu gibi belirli olaylarda açığa çıkarlar. Üç tip nötrino vardır: elektron nötrinosu, müon nötrinosu ve tau nötrinosu. Her tip nötrinonun birer tane de karşı nötrino adı verilen antiparçacık vardır. Elektron nötrinosu(ya da elektron karşı nötrinosu) protonun nötrona dönüşmesinde ortaya çıkar ya da tersi olarak - beta bozunmasının iki formu. Nötrinoyu içeren etkileşimler zayıf kuvvet tarafından oluşturulmuş sistemlerdir.
Güneşten yayılan çoğu nötrino Dünya'ya ulaşırlar.Saniyede dünya yüzeyinin güneşe dik olan cm² başına yaklaşık 65 milyar nötrino ulaşır.
Tarihçe > Korunum yasasından nötrinonun varlığının tahmini

Nötrino, ilk olarak 1930'da Wolfgang Pauli tarafından çekirdekte meydana gelen (o dönem de nötronun bu etkileşimin parçası olduğu bilinmiyordu) ve sonucunda 1 elektron, 1 proton ve 1 karşı-nötrinonun açığa çıktığı beta bozunmasında kütlenin korunumu yasası, momentumun korunumu yasası ve açısal momentumun korunumu yasasını sağlaması için öngörülmüştür.
Pauli, algılanamayan bir parçacığın girenler ve çıkanlar arasındaki enerji, momentum ve açısal momentum farkını taşıdığını teorik olarak ifade etmiştir.
Pauli bu tahmini parçacığa nötron adını vermiştir. Ancak 1932'de James Chadwick kütlesi daha büyük olan bir parçacık keşfedip o da nötron adını vermiştir ve her iki parçacık aynı adı taşımıştır. Daha sonra 1934'te beta bozunmasının teorisini üreten Enrico Fermi kütlesi küçük olan bu parçacığa nötrino adını vererek bu karışıklığı gidermiştir. İtalyanca da nötrino küçük nötron anlamına gelir.
Tarihçe > İndirgenmiş beta bozunmasından doğrudan algılanması

1942'de Wang Ganchang beta yakalamanın deneysel olarak nötrinonun algılanmasını sağlayacağını öngörmüştür.Science'ın 20 Temmuz 1956 tarihli sayısında Clyde Cowan, Frederick Reines, F. B. Harrison, H. W. Kruse ve A. D. McGuire nötrinoyu algıladıklarını yayınladılar. Bundan yaklaşık 40 yıl sonra  bu çalışmalarıyla 1995'te Nobel Ödülü'ü aldılar.
Günümüzde Cowan-Reines nötrino deneyi olarak bilinen bu deneyde nötrinolar nükleer reaktördeki beta bozunmasında nötrinonun protona çarpması sonucu ortaya nötron ve pozitron çıkar.
Ortaya çıkan pozitron derhal bir elektronla birleşerek iptal olur ve bu birleşme sonucu ortaya çıkan iki gama ışını algılanabilir.Nötron ise uygun bir çekirdek tarafından yakalanır ve ortaya gama ışını çıkar. Bu rastlantısal iki olay -pozitronun iptal olması ve nötronun yakalanması- karşı nötrino etkileşimi için özgül işaretlerdir.
Günümüzde bu deney sonucu tahmin edilmiş olan ve ortaya çıkan parçacığın karşı-nötrino olduğu bilinmektedir.
Tarihçe > Nötrino türlerinin deneysel kanıtı

Leon M. Lederman, Melvin Schwartz ve Jack Steinberger'e 1988 Nobel Ödülü almalarını sağlayan 1962'deki çalışmalarında müon nötrinosunu bularak (teorik olarak tahmin edilerek neutretto adı verilmişti) sadece tek tip nötrino olmadığını göstermiştir. 1975'te Stanford Linear Accelerator Center'da üçüncü tür lepton olan tau keşfedildiğinde ona eşlik eden bir nötrino (tau nötrinosu) tahmin ediliyordu. Üçüncü tip bir nötrinonun varlığının ilk kanıtı nötrinonun bulunmasını sağlayan beta bozunmasına benzer tau bozunmasındaki eksik enerji ve momentumdu. Tau nötrinosunun ilk algılanması 2000 yılında Fermilab'daki DONUT işbirliği tarafından duyuruldu. Tau nötrinosu, leptonların sonuncusudur ve Standart Model'in en son keşfedilen ikinci parçacığıdır (yani, 2012'de Higgs bozonunun keşfinden 12 yıl önce gözlemlenmiştir). Tau nötrinosunun varlığı Büyük Elektron-Pozitron Çarpıştırıcısı tarafından tekrar onaylandı.
Tarihçe > Solar nötrino problemi

Ana madde: Solar nötrino problemi
1960'ların sonlarından itibaren birçok deneysel çalışma güneşten gelen nötrino sayısının Standart Güneş modeli'nin öngördüğünün üçte biri ya da yarısı kadar olduğunu göstermişti. Solar nötrino problemi olarak bilinen bu problem yaklaşık 30 yıl boyunca çözümsüz kaldı.Parçacık fiziğinde standart model, nötrinonun kütlesi olduğunu bu sebepten türünü değiştiremeyeceğini söyler; ancak eğer nötrinonun kütlesi varsa türünü değiştirebilir (salınım yapabilir).
Nötrinonun salınımı için uygulanabilir bir yöntem ilk olarak 1957'de Bruno Pontecorvo tarafından kaon salınımı örnek alınarak önerildi.10 yılı aşkın bir süre matematiksel formülünü ve modelini geliştirmek için çalıştı.1985'te Stanislav Mikheyev ve Alexei Smirnov (1978'deki Lincoln Wolfenstein'nın çalışmasını geliştirerek) tür salınımının nötrinonun maddenin içinden geçtiğini kabul ederek yeniden düzenlenebileceğini söylediler. Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein etkisi olarak bilinen bu çalışma güneşten salınan nötrinoların güneş çekirdeğindeki yoğun maddelerden nasıl geçerek dünyadaki dedektörlere ulaştığını anlamakta çok önemlidir.
Tarihçe > Güneş nötrinosunun tür salınımının doğrudan algılanması

1998'den başlayarak deneyler güneş ve atmosfer nötrinosunun tür salınımını göstermeye başladı (Süper-Kamiokande ve Sudbury Nötrino Gözlemevi'ne bakınız). Bu güneş nötrinosu problemini çözdü. Güneşte oluşan elektron nötrinosu kısmı olarak algılanamayan diğer türlere dönüşerek dünyaya ulaştığı bulundu.
Bazı deneylerin sonuçları nötrinonun salınımsız mekanizmasıyla tutarlı olsa da genel olarak tüm deneyler göz önüne alındığında nötrinonun tür salınımı yaptığı gösterilmiştir. Özellikle KamLAND reaktör deneyi ve MINOS hızlandırıcı deneyi bununla ilgilidir. KamLAND deneyi güneşteki elektron nötrinosunun dönüşümü tanımlamıştır. MINOS ise atmosfer nötrinosunun dönüşümünü göstermiş ve düzenli kütle dağılışını göstermiştir.
Tarihçe > Süpernova nötrinosunun algılanması

Raymond Davis Jr. bu alanda öncü olan kozmik nötrino arka plan üzerine çalışması ile ve Masatoshi Koshiba süpernova nötrino arka planını ilk bulgulayan kişi olarak 2002'de Fizik Nobel Ödülü almışlardır.Güneş nötrinosunun ve 1987'de SN 1987A süpernovasının nötrinoların bulgulanması ile nötrino astronomisi alanı başlamıştır.
Özellikleri ve reaksiyonları

Nötrinolar yarım tam sayı spine sahiptirler, bu sebepten fermiyondurlar. Temel olarak zayıf kuvvetle etkileşime girerler. Nötrino tür salınımının keşfi kütleleri olduğunu göstermiştir. Kütlelerin olması çok zayıf (10−19 μB derecesinde) nötrino manyetik momentine sahip olduklarını ve elektromanyetik etkileşimlere girdiklerini öngörür. Columbia Üniversitesi'nde Chien-Shiung Wu tarafından yapılan deneyde nötrinoların her zaman sağ kiralitesi olduğu gösterilmiştir.
Nötrinoların radyoaktif reaksiyonların arka plan süreçlerinde özgün olarak tanımlanması oldukça zordur. Bu sebepten, erken dönemdeki deneylerde özel bir reaksiyon yolu seçerek bu kolaylaştırılmaya çalışılmıştır. Örneğin sudaki bir hidrojen atomunun çekirdeğindeki karşı nötrinonun etkileşimi gibi. Bulgulamak için yapılan bir deneyde hidrojenin çekirdeği basitçe tek protondan oluştuğundan ve ağır çekirdeklerdeki gibi zincirleme nükleer bir arka plan reaksiyonunu incelemek gerekmediğinden oldukça kolaylaştırıcıdır. Nükleer reaktörün hemen yanına konulan bir metreküplük suda göreceli olarak bu tip reaksiyonlar oluşur, ancak bu deney seti şu an plütonyumun oluşma oranını bulmak için kullanılmaktadır.
Özellikleri ve reaksiyonları > Kırılma indisi ve MSW etkisiyle analoji kurma

Işığın geçirken maddeler içinden geçişine benzer olarak nötrinolar maddenin içinden geçebilirler. Bu süreç doğrudan bulgulanabilir değildir, çünkü iyonlaştırıcı radyasyon meydana gelmez; ancak MSW etkisi yaratır. Nötrinonun enerjisinin çok küçük bir kısmı maddeye aktarılır.
Özellikleri ve reaksiyonları > Nötrinolar daha ağır çekirdeklerle etkileşime girebilir, onları başka bir çekirdeğe dönüştürebilir

Bu süreç radyokimyasal nötrino dedektöründe kullanılır. Bu durumda hedef çekirdeğin spini ve enerjisi göz önüne alınarak etkileşime girme ihtimalleri hesaplanır. Genellikle etkileşime girme ihtimal çekirdekteki nötron ve proton sayısı artıkça artar.
Özellikleri ve reaksiyonları > Nötrinolar nükleer bozunma oranını etkileyebilir

Ruslara ait bir çalışmada sanıldığı gibi nükleer bozunma oranının sabit olmadığını ve güneşte ortaya çıkan nötrino sayısından etkilendiği bulgulanmıştır. Bu çalışma doğru ve tarih boyunca güneşten gelen nötrino saysı sabit değil ise radyometrik tarihleme güvenirliği değişecektir.
Özellikleri ve reaksiyonları > Gözlemlenmemiş teorik reaksiyonlar:indirgenmiş nötrino fizyonu

Nötronların nükleer reaktörlerde yaptığı gibi nötrinolar da ağır çekirdeklerde fizyon reaksiyonu tetikleyebilir. Bu laboratuvar ortamında henüz bulgulanabilmiş olmasa da yıldızlar ve süpernovalarda gerçekleşen olayın bu olduğunu tahmin ediliyor. Bu süreç doğadaki izotopların oranını etkiliyor olabilir.
Özellikleri ve reaksiyonları > Nötrino tipleri

| Fermiyon> Nesil 1 | Sembol> Nesil 1 | Kütle> Nesil 1 |
| --- | --- | --- |
| Elektron nötrino | νe | < 2.2 eV |
| Elektron karşı-nötrino | ~νe | < 2.2 eV |
Nesil 2
| Müon nötrino | νμ | < 170 keV |
| Müon karşı-nötrino | ~νμ | < 170 keV |
Nesil 3
| Tau nötrino | ντ | < 15.5 MeV |
| Tau karşı-nötrino | ~ντ | < 15.5 MeV |
Standart modeldeki leptonlara eş olan üç tip nötrino vardır: elektron nötrino, müon nötrino ve tau nötrino (yandaki tabloya bakınız). Güncel olarak nötrino tipleri en açık Z bozonunun bozunmasında görülür. Bu parçacık herhangi bir hafif nötrino tipine veya karşı-nötrino tipine bozunabilmektedir ve ne kadar çok bozunabileceği uygun nötrino tipi varsa yarı ömrü o kadar kısadır. Standart modelde 6 kuark ve 6 leptona karşılık fizikçiler 3 tip nötrino olması gerektiğini kabul ederler: ancak açık bir şekilde kaç tip nötrinonun olduğunun tespiti parçacık fiziğinin amaçları arasındadır.
Olası zayıf kuvvetle etkileşime girmeyen, tip salınımlarıyle meydana gelebilecek daha arı nötrinoların olma ihtimali Z bozonuna dayalı ölçümler tarafından etkilenmez, LSND deneyi bu tarz nötrinoların varlığının sinyalini vermiştir. Ancak MiniBooNE deneyinin son zamanlardaki anarmol datalara ve bu dataların arı nötrinolar gibi egzotik nötrino tiplerine işaret edebilir olmasına rağmen, MiniBooNE deneyi bu arı nötrinoların deneysel sonuçları açıklamakta gerekli olmayacağını önermektedir.
Son zamanlarda analiz edilen kozmik arka plan radyasyonunun Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Araştırma Aracı'nın verileri üç ya da dört tip nötrino olduğuyla hemfikir. Araştırma aracından elde edilecek 2 yıllık daha data sonunda bu problemin çözülmesi umut edilmektedir.
Özellikleri ve reaksiyonları > Karşı-nötrinolar

Karşı-nötrinolar beta bozunması sonucu ortaya çıkan, nötr olan nötrinoların Antiparçacıklarıdır.Bir nötronun bir protona dönüştüğü beta yayılması esnasında yayılırlar. ½ spine sapitirler ve lepton ailesi parçacıklara girerler. Gözlemlene tüm karşı-nötrinolar sağ yönlü sarmallığa sahiptir, bu sebepten olası iki spinden sadece tekine sahip olabildikleri gözlemlenmiştir ki nötrinoların hepsi de sol yönlü sarmallığa sahiptir. Karşı-nötrinolar da nötrinolar gibi maddelerin içinden geçerler ve sadece kütle çekimi kuvveti ve zayıf kuvvetle etkileşirler, bu özellikleri onları deneysel olarak gözlemlenmeleri çok zor kılar. Nötrino salınımı deneyi karşı-nötrinoların kütlesi olduğunu gösterirken beta bozunumu deneyi bu kütlenin çok küçük olması gerektiğini göstermiştir. Işığın nötrino teorisi'ne göre bir nötrino ve karşı-nötrino etkileşime girdiklerinde bileşik bir foton oluştururlar.
Nötrino ve karşı-nötrino yüksüz olduklarından aynı parçacık olma ihtimalleri vardır. Bu özelliğe sahip parçacıklar Majorana parçacıkları verilir. Eğer gerçekten bunlar Majorana parçacıklar ise nötrinosuz çift beta bozunması mümkündür. Bazı deneyler bu süreci gözlemlemeye çalışmıştır.
Dünya çapında karşı-nötrinoları nükleer silahların yaygınlaşmasını engellemek için reaktörleri tespit etmede kullanmak üzerine çalışmalar başlamıştır.
Karşı-nötrinolar ilk olarak kadmiyum çekirdeğinin bir su tankı ile etkileşmesi sonucu bulgulanmıştır. Bunun ardından nükleer reaktörler karşı-nötrinoları kontrol etmek için kullanılmıştır.
Özellikleri ve reaksiyonları > Tip salınımı

Nötrinolar genellikle çok belirli tiplerle (elektron, müon, tau) algılanırlar. Ancak nötrino salınımı olarak bilinen fenomende nötrinolar uzayda hareket ederken tip değiştirebilirler. Özellikle bu nötrinonun tip özdurumlarının kütle özdurumlarıyla (basitçe 1,2,3 diyelim) eş olmamasından kaynaklanır. Bu durum uzayda bir noktada elektron nötrino olarak algılanan bir nötrinonun ilerlerken başka bir noktada müon ya da tau nötrinosu olarak algılanma olasılığının olmasını sağlar.
Nötrino ve karşı-nötrinonun aynı parçacık olma ihtimali vardır. Bu fikir ilk olarak İtalyan fizikçi Ettore Majorana tarafından ortaya atılmıştır. Bir nötrino spin durumunu değiştirerek bir karşı-nötrinoya (ya da tam tersi) dönüşebilir.
Böyle bir spin dönüşümünün olabilmesi için nötrinonun kütlesi olması gerekmektedir ki bu nedenle ışık hızından daha yavaş hareket ediyor olsun. Çünkü böyle bir spin dönüşümü ancak sabit referans sisteminde mümkündür. Bunun olabilmesi için referans sisteminin nötrinodan daha hızlı hareket etmesi gerekir.
Özellikleri ve reaksiyonları > Sürat

Nötrino salını fikri ortaya çıkmadan önce genel kabul nötrinonun ışık hızında hareket ettiğiydi. Nötrinonun hızı problemi kütlesi ile yakından ilintilidir. Görelilik kuramına göre eğer ki nötrino kütlesiz ise ışık hızında hareket edecektir, ancak kütlesi varsa ışık hızına ulaşamaz.
1980'li yılların başında nötrinonun hızını ölçmede ilk olarak darbeli pion demetleri(ki darbeli proton demetlerinin bir hedefe çarptırılmasıyla elde edlir) kullanılmıştır. Pionlar bozunarak nötrinoya dönüşmüştür ve nötrinoların uygun bir uzaklıktaki dedektörün zaman penceresiyle etkileşimi gözlenmiştir, bunun sonucu ışık hızıyla tutarlı çıkmıştır. Deney MINOS dedektörü ile tekrar edilmiş ve 3GeV nötrino için 1.000051 (26) c bulunmuştur. Hızının ortalama değeri ışık hızından büyük çıkmış olsa da, hesaplanan belirsizlik hızının gerçek değerinin ışık hızından büyük olmadığını gösterecek kadar büyüktür. Deneysel ölçümler müon nötrinonun kütlesi için % 90 kesinlikle yaklaşık 50 MeV'lik bir üst sınır belirlemiştir.
Aynı gözlem daha büyük aralıkta SN 1987A'da da yapılmıştır. Bu gözlemde nötrinonun hızı ışık hızına eşit çıkmıştır. Bu sebepten nötrinonun kütlesini belirlemede hızının ölçümleri yeterli değildir.
Özellikleri ve reaksiyonları > Kütle

Parçacık fiziğinde standart model genel çerçevesine nötrinoları kütleli kabul etmeleri sorun olmamasına rağmen nötrinonun kütlesiz olduğunu kabul etmektedir. Gerçekte deneysel olarak kurgulanmış olan nötrino salınımı nötrinoların sıfırdan farklı kütlelerinin olduğunu kabul eder. Esasen 1975'te Bruno Pontecorvo tarafından düşünülmüştür.
Nötrinonun kütlesine üst sınır belirleyen en geçerli yaklaşım kozmolojiye aittir. Büyük Patlama modeli kozmik mikrodalga arka planında nötrino sayısı ve foton sayısı arasında sabit bir oran olduğunu öngörür. Eğer üç tip nötrinoya ait toplan enerjiden nötrino başına 50 eV'lik bir enerji düşseydi, evrende kütle miktarı çok fazla olur ve evren çökerdi. Eğer ki nötrinoların stabil olmadığı kabul edilirse bu sınır engellenebilir; ancak standart model bunu zorlaştırmaktadır. Kozmik mikrodalga geri plan radyasyonu. Galaksi araştırmaları ve Lyman-alpha ormanı gibi kozmik veriler incelendiğinde nötrinonun kütlesi için daha kesin bir sınırlayıcı ortaya çıkar. Burdan nötrinolarının kütlelerinin toplamının 0.3 eV'den küçük olması gerektiği çıkarımı yapılır.
1998'de Süper-Kamiokande nötrino detektörü gerçekten de nötrinonun tip salınımı yaptığını ve bu sebepten kütlesi olması gerektiğini göstermiştir. Bu nötrinoların kütlelerini göstermiş olsa da kütlelerin aralığı hala bilinmemektedir. Bunun sebebi nötrino salınımı sadece kütlelerin karelerinin farkına bağlıdır. Şimdiye kadar kütle özdüzeni 1 ve 2 arasındaki farka en iyi yakınsamayı (Δm221 = 0,000079 eV2) 2005'te KamLAND yapmıştır. 2006'da MINOS müon nötrinosunun salımını incelemiş ve kütle özdüzeni 2 ve 3 arasındaki kütlelerin karesi farkını bulmuştur. İlk veriler |Δm232| = 0,0027 eV2 olduğunu göstermiştir ki KamLAND ile tutarlıdır.|Δm232| iki kütlenin kareleri farkı olduğundan en azından biri bu değerin karekökü olmak zorundadır, bu da en az bir nötrino kütle özdüzeninin en az 0.04 eV'ye sahip olduğunu gösterir.
2009'da galaksi kümesinden gelen verilerin işlenmesiyle nötrinonun kütlesinin 1.5 eV civarında olduğu tahmin edilmektedir. Buna göre meV aralığındaki tüm nötrino salınmaları için tüm nötrinoların kütleleri yaklaşık olarak eşittir. Bu değer Mainz-Troitsk'nın elektron nötrinosu için öngördüğü 2 eV'lik üst sınırın altındadır. Bu değer 2015'te KATRIN deneyinde tekrar kontrol edilecek ve 0.2 eV ile 2 eV arasında bir değer bulunursa Soğuk Kara Madde parçacığının yok olduğu ispatlanmış olacaktır.
Nötrinonun kütlesini tam olarak belirlemek için hala çalışmalar devam etmektedir.Yöntem olarak beta bozunması ya da nöronsuz çift beta bozunması(GERDA,CUORE) kullanılmaktadır.
Mayıs 2010'da CERN'deki fizikçiler ve Ulusal Nükleer Fizik Enstitüsü Ulusal Gran Sasso Labraruvarı nötrino dönüşümünü gözlediklerini bildirdi ki bu nötrinonun kütlesi olduğunu göstermektedir.
Tekrar çözülmesi gereken astronomik kanıtların tersine temmuz 2010'da3-D MegaZ deneyi üç nötrinonun bileşik kütlesinin 280 meV'den az olması gerektiğini göstermiştir.
Özellikleri ve reaksiyonları > Yönsellik

Deneysel sonuçlar göstermektedir ki neredeyse gözlenen tüm nötrinoların sol yönlü sarmallığa (momentaya ters-paralel spin) sahip olduğunu ve karşı-nötrinoların hata payı ile sol yönlü sarmallığa sahip olduğunu göstermiştir. Kütlesizlik sınırında  her iki parçacık için olası tek bir kiralite olduğu anlamına gelir. Bu kıraliteler Standart Model'de bulun kıralitelerdir.
Bu karşıtlığın olmama ihtimali vardır. Eğer böyle ise nötrinoların özellikleri gözlenenlerden oldukça farklıdır. Teorik olarak ya çok ağırlar ya da zayıf kuvvetlerle etkileşime girmiyorlar (arı nötrino ya da her ikisi birden olabilir.
Sıfır olamayan nötrino kütlesi işleri karıştırır. Nötrinolar zayıf etkileşimde kiralite özdüzeni olarak ortaya çıkarlar. Ancak kütleli parçacıkların kıralitesi hareketin bir sabiti değildir; sarmallık ise öyledir, ama kıralite operatörü ile sarmallık operatörü aynı özdüzenleri paylaşmaz. Bağımsız nötrinolar mν/E aralığında karışık genlikle sol ve sağ yönlü sarmallığa sahip karışık olarak hareket ederler. Bu deneysel verileri kayda değer şekilde etkilemez, çünkü nötrinolar genellikle göreceli değildir ve bu karışık genlik birbirini söndürecek kadar küçüktür (örneğin çoğu güneş nötrinosu 100 keV-1 MeV aralığında enerjiye sahiptir, bu sebepten 'yanlış' sarmallık 10-10 sınırını aşmalarını sağlayamaz).
Nötrino kaynakları > Yapay olarak üretilen nötrinolar

Nükleer reaktörler yapay nötrinolar için en temel kaynaktır.Karşı-nötron, fisyon sürecinde sonraki nötronca zengin sonraki nesildeki beta bozunması sonucu ortaya çıkar. Genellikle karşı-nötrino akışı 235U, 238U, 239Pu ve 241Pu'dan (fisyondaki beta-eksi bozunması sonucu)ortaya çıkar. Nükleer fisyonda yaklaşık 200 MeV'lik bir enerji ortaya çıkar ve %4.5 (yaklaşık 9 MeV) kısmı karşı-nötrino olarak salınır.4000 MW'lık temel enerjili ve 1300 MW'lık elektrik gücü üretiçli tipik bir nükleer reaktörde atomların fisyonu sonucu ortaya 4185 MW güç üretilir, 185 MW'lık kısmı karşı-nötrino olarak salınır ve nükleer reaktörün yapısında buna sebep olacak bir mühendislik yoktur. Bunun anlamı nükleer reaktörün 185 MW'lık kısmı kayıp olur, ısıya dönüşerek tribünleri çevirmez, karşı-nötron olarak salınır ve hiç iz bırakmadan binanın duvarlarından geçer ve kaybolur.
Karşı-nötrinonun enerji tayfı hangi kaynak kullanıldığına göre değişir (plütonyum-239 sonucu ortaya çıkan enerji uranyum-235 sonucu ortaya çıkan enerjiden biraz daha fazladır); ancak genellikle algılanabilir karşı-nötrinoların yaklaşık maksimum 10 MeV değeriyle 3.5 MeV ile 4 MeV arasında bir pik değeri vardır. Düşük enerjiye sahip karşı-nötrinoları algılamak için bir deney düzeneği yoktur, en az 1.8 MeV enerjiye sahip karşı-nötrinolar tek olarak algılanabilir. Yaklaşık olarak nükleer reaktörden salınan karşı-nötrinoların %3 sınır değerin üzerindedir. Ortalama bir nükleer güç tesisi sınırın üzerinde saniyede 1020 karşı-nötrino ve çok daha fazlasını mevcut dedektörlerle algılanamayacak olan karşı-nötrino salar.
Bazı parçacık hızlandırıcılar nötrino demeti oluşturmak için kullanılır. Teknik, hızlandırılmış protonu sabitlenmiş bir hedefe çarptırılarak yüklü piyon veya kayon yaratmayı içerir.Bu kararsız parçacıklar daha sonra manyetik alanla hareket ederken bozunabilecekeleri bir tünele odaklanır. Bu bozunan parçacıkların göreceli itmeleri isotropik nötrinolar yerine nötrino demetleri oluşturur. Müon bozunmasından nötrino etmek için hızlandırıcı tesisi yapımı çalışmaları devam etmektedir. Bu tarz tesisler genellikle nötrino fabrikası olarak bilinir.
Nükleer bombalar da yüksek miktarda nötrino salınımı yapar. J.M. Kellogg tarafından nükleer reaktörler kullanılması önerilmeden önce Fred Reines ve Clyde Cowan nötrinoları bombalarda algılamayı düşünmüşlerdir.
Nötrino kaynakları > Coğrafik üretilen nötrinolar

Nötrinolar doğal olarak arka plan ışıması olarak salınır.Özel olarak, 238U ve 232Th izotoplarının ve 40K'nın bozunması karşı-nötrino salarlar. Bu coğrafi nötrino olarak anılan dünyanın iç kesimleri hakkında bilgi edinmek için değerlidir.Coğrafi nötrinolar için ilk gösterge 2005'te KimLAND deneyinde bulunmuştur. Coğrafi nötrinoların ölçümünde KimLAND'in temel arka planı reaktörden salınan karşı-nötrinodur. Daha sonraki deneylerde coğrafi nötrinoların ölçümü için deneylerin geliştirilmesi amaçlanmaktadır, bunun için reaktörlerden uzakta olması gerekir.
Nötrino kaynakları > Atmosfer nötrinoları

Kozmik ışınların dünya atmosferindeki atom çekirdeklerine çarptığında kararsız olan parçacık yağmurları oluşturur ve bu kararsız parçacıklar beta bozunmasına uğrayarak nötrino salınımı yapar.Taka Temel Araştırmalar Enstitüsü, Hindistan;Osaka Şehir Üniversitesi, Japonya ve Durham Üniversitesi, UK'deki parçacık fizikçiler ilk olarak 1965'te  Hindistan'daki KGF altın madeninde kozmik nötrinonun etkileşimini kayda geçirmişlerdir.