Neutrino

**微中子**（義大利語：**Neutrino**，其字面上的意義為「微小的電中性粒子」，又譯作**中微子**）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次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。

微中子與電子、緲子以及陶子同屬輕子，有三種「味」：電微中子（ 
ν 
e）、緲微中子（ 
ν 
μ）以及濤微中子（ 
ν 
τ）。每種味的微中子都相應存在一種同樣電中性且自旋量子數為 ½ 的反微中子。在標準模型中，微中子的產生過程遵循輕子數守恆定律。

由於微中子是電中性的，同時還是一種輕子，因此不參與強交互作用以及電磁交互作用，而只參與引力交互作用以及弱交互作用。
由於弱交互作用作用距離非常短，而引力交互作用在次原子尺度下又是十分微弱的，因而微中子在穿過一般物質時不會受到太多阻礙，且難以檢測。

微中子可以通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微中子的存在。地球附近所檢測到的微中子大多來源於太陽。事實上，地球面向太陽的區域每秒鐘在每平方厘米上都會穿過大約 650 億個來自太陽的微中子。

人們現在認識到微中子在飛行過程中會在不同味間振盪，比如 β 衰變中產生的電微中子可能在檢測時會變為緲微中子或濤微中子。這一現象表明微中子具有質量，且不同味的微中子的質量也是不同的。依據現在宇宙學探測的數據，三種味的微中子質量之和小於電子質量的百萬分之一。

## 歷史

### 包立的假設

1930 年，奧地利物理學家沃爾夫岡・包立為了解釋 β 衰變中能量、動量以及自旋角動量守恆而提出了微中子假說。與尼爾斯・波耳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」。波耳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・查兌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。「微中子」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。這一術語最初是由愛德華多・阿馬爾迪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波耳的 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。在會議上發佈的結果是，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，「微中子」確實存在。

依據費米對於 β 衰變的解釋，查兌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」將其稱為反電子微中子）：

　
: n0 
  → 
p+ 
  + 
e− 
  + 
ν 
e

費米在其 1934 年發表的一篇論文中統合了鮑利提出的微中子假說，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，並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。但是，費米的理論並沒有被學術界忽略，自此，波耳不再堅持 β 衰變違反能量守恆，實驗檢試微中子的大門也被開啟。

### 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微中子。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微中子的觀測結果。。而在這一結果發表近 40 年後，萊因斯才因為發現微中子而獲得了 1995 年的諾貝爾物理學獎。

在他們所進行的實驗中，他們將從核反應爐中產生的反微中子與質子進行反應以產生中子與正電子：

　
: ν 
e + 
p+ 
  → 
n0 
  + 
e+

正電子會立即與電子發生湮滅。然後他們通過檢測這兩個過程中所產生的伽瑪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微中子參與反應。

由科溫和萊因斯發現的反微中子是電微中子的反粒子。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微中子外還存在一種微中子，緲微中子 。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，陶子，1995 年在史丹佛直線加速器中心被發現後，依照理論相應地會存在第三種微中子，濤微中子。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，藉此證實了濤微中子的存在。而對於濤微中子的首次觀測結果是在 2000 年夏季費米實驗室的 DONUT 協作項目中發表的。人們已經在此前大型正負電子對撞機得到的實驗數據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，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 _μ_B 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。

### 種類

現在已知有三種味的微中子：電微中子（ 
ν 
e）、緲微中子（ 
ν 
μ）以及濤微中子（ 
ν 
τ）。它們是以在標準模型中對應的輕子 命名的。現有對於微中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類型的輕微中子及它們對應的反微中子。而產生的輕微中子種類越多，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微中子有 3 種。 物理學家通過標準模型中 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微中子，但尚未找到確切的證據。

人們通過來自液體閃爍器微中子探測器推測可能會存在另外一種不會參與弱交互作用但可以通過微中子振蕩產生的微中子，惰性微中子。這種微中子存在與否並不能通過觀測 Z 玻色子衰變確定。但現在仍在進行的 MiniBooNE 實驗的中途結果表明這種微中子可能並不存在，但這一領域進行的最新的研究以及 MiniBooNE 實驗的一些異常數據仍然表明包括惰性微中子在內的新的種類的微中子仍有可能存在。一項由勞厄 — 郎之萬研究所完成的對於電子能譜的分析也表明惰性微中子可能存在。

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數據同時兼容於三種或四種微中子的情況。相關實驗人員仍在嘗試消除這一不確定性。

### 反微中子

反微中子是微中子的反粒子。它與微中子一樣是電中性的。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。實驗觀測到反微中子是右手性的。反微中子與微中子一樣只能通過萬有引力以及弱力與其他物質發生交互作用。這令它們非常難以觀測。微中子振盪實驗表明反微中子具有質量。β 衰變表明它的質量非常微小。微中子光理論預測微中子與反微中子湮滅會產生一個複合光子。

由於反微中子與微中子都是電中性的，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，那麼微中子與反微中子只能通過手徵性加以區別。如果微中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，比如無微中子雙 β 衰變的尋找。

全世界的研究者已經做了一些考察利用反微中子檢測核反應以控制核武器擴散的可能性的研究。

反微中子是在其與水中質子發生交互作用過程中被首次探測到的。核反應爐旁常設置水缸作為可控的反微中子源。只有反電微中子能發生格拉肖共振。微中子、反緲微中子與反濤中微子都不能發生這種現象。

### 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。

### 質量

依據粒子物理的標準模型，微中子靜質量為零。然而類似於頂類型和底類型夸克間的混合，從實驗中獲得的微中子振盪現象，其每一種味態都可由幾種質量本徵態混合形成，因此要求微中子質量非零。微中子具有質量這一想法源於 20 世紀 50 年代布魯諾・龐蒂科夫對於微中子振盪的理論研究。為了將質量納入考量，可以通過添加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。假如微中子如同其它基礎標準模型粒子，其質量是通過狄拉克機制生成，則需要一個 SU (2) 單態，除了與希格斯雙重態中性成分的湯川耦合以外，這粒子不會參與任何標準模型交互作用，因此稱為惰性微中子。假如質量可以通過馬約拉納機制生成，則微中子與反微中子會成為同一種粒子。

對於微中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，微中子和光子數量之比是固定的。如果三種微中子一起計算，每個微中子的平均能量如果超過 50 eV 的話，那麼宇宙就會發生塌縮。如果微中子是不穩定的，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 森林等宇宙學數據的分析給出了一個更為嚴格約束：三種微中子質量之和不大於 0.3 eV。

1998 年，超級神岡探測器的研究結果證實了微中子的味可以發生振盪，並進一步得出微中子質量非零。 但微中子的質量大小並沒有被測定。這是因為微中子振盪只與不同質量本徵態的質量的平方差有關。2005 年，KamLAND 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：Δ_m_2 
21 = 0.000079 eV2。2006 年，MINOS 實驗組觀測了高能緲微中子束的振盪情況，他們測定了 2、3 質量本徵態間的質量平方差的絕對值：|Δ_m_2 
32| = 0.0027 eV2。這一結果與之前由超級神岡探測器得到的結果吻合。由於 |Δ_m_2 
32| 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，至少會有一種微中子的質量本徵值不會小於 0.04 eV。

2009 年，通過分析觀測引力透鏡得到的數據，天文學者預測微中子質量大約為 1.5 eV。這麼令人驚愕的高數值意味著三種微中子質量大約相等，而微中子振盪的質量差在 meV 數位級。這微中子質量處於反電子微中子的美茵茨 - 特羅伊茨克上限（Mainz-Troitsk upper bound）2.2 eV 之內。卡爾斯魯厄氚微中子實驗（Karlsruhe Tritium Neutrino Experiment）2015 年會在 0.2 eV 與 2 eV 質量區間尋找微中子。

KATRIN、MARE 等實驗組已經就直接測定微中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 實驗參與者在緲微中子束中觀測到的濤微中子。這也是微中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，3-D MegaZ DR7 星系研究組報告他們測定三種微中子的質量之和上限為 0.28 eV。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 0.23 eV。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 0.320 ± 0.081 eV 的估計值。他們在其中考量了微中子在質量非零的情況下對於弱引力透鏡的影響。

如果微中子是一種馬約拉納費米子的話，那麼它的質量可以通過發生不產生微中子的雙 β 衰變的原子核的半衰期進行測算。KamLAND-Zen 研究組 2015 年通過這一方式給出微中子質量的最低的上限在 0.12 eV 至 0.25 eV 之間。

梶田隆章與阿瑟・麥克唐納因在實驗中發現了微中子振盪，從而證實微中子質量非零而獲得了 2015 年的諾貝爾物理學獎。

### 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。

而量子引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 _r_2 = _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 _m_ν/_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。

## 來源

### 人工反應

#### 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 3.5 MeV 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引力核。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。

## 探測

微中子並不能直接觀測，因為它不能令周圍的物質發生電離。反 β 衰變可以用於檢測反微中子。科溫和萊因斯就是利用這一反應發現反微中子的。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微中子能量高於某一閾值。到目前為止，尚沒有探測低能微中子的方法，這是由於還沒有方法將微中子之間的交互作用，比如 MSW 效應，與其他反應區分開來。微中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。

反微中子是在 20 世紀 50 年代在核反應爐附近發現的。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。來自核反應爐的能量高於 1.8 MeV 的反微中子與水中的質子發生交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（ 
e+ 
）以及電微中子（ 
ν 
e）。

正 β 衰變反應式為：

　
: 能量 + 
p 
  → 
n 
  + 
e+ 
  + 
ν 
e

科溫和萊因斯所採用的反 β 衰變的反應式為：

　
: 能量（>1.8 MeV） + 
p 
  + 
ν 
e → 
n 
  + 
e+

所產生的正電子會與電子在探測器中湮滅產生能量約為 0.5 MeV 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 8 MeV 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，用以探測高速微中子在水中通過時產生的契忍可夫輻射。這一反應會在水中產生電子和緲子。薩德伯里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。微中子在其中會產生類似的效應。 但微中子還會與氘原子發生光解，產生一個中子。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。研究人員通過定期檢測其中氬原子或鍺原子數量是否增加來探測微中子。MINOS 使用耦合了光電倍增管的固體閃爍探測器進行探測。Borexino 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 NOνA 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 微中子觀測站則使用體積達到 1 km3 密布著光倍增管的冰層作為探測介質。

## 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。

## 微中子的輻射生物學

一般認爲，由於不參與強交互作用並反應截面極其微小，微中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 個微中子，在距離超新星 1 秒差距（3.26 光年）的地方，由微中子造成的輻射劑量只有 0.5 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。因爲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，感受到的微中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 2.3 天文單位（比太陽 - 火星距離稍遠），很有可能因微中子輻射致死。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；微中子帶來的輻射劑量絕非主要問題，甚至不是次要問題。

## 參看

* 微中子天文學
* 微中子觀測站
* 小柴昌俊
* 微中子通信

## 注釋

nothing

## 參考資料

## 參考文獻

## 外部連結

* 微中子物理簡介（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* "What's a Neutrino?"（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, Dave Casper（University of California, Irvine）
* Aspera European network portal
* www.astroparticle.org: all about astroparticle physics...
* Neutrino unbound（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）: On-line review and e-archive on Neutrino Physics and Astrophysics
* Nova: The Ghost Particle（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）: Documentary on US public television from WGBH
* SNEWS（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）: Using neutrino detectors to receive early warning of supernovae
* John Bahcall Website（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Universe submerged in a sea of chilled neutrinos, _New Scientist_, 5 March 2008
* Neutrinos caught in the act, "R&D" July 24, 2009 By Tia Jones
* What's a neutrino?（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Search for neutrinoless double beta decay with enriched 76Ge in Gran Sasso 1990–2003
* Particle chameleon caught in the act of changing（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, CERN press release
* Neutrino 'ghost particle' sized up by astronomers BBC News 22 June 2010