eş modeli'nin öngördüğünün üçte biri ya da yarısı kadar olduğunu göstermişti.Güneş nötrinosu 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 güneşin merkezindeki yoğun maddelerden nasıl geçerek dünyadaki dedektörlere ulaştığını anlamakta çok önemlidir.

1998'den başlayarak deneyler güneş ve atmosfer nötrinosunun tür salınımını göstermeye başladı (Süper-Kamiokande ve Sudbury Nötrino Gözlemcisi'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.

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

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 μ derecesinde) nötrino manyetik momentine sahip olduklarını ve elektromanyetik etkileşimlere girdiklerini öngörür. Kolombiya Üniversitesi'nde C.S.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.

Işığın geçirken maddeler içinden geçişine benzer olarak nötrinolar maddenin içinden geçebilirler.Bu süreç doğrudan bulgulanabilir değildir, çünkü iyonlaşma ışıması meydana gelmez; ancak MSW etkisi yaratır. Nötrinonun enerjisinin çok küçük bir kısmı maddeye aktarılır.

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.

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 radyoaktif tarihleme güvenirliği değişecektir.

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 isotopların oranını etkiliyor olabilir.

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 bozonun 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 nötinoların 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 dataları üç ya da dört tip nötrino olduğuyla hemfikir. Araştırma aracından elde edilecek 2 yıllık daha data sonunda bu problemin çözülmesi umut edilmektedir.

Karşı-nötrinolar beta bozunması sonucu ortaya çıkan, nötr olan nötrinoların Karşı-parçacıklarıdır.Bir nötronun bir protona dönüştüğü beta yayılımı esnasında yayılırlar.½ spine sapitirler ve lepton ailesi parçacıklara girerler. Gözlemlene tüm karşı-nötrinolar sağ yönlü sarmanlık 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 yerçekimi 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.

Nötrinolar genellikle çok belirli tiplerle(elektron, müon, tau) algılanırlar. Ancak nötrino tip 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 Majonara 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 sistemi'nde mümkündür. Bunun olabilmesi için referans sisteminin nötrinodan daha hızlı hareket etmesi gerekir.

Nötrino salını fikri ortaya çıkmadan önce genel kabul nötrinonun ışık hızında hareket ettiğiydi. Nötrinonun hızı problemi kütlesi ile yakından ilintilidir. Görecelilik 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 detektörü 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 süpernova 1087a'da da yapılmıştır. Bu gözlemde nötrinonun hızı ışık hızına eşit çıkmıştır. Bu sebepten nötrinonun kütlesini belirlemede hızının ölçümleri yeterli değildir.

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'de Brunu 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 e