zhhans 中微子；zhhant 微中子、zhhans 微中子；zhhant 中微子（，即「微小電中性粒子」）又名幽靈粒子、鬼粒子是一種電中性的基本粒子，自旋量子數為 ½，以希臘字母 ν 標記。現在已經有證據表明其具有質量。但其質量即使相比於其他亞原子粒子也是非常微小的。它可能是現在唯一一種已探測到的暗物質，是一種熱暗物質。 中微子與電子、μ 子以及 τ 子同屬輕子，有三種 味：電中微子、μ 中微子以及 τ 中微子。每種味的中微子都相應存在一種同樣電中性且自旋量子數為 ½ 的反中微子。在標準模型中，中微子的產生過程遵循輕子數守恆定律。 由於中微子是電中性的，同時還是一種輕子，因此不參與強相互作用以及電磁相互作用，而只參與引力相互作用以及弱相互作用。 由於弱相互作用距離非常短，而引力相互作用在亞原子尺度下又是十分微弱的，因而中微子在穿過一般物質時不會受到太多阻礙，且難以檢測。 中微子可以透過放射性衰變以及核反應等多種方式產生。由於太陽內部時時刻刻都在發生著核反應，而超新星產生等過程也會伴隨著劇烈的核反應，因而在宇宙射線中可以檢測到中微子的存在。地球附近所檢測到的中微子大多來源於太陽。事實上，地球面向太陽的區域每秒鐘在每平方釐米上都會穿過大約 650 億個來自太陽的中微子。 人們現在認識到中微子在飛行過程中會在不同味間振盪，比如 β 衰變中產生的電中微子可能在檢測時會變為 μ 中微子或 τ 中微子。這一現象表明中微子具有質量，且不同味的中微子的質量也是不同的。依據現在宇宙學探測的資料，三種味的中微子質量之和小於電子質量的百萬分之一。 歷史 泡利的假設 1930 年，奧地利物理學家沃爾夫岡泡利為了解釋 β 衰變中能量、動量以及自旋角動量守恆而提出了中微子假說。與尼爾斯玻爾從統計角度上給出的解釋不同，他認為在衰變過程中伴隨著電子，還會產生一種當時尚未發現的一種電中性的粒子。他當時將這種粒子稱為 中子。玻爾非常反對這種解釋並且準備承認 β 衰變中能量、動量以及自旋角動量並不守恆。 1932 年，詹姆斯查德威克發現了一種具有較大質量的核子，並也將其命名為中子。這讓這兩種性質殊異的粒子具有了相同的名字。這種情形讓鮑利不得不重新為他所構想的粒子命名。中微子 這個術語是經由恩里科費米和鮑利本人在 1932 年 7 月於巴黎舉行的一次會議以及 1933 年 10 月舉行的索爾維會議上提出的倡議而被國際科學界接受的。這一術語最初是由在一次與費米的對話中半開玩笑式地引入的。 然而，直到 1933 年仍沒有足夠證據辯駁玻爾的 β 衰變並不遵循能量守恆的想法。在這一年的索爾維會議上，鮑利表示，如果 β 衰變的能譜具有明確的上限，則能量守恆；如果 β 衰變中能量不守恆的話，這一上限不可能存在。對於這一現象的較為自然的解釋就是一種新的粒子會在這一上限內獲得不定量的能量，將剩下的能量留給其他粒子。鮑利建議，物理學者應該仔細檢試 β 衰變的能譜是否具有明確的上限。在會議上釋出的結果是，β 衰變的能譜的確具有明確的上限。鮑利據此向參會者鄭重宣佈，中微子 確實存在。 依據費米對於 β 衰變的解釋，查德威克所發現的較大的中性粒子會衰變為一個質子、一個電子以及一個較小的中性粒子（現在依據它的 味 將其稱為反電子中微子）： 費米在其 1934 年發表的一篇論文中統合了鮑利提出的中微子假說，保羅狄拉克提出的正電子理論以及維爾納海森堡提出的中子質子模型，併為將來的粒子物理相關實驗提出了堅實的理論基礎。然而《自然》雜誌拒絕登載費米的論文，給出的理由為費米的理論 與現實相差太遠。這篇論文最後發表在一部義大利語的期刊上。費米被這事件搞得心灰意冷，因此轉投實驗物理學的相關工作。 Translated in 但是，費米的理論並沒有被學術界忽略，自此，玻爾不再堅持 β 衰變違反能量守恆，實驗檢試中微子的大門也被開啟。 實驗觀測 1942 年，王淦昌首次提出利用電子俘獲來在實驗中觀測中微子。 在 1956 年 7 月 20 日發行的《科學》雜誌中，克萊德科溫、弗雷德里克萊因斯等人發表了他們對於中微子的觀測結果。 。而在這一結果發表近 40 年後，萊因斯才因為發現中微子而獲得了 1995 年的諾貝爾物理學獎。 在他們所進行的實驗中，他們將從核反應堆中產生的反中微子與質子進行反應以產生中子與正電子： 正電子會立即與電子發生湮滅。然後他們透過檢測這兩個過程中所產生的伽馬射線並利用一個質量適當的原子核俘獲中子來觀測是否有反中微子參與反應。 由科溫和萊因斯發現的反中微子是電中微子的反粒子。1962 年，利昂萊德曼、梅爾文施瓦茨和傑克施泰因貝格爾發現除了電中微子外還存在一種中微子，μ 中微子 。三人因這一發現而分享了 1988 年的諾貝爾物理學獎。當第三種輕子，τ 子，1995 年在斯坦福直線加速器中心被發現後，依照理論相應地會存在第三種中微子，τ 中微子。在類似於 β 衰變的 τ 衰變中，人們觀察到了能量和動量的損失，藉此證實了 τ 中微子的存在。而對於 τ 中微子的首次觀測結果是在 2000 年夏季費米實驗室的中發表的。人們已經在此前大型正負電子對撞機得到的實驗資料與理論吻合後推測其確實存在。 後續進展 根據粒子物理標準模型，中微子靜質量為零，且它的味不會發生變化。然而，如果它具有質量的話，那麼中微子還會發生味間的振盪，也就是中微子振盪。對於中微子振盪的研究始於 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中微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中微子問題。這一問題直到中微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，也可以利用中微子在水中產生的切連科夫輻射來探測中微子。 1985 年，和在林肯沃爾芬斯坦在 1978 年的工作基礎上提出了中微子振盪會隨著其在物質中傳播的過程中發生變化，也就是（簡稱 MSW 效應）。這一現象對於探測來源於太陽核心的中微子非常重要。 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 箇中微子，這是人類首次探測到來自太陽系以外的中微子，在中微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 箇中微子。 1998 年 6 月 5 日，日本超級神岡探測器的科學家們宣佈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裡微中子觀測站 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中微子振盪確實存在，比如以及。KamLAND 確定了太陽中微子問題中的中微子的味的變換機制，MINOS 確認了大氣層中中微子的振盪。 2002 年，美國科學家雷蒙德戴維斯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中微子的震盪現象獲得了諾貝爾物理學獎。 性質 中微子的自旋量子數為 ½，因而它是一種費米子。中微子通常透過弱相互作用發生反應。中微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量級的磁矩。這令中微子也有可能參與電磁相互作用。由吳健雄完成的一項實驗表明中微子都是左手性的 。 在自然界的輻射背景下，檢測中微子的相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：反中微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。然而在核反應堆外的水裡，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堆內鈽產生速率。 米赫耶夫斯米爾諾夫沃爾芬斯坦效應 當中微子穿透物質時，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。電中微子參與的弱相互作用與 μ 中微子以及 τ 中微子參與的並不相同。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中微子的能量，並會受到相當大的共振增益。 核反應 中微子可以與原子核發生反應，產生一種新的原子核。放射化學中微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級以及自旋態。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。薩德伯裡微中子觀測站利用重水探測器發現了中微子與氘核的反應。 與中子類似，中微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丰度。 種類 基本粒子標準模型中的中微子 費米子 標識 第一代 第一代 電中微子 反電中微子 第二代 第二代 第二代 μ 中微子 反 μ 中微子 第三代 第三代 第三代 τ 中微子 反 τ 中微子 現在已知有三種味的中微子：電中微子、μ 中微子以及 τ 中微子。它們是以在標準模型中對應的輕子 命名的。現有對於中微子種類數最好的測定結果來源於對 Z 玻色子衰變的觀測。這種粒子衰變會產生各種型別的輕中微子及它們對應的反中微子。而產生的輕中微子種類越多，Z 玻色子壽命對應也就越短。現在對於 Z 玻色子壽命的測定表明輕中微子有 3 種。 物理學家透過標準模型中 6 種夸克與 6 種輕子的對應關係推測實際上可能只有三種中微子，但尚未找到確切的證據。 人們透過來自推測可能會存在另外一種不會參與弱相互作用但可以透過中微子振盪產生的中微子，惰性中微子。這種中微子存在與否並不能透過觀測 Z 玻色子衰變確定。但現在仍在進行的的中途結果表明這種中微子可能並不存在，但這一領域進行的最新的研究以及 MiniBooNE 實驗的一些異常資料仍然表明包括惰性中微子在內的新的種類的中微子仍有可能存在。一項由完成的對於電子能譜的分析也表明惰性中微子可能存在。 由威爾金森微波各向異性探測器得到的對於宇宙微波背景輻射的觀測資料同時兼容於三種或四種中微子的情況。相關實驗人員仍在嘗試消除這一不確定性。 反中微子 反中微子是中微子的反粒子。它與中微子一樣是電中性的。它可以在原子核發生 β 衰變時伴隨著質子與電子一起產生。它的自旋量子數是 ½。實驗觀測到反中微子是右手性的。反中微子與中微子一樣只能透過萬有引力以及弱力與其他物質發生相互作用。這令它們非常難以觀測。中微子振盪實驗表明反中微子具有質量。β 衰變表明它的質量非常微小。預測中微子與反中微子湮滅會產生一個複合光子。 由於反中微子與中微子都是電中性的，因而它們有可能是同一種粒子。反粒子是其本身的粒子被稱作馬約拉納費米子。如果這一點成立的話，那麼中微子與反中微子只能透過手徵性加以區別。如果中微子確實是馬約拉納費米子的話，那麼一系列違反輕子數守恆的過程是有可能發生的。物理學家已經進行了一些尋找這些過程的實驗，比如無中微子雙 β 衰變的尋找。 全世界的研究者已經做了一些考察利用反中微子檢測核反應以控制核武器擴散的可能性的研究。 反中微子是在其與水中質子發生相互作用過程中被首次探測到的。核反應堆旁常設定水缸作為可控的反中微子源。只有反電中微子能發生。中微子、反緲中微子與反濤中微子都不能發生這種現象。 中微子振盪 中微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中微子在另一個地方被探測到時就可能會變為 μ 中微子或 τ 中微子。這是由於中微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中微子數與利用太陽標準模型預測的結果存在差異。物理學家也是透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，中微子振盪的存在意味著味不同的中微子的質量也存在差異。這是由於在某一時間點，中微子的味所可能處於的本徵態數與不同本徵態的中微子的質量平方的差異密切相關。但中微子在質量為零的情況下仍有可能發生振盪。如果中微子並不嚴格遵循洛倫茲共變性，那麼它就可以進行。 由於反中微子與中微子可能是同一種粒子，它們有可能透過改變自旋方向就可以完成彼此間的轉化。 這一變化要求中微子及反中微子質量非零，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。這是由於如果中微子與反中微子是同一粒子的話，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，確認中微子振盪確實存在。Neutrino shapeshift points to new physics Physics News 19 July 2013Neutrino flavour flip confirmed BBC News 19 July 2013 質量 依據粒子物理的標準模型，中微子靜質量為零。然而類似於頂型別和底型別夸克間的混合，從實驗中獲得的中微子振盪現象，其每一種味態都可由幾種質量本徵態混合形成，因此要求中微子質量非零。中微子具有質量這一想法源於 20 世紀 50 年代布魯諾龐蒂科夫對於中微子振盪的理論研究。為了將質量納入考量，可以透過新增一項右手性拉格朗日量的方式直接在基礎框架上加以改善。有兩種方法可以完成這目標。假如中微子如同其它基礎標準模型粒子，其質量是透過狄拉克機制生成，則需要一個 SU 2 單態，除了與希格斯中性成分的湯川耦合以外，這粒子不會參與任何標準模型相互作用，因此稱為惰性中微子。假如質量可以透過馬約拉納機制生成，則中微子與反中微子會成為同一種粒子。 對於中微子質量上限最強的理論預測來源於物理宇宙學。大爆炸模型理論預測了宇宙微波背景輻射中，中微子和光子數量之比是固定的。如果三種中微子一起計算，每個中微子的平均能量如果超過的話，那麼宇宙就會發生坍縮。如果中微子是不穩定的，那麼這一限度可能並不存在。囿於標準模型，這一點很難成立。而對於宇宙微波背景輻射、紅移巡天以及萊曼 α 森林等宇宙學資料的分析給出了一個更為嚴格約束：三種中微子質量之和不大於。 1998 年，超級神岡探測器的研究結果證實了中微子的味可以發生振盪，並進一步得出中微子質量非零。 但中微子的質量大小並沒有被測定。這是因為中微子振盪只與不同質量本徵態的質量的平方差有關。2005 年，實驗組提交了目前最好的 1、2 質量本徵態間質量平方差的測定結果：Δm 。2006 年，實驗組觀測了高能 μ 中微子束的振盪情況，他們測定了 2、3 質量本徵態間的質量平方差的絕對值：Δm 。這一結果與之前由超級神岡探測器得到的結果吻合。由於 Δm 是兩本徵態間質量平方之差，因而它們其中一個的值不會小於這個值的平方根。也就是說，至少會有一種中微子的質量本徵值不會小於。 2009 年，透過分析觀測引力透鏡得到的資料，天文學者預測中微子質量大約為。這麼令人驚愕的高數值意味著三種中微子質量大約相等，而中微子振盪的質量差在 meV 數位級。這中微子質量處於反電子中微子的美茵茨 特羅伊茨克上限（MainzTroitsk upper bound）之內 The most sensitive analysis on the neutrino mass is compatible with a neutrino mass of zero Considering its uncertainties this value corresponds to an upper limit on the electron neutrino mass of m 22 eVc2 95 Confidence Level The Mainz Neutrino Mass Experiment 。卡爾斯魯厄氚中微子實驗（KATRIN）於 2015 年會在與質量區間尋找中微子。 KATRIN、MARE 等實驗組已經就直接測定中微子的質量進行了一些研究。他們是利用原子核的 β 衰變進行研究的。 2010 年 5 月 31 日，OPERA 實驗參與者在 μ 中微子束中觀測到的 τ 中微子。這也是中微子間的變化首次在實驗中被觀測到，為它們具有質量這一點進一步提供了實驗依據。 2010 年 7 月，3D MegaZ DR7 星系研究組報告他們測定三種中微子的質量之和上限為。2013 年 3 月，參與普朗克合作計劃的實驗者將這一上限值降為。但 2014 年 2 月，基於普朗克衛星對於宇宙微波背景輻射的細緻測定結果與來源於其他現象的理論預測之間的差異，他們又給出了 0320 0081 eV 的估計值。他們在其中考量了中微子在質量非零的情況下對於弱引力透鏡的影響。 如果中微子是一種馬約拉納費米子的話，那麼它的質量可以透過發生不產生中微子的雙 β 衰變的原子核的半衰期進行測算。KamLANDZen 研究組 2015 年透過這一方式給出中微子質量的最低的上限在 012 eV 至 025 eV 之間。 梶田隆章與阿瑟麥克唐納因在實驗中發現了中微子振盪，從而證實中微子質量非零而獲得了 2015 年的諾貝爾物理學獎。Press Release The Royal Swedish Academy of Sciences 2015 Oct6 速度 在「中微子振盪」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，由於中微子振盪被實驗證實，「微中子的質量是零」這一假設並不成立，因此亦開始質疑微中子是否能夠以光速行進。 而量子引力中的一些反洛倫茲變換允許超光速的中微子存在。其中的標準模型擴充就是描述反洛倫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 μ 子及微中子。科學家透過遠處的探測器觀測一個時間視窗內中微子的相互作用，發現它的運動速度趨近於光速。2007 年，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，能量為的微中子的速度在 與之間。這一區間的中值要大於光速，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 μ 中微子質量上限為。在探測器 2012 年升級後，MINOS 實驗組修正了他們的初始結果，發現中微子速度與光速幾乎相等。中微子到達時間與光子到達時間相差 00006 00012。 相關研究人員對超新星 SN 1987A 進行類似的觀測。在其爆發時，世界各地有三臺微中子探測器各自探測到 5 到 11 個微中子。這些中微子是在 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視窗內探測來自超新星能量為的反中微子時，發現它們的速度趨近於光速。 2011 年 9 月，OPERA 實驗組透過計算發現他們實驗中探測的能量為 17 GeV 和 28 GeV 的中微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箇中微子的速度，然後重新進行實驗，仍然發現超光速的中微子。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中微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 訊號同步的振盪器故障也可能導致實驗中對於中微子的飛行時間測定結果偏低。為此，相關研究人員宣佈會在同年 5 月重新進行試驗進行檢測。2012 年 3 月，實驗組宣佈他們透過進行的獨立實驗發現中微子的速度與光速並不存在明顯差別。同年 6 月，CERN 宣佈由格蘭薩索實驗室四個實驗組合作進行的實驗發現中微子速度與光速一致，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，中微子被視為一個點。其有效尺寸可以透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 1033 cm2（n 1 nb）。其中，對於電中微子，n 32；對於 μ 中微子，n 17；對於 τ 中微子，n 10；其只與質量有關。其可以理解為只與散射機率有關。由於中微子並不參與電磁相互作用，並常以量子力學中波函式的形式表徵，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，中微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。而中微子是一種費米子，遵循泡利不相容原理。也就是說如果密度增大的話，那麼動量大的中微子會增多。 手徵性 實驗表明在誤差範圍內，中微子遵循左手螺旋法則的，反中微子反之。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徑庭。它們或者會質量會變得非常大，或者不能參與弱相互作用，成為惰性中微子。 但中微子質量不為零這一點會令情況變得複雜。中微子的手徵性在中微子自弱相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。然而手徵性運算元並不與螺旋法則運算元有同一個本徵態。自由的中微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 mνE 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中微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，太陽中微子的能量大多處於至量級之間，其中遵循不同螺旋法則的中微子所佔比例不會超過。 來源 人工反應 核反應堆 核反應堆是人工生成中微子的主要來源。裂變產物中富有中子的子核會發生 β 衰變從而產生反中微子。反中微子流通常來源於以下四種同位素：、、以及。平均而言，單次裂變反應會釋放近的能量，其中的近 45，也就是約的能量會透過反中微子放射出來。比如說，對於一個一般規模的核心熱功率大約為、產生電功率為的反應堆而言，實際由裂變產生的能量功率為。這之間相差的會隨著反中微子放射出反應堆。由於反中微子的高穿透性，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。 反中微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中微子峰值能量在到之間，能量的最大值約為。 現在仍沒有成熟的測定低能反中微子通量的實驗方法。現在只能測定能量高於的反中微子。大約只有 3 的核反應堆產生的反中微子的能量能高於這一閾值。對於一個一般規模的核電站，其每秒能產生超過個能量高於這個閾值的反中微子，但同時還有其 30 多倍的反中微子不能透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中微子束。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中微子會形成具有一定運動方向的中微子束。相關研究人員正在建設利用 μ 子衰變產生中微子的加速器。 這種裝置被稱為。 核彈 核彈也會產生大量的中微子。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中微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 JMB 凱洛格則推薦他們以裂變反應堆作為反中微子源。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中微子。基於聚變的氫彈既會產生中微子也會產生反中微子。 地球內部 中微子是自然背景輻射的一部分。與發生的鏈式裂變以及發生的 β 衰變都會放出反中微子。由此產生的地中微子提供了珍貴的地球內部的資訊。2005 年首次探測到地中微子。這一探測器最初用來測定自反應堆釋出的反中微子。由於其任務調整為進一步探測地中微子，其需要遠離反應堆，以避免來自反應堆的干擾。 大氣層 地球大氣層中的中微子來源於宇宙射線與其中的原子核之間發生相互作用後產生的大量不穩定粒子。這些粒子衰變會產生中微子。在一項由、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的地下實驗室中發現的來源於宇宙射線的中微子。 太陽 太陽的執行情況可以利用標準太陽模型進行解釋。太陽中微子主要來源於其內部發生的核聚變，質子質子鏈反應。太陽放出的中微子數量非常龐大。地球面向太陽的區域每秒鐘在每平方釐米上都會穿過大約 650 億個來自太陽的中微子。由於中微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中微子穿過地球的另一面。 超新星 1966 年，科爾蓋特和懷特 透過計算得到在一些質量較大的恆星坍縮時所產生的中微子會攜帶走絕大多數的引力能。現在這種現象被歸類為 Ib 型、Ic 型以及 II 型超新星。當這些恆星坍縮時，核心區域的物質密度能夠達到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中微子。另外一個也是更為重要的中微子來源是新的溫度高達的中子核形成過程中釋出的各種中微子 反中微子對。 1987 年，科爾蓋特與懷特的超新星中微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以及分別自那裡探測到了 11 個和 8 個來源於熱過程的反中微子，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 箇中微子。這是在一個持續時間小於 13 秒的脈衝中探測到的。自超新星來的中微子訊號要比首個電磁輻射訊號早了數個小時到達地球。這一點來源於中微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。 由於中微子與物質間的相互作用十分微弱，科學家認為超新星中微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。中微子脈衝會比可見光、γ 射線以及無線電波等電磁訊號更早到達地球。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坍縮數秒後會有大量的中微子釋出。首個電磁訊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中微子探測器網路監視空中可能發生的超新星。中微子訊號可以提供銀河系內可能發生的星體爆炸的有效的預警訊號。 中微子在透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。一種型別的超新星核心區域的密度與中子星相當，足以令一些中微子的運動受到一定的阻礙從而影響中微子訊號的持續時間。來自 SN 1987A 的中微子訊號達到了 13 秒。這要比假設中微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。中微子的數量與之前預計的總的中微子能量 22 x 1046 J 吻合。這佔到了超新星產生能量的絕大多數。 超新星遺蹟 超新星中微子的能量能夠達到 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。這些中微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裡茨茲威基提出，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中微子，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中微子的實驗組包括、、IceCube 、NEMO 以及 Nestor。相關的資訊由、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中微子以及中性 π 介子。中性 π 介子進一步衰變產生 γ 射線。中微子與 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中微子可以被以及 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，宇宙中還會存在中微子背景輻射。用來解釋宇宙中存在的暗物質，中微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，人們知道中微子質量非常的小。這意味著其可以以趨近於光速的速度移動。因此，由中微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，中微子可能會在宇宙膨脹令其降溫聚整合塊前就已在其中均勻分佈。這會導致由中微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引力核。這意味著中微子在暗物質中並不佔太大的組分。 依據宇宙學的理論推定，中微子背景輻射的密度大致為每種中微子在每平方釐米中有 56 個。對應溫度在中微子質量為零時為，如果中微子質量超過的話，則會更低。儘管這一密度相對較高，但由於其中中微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。這與中微子極小的相互作用截面也有關係。與之形成對比的是，具有較高能量太陽中微子儘管密度較其低 6 個量級，但仍能被清晰地探測到。 探測 中微子並不能直接觀測，因為它不能令周圍的物質發生電離。可以用於檢測反中微子。科溫和萊因斯就是利用這一反應發現反中微子的。利用這一反應進行探測需要體量非常大的探測器。現有的探測方法都需要中微子能量高於某一閾值。到目前為止，尚沒有探測低能中微子的方法，這是由於還沒有方法將中微子之間的相互作用，比如 MSW 效應，與其他反應區分開來。中微子探測器一般建於地下以隔絕來自宇宙射線和其他背景輻射的干擾。 反中微子是在 20 世紀 50 年代在核反應堆附近發現的。萊因斯和科溫將兩個盛有氯化鎘溶液的靶放入水中，並在鎘靶旁放置兩個閃爍探測器。來自核反應堆的能量高於的反中微子與水中的質子發生相互作用產生了正電子與中子。這與正 β 衰變非常類似。在正 β 衰變中，質子獲能轉化為中子，正電子以及電中微子。 正 β 衰變反應式為： 能量 科溫和萊因斯所採用的反 β 衰變的反應式為： 能量 所產生的正電子會與電子在探測器中湮滅產生能量約為的光子。光子對分別會被位於靶上下兩側的閃爍探測器探測到。中子會被鎘核俘獲產生具有約能量的 γ 射線。這一射線會在湮滅產生的光子被探測到後幾微秒內被探測到。 自那以後，又產生了多種探測方法。超級神岡探測器的主體是一個體量非常大的盛有高純度的水的圓柱形容器。在其內壁安裝有大量的光電倍增管，用以探測高速中微子在水中透過時產生的切連科夫輻射。這一反應會在水中產生電子和 μ 子。薩德伯裡微中子觀測站使用的探測原理類似，但利用重水作為探測介質。中微子在其中會產生類似的效應。 但中微子還會與氘原子發生光解，產生一箇中子。之後他們利用氯原子俘獲這個中子，並探測產生的 γ 射線。巴克三等觀測站所採用的探測器其中會盛放大量的氯或鎵。研究人員透過定期檢測其中氬原子或鍺原子數量是否增加來探測中微子。使用耦合了光電倍增管的固體閃爍探測器進行探測。則採用液態偏三甲苯閃爍探測器進行探測，同時使用光倍增管進行檢測。計劃建設的則使用液態閃爍探測器，同時使用雪崩光電二極體進行檢測。位於南極的 IceCube 中微子觀測站則使用體積達到密佈著光倍增管的冰層作為探測介質。 對於科學研究的助益 中微子質量極小且為電中性。這令它與其他粒子及場的相互作用都非常微弱。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。將中微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。而中微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，但在那裡透過核聚變產生的中微子則可以趨近光速的速度穿行其間而不會受到太多阻礙。 中微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。中微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。但在那裡產生的中微子可以利用地面上的中微子探測器進行探測。 中微子對於超新星的觀測也是十分重要的。超新星核心發生坍縮時，其內部密度以及能量都非常高。這會令除中微子以外的其他已知粒子都不能從中逃逸。而超新星近 99 的輻射是以中微子短脈衝形式發出的。這些中微子對於探測核心區域的塌縮非常有用。 測定中微子的靜質量對於宇宙學及天體物理學非常重要。中微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。 中微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，美國科學家透過粒子加速器將一個相干中微子資訊傳過了 780 英尺厚的岩石，首次實現利用中微子進行的通訊。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，利用中微子遠距離傳輸二進位制資訊。 中微子的輻射生物學 一般認為，由於不參與強相互作用並反應截面極其微小，中微子對生物體幾乎沒有影響，不會產生像中子、γ 射綫等中性粒子那樣的輻射傷害。美國學者卡拉姆的研究表明，假定一次超新星爆發產生了 1057 箇中微子，在距離超新星 1 秒差距（326 光年）的地方，由中微子造成的輻射劑量只有 05 nanoSieverts nSv。 這個劑量只相當於人吃一根香蕉而獲得輻射劑量的五百分之一。因為某種粒子的輻射劑量一般遵循平方反比律，越靠近超新星的地方，感受到的中微子輻射劑量也就越大。對人而言，輻射致死劑量大概是 4 Sieverts。根據卡拉姆的計算，如果一個人距離超新星 23 天文單位（比太陽 火星距離稍遠），很有可能因中微子輻射致死。但是在這個距離，人體可能會在超新星強大的輻射中瞬間氣化；中微子帶來的輻射劑量絕非主要問題，甚至不是次要問題。 參看 中微子天文學 微中子觀測站 小柴昌俊 中微子通訊 註釋 參考資料 參考文獻 外部連結 微中子物理簡介 Whats a Neutrino Dave Casper（University of California Irvine） Aspera European network portal wwwastroparticleorg all about astroparticle physics Neutrino unbound Online review and earchive on Neutrino Physics and Astrophysics Nova The Ghost Particle Documentary on US public television from WGBH SNEWS Using neutrino detectors to receive early warning of supernovae John Bahcall Website Universe submerged in a sea of chilled neutrinos New Scientist 5 March 2008 Neutrinos caught in the act RD July 24 2009 By Tia Jones Whats a neutrino Search for neutrinoless double beta decay with enriched 76Ge in Gran Sasso 19902003 Particle chameleon caught in the act of changing CERN press release Neutrino ghost particle sized up by astronomers BBC News 22 June 2010 Category 輕子