V'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 (Δ"m" = ) 2005'te KamLAND yapmıştır. 2006'da MINOS müon nötrinosunun salımını incelemiş ve kütle özdüzeni 2 ve 3 arasındaki kütlelerin karesi farkını bulmuştur.İlk veriler |Δ"m"| =  olduğunu göstermiştir ki KamLAND ile tutarlıdır.|Δ"m"| 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 (KATRIN and MARE) ya da nöronsuz çift beta bozunması(GERDA,CUORE/Cuoricino, NEMO-3 gibi) 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.

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 kıralite 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 m/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 sınırını aşmalarını sağlayamaz).

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 U,U, Pu ve Pu'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 10 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.

Nötrinolar doğal olarak arka plan ışıması olarak salınır.Özel olarak, U ve Th izotoplarının ve K'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.

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'de Hindistan'daki KGF altın madeninde kozmik nötrinonun etkileşimini kayda geçirmişlerdir.

Güneş nötrinoları asıl olarak güneş ve diğer yıldızlardaki füzyon sonucu oluşurlar.Sürecin detayları standart güneş modeli tarafından açıklanır. Kısaca dört proton birleşerk helyumu oluştururken, iki tanesi nötrona dönüşür ve bu dönüşümde iki tana elektron nötrino salınır.

Güneş her yönde devasa miktarda nötrino salar.Her saniye dünyanın güneşe dönük yüzünün her santimetre karesine yaklaşık 65 milyar nötrino ulaşır.Nötrinolar Dünya'nın kütlesi tarafında kayde değer şekilde soğrulmadığından Dünya'nın Güneş'e dönük olmayan yüzüne de aynı miktarda nötrino ulaşır.

Nötrinolar Tip Ib, Ic ve II(çekirdek çökmesi) süpernovalarda önemli bir üründür.Böyle bir olayda, çekirdekdeki yoğunluk (10 kg/m³) o kadar yüksektir ki elektronun eşenerjilik, elektron ve protonun birleşerek nötron ve elektron nötrinosu oluşturmasından kaçmasına yeterli değildir.İkinci ve daha önemli bir nötrino kaynağı da tüm tatlardaki nötrino - karşı-nötrino ikilisinin ayrılmasıyla oluşan nötron çekirdeğin termal enerjisidir(100 milyon kelvin).Süpernovada açığa çıkan enerjinin çoğunluğu çok büyük nötrino patlamaları olarak salınır.İlk deneysel veriler 1987A süpernovadaki nötrinoların bulgulanması ile elde edildi. 13 saniyeden kısa bir patlamada su bazlı dedektörler Kamiokande II ve IMB sırasıyla termal kaynaklı 11 ve 8 nötrino algılarken sintilatör temelli dedektör Baksan termal ya da elektrik yakama temmli 5 nötrino (lepton sayısı=1) bulgulamıştır.Bu olay nötrinoların yıldızı çarpışması gibi olaylar sonucu da üretilir olabileceği fikrini doğurdu.Süpernovadaki nötrino sinyalleri, sonraki şok dalgasıyla orta çıkma gerçekliğine dayanarak beklendiği üzere ilk elektromanyetik ışımalardan birkaç saat önce dünyaya ulaşır. Nötrinoların patlayan yıldızın çalkalanan maddesiyle istisnai olarak çok zayıf etkileştiğinden geçip giderken elektromanyetik ışımanın fotonları yavaşlar.

Nötrinolar maddeyle çok az etkileştiğinden, nötrinoların süpernova patlamasının en iç kısmı hakkında bilgi taşıdığı düşünülmektedir. Süpernova patlamasının şok dalgasının oluşturduğu radyoaktif elementlerin "görünür" ışımaları ve süpernovanın kendi ürettiği ışınlar yoğun ve karmaşık gaz tarafından dağıtılır.Diğer taraftan nötrinolar bu gaz bulutunun içinden geçerek süpernovanın iç kesimleri hakkında bilgi taşır(süpernovanın merkezindeki yoğunluk nötrinoları etkilemeye "yeterliydi"). Bundan dolayı nötrino patlamalarının, görünür ve gama ışınları, radyo dalgalarından daha çabuk ulaşacağı beklenir.Ardaki zaman rötar şok dalgasının hızına ve yıldızın en dış katmanının kalınlığına bağlıdır.Tip II süpernova için astronomlar nötrino yağışının yıldız çekirdeğinin çökmesinden saniyeler sonra başladığını, ancak ilk elektromanyetik ışımanın saatler sonra olduğunu düşünmektedirler.SNWE projesi olası süpernova olaylarını yakalamak için nötrino dedektörleri arasında gökyüzününü gözlemlemek için bir ağ kurmuştur. Bu Samanyolu'ndaki olası süpernova patlamaları için bir uyarı sistemi oluşturmaktadır.

Süpernova nötrinolarının enerji aralığı birkaç MeV'den birkaç on MeV