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中微子

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中微子
1970年11月13日，首次利用氫氣泡室對於中微子進行的觀測。中微子撞擊了氫原子中的質子。這撞擊發生於照片右方，是三條由帶電粒子所形成軌跡的匯集之處。
組成基本粒子
系費米子
代第一，第二與第三
基本相互作用弱力及萬有引力
符號
ν
e，
ν
μ，
ν
τ，
ν
e，
ν
μ，
ν
τ
反粒子反中微子（可能與中微子相同，見馬約拉納費米子）
理論
ν
e（電中微子）: 沃爾夫岡·泡利 (1930)

ν
μ （μ中微子）：1940年代晚期
ν
τ（τ中微子）：1970年代中期
發現
ν
e: 克萊德·科溫，弗雷德里克·萊因斯（1956年）

ν
μ: 利昂·萊德曼, 梅爾文·施瓦茨和傑克·施泰因貝格爾（1962年）

ν
τ: DONUT協作項目（2000年）
類型3 - 電子、μ子和τ子
質量0.320 ± 0.081 eV/c2（三味之和）[1][2][3]
電荷0 e
自旋1⁄2
弱超荷−1
B − L−1
X−3

微中子、中微子（義大利語：Neutrino，即「微小電中性粒子」）又名幽靈粒子、鬼粒子（英語：ghost particle）[4][5]是一種電中性的基本粒子[6]，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。[7]

中微子與電子、μ子以及τ子同屬輕子，有三種「味」：電中微子（
ν
e）、μ中微子（
ν
μ）以及τ中微子（
ν
τ）。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。[6] 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着核反應，而超新星產生等過程也會伴隨着劇烈的核反應，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厘米上都會穿過大約650億個來自太陽的中微子。[8]

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數據，三種味的中微子質量之和小於電子質量的百萬分之一。[9]

歷史

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泡利的假設

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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[a]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着電子，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。[10]

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。這一術語最初是由愛德華多·阿馬爾迪（英語：Edoardo Amaldi）在一次與費米的對話中半開玩笑式地引入的。[11]

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，「中微子」確實存在。[12]:21

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）：


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，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意大利語的期刊上。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。[12]:24[13]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。[12]:25

實驗觀測

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1956年左右正在進行中微子相關實驗的克萊德·科溫

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。[14]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。[15][16]。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[17][b]。

在他們所進行的實驗（英語：Cowan–Reines neutrino experiment）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：


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[18] 。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DONUT協作項目（英語：DONUT）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。[19]


後續進展

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參見：中微子振盪、太陽中微子問題和超新星早期預警系統

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。[20][21]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。[22]

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。[23]

1985年，斯坦尼斯拉夫·米赫耶夫（英語：Stanislav Mikheyev）和阿列克謝·斯米爾諾夫（英語：Alexei Smirnov (physicist)）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着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（英語：Mikheyev–Smirnov–Wolfenstein effect）（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。[24][25]

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個中微子[23][26]。

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[27]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KamLAND（英語：KamLAND）以及MINOS（英語：MINOS）。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。[28]

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中微子的震盪現象獲得了諾貝爾物理學獎。[29]

性質

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中微子的自旋量子數為½，因而它是一種費米子。中微子通常通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。這意味着它還具有一個大小在10−19 μB量級的磁矩[30]。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[31]。

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鈈產生速率。[32]

米赫耶夫–斯米爾諾夫–沃爾芬斯坦效應

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參見：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[c]，其振盪概率會受到米赫耶夫–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。 [33]

核反應

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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概率需要考慮它的能級以及自旋態。通常發生這一反應的概率會隨着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中微子與氘核的反應。[34]

與中子類似，中微子也可以誘發重核的裂變[35]。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。[36]

種類

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基本粒子標準模型中的中微子
費米子 標識
第一代
電中微子
ν
e
反電中微子
ν
e
第二代
μ中微子
ν
μ
反μ中微子
ν
μ
第三代
τ中微子
ν
τ
反τ中微子
ν
τ

現在已知有三種味的中微子：電中微子（
ν
e）、μ中微子（
ν
μ）以及τ中微子（
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類型的輕中微子[d]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。[30] 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中微子，但尚未找到確切的證據。

人們通過來自液體閃爍器中微子探測器（英語：Liquid Scintillator Neutrino Detector）推測可能會存在另外一種不會參與弱相互作用但可以通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通過觀測Z玻色子衰變確定。但現在仍在進行的MiniBooNE實驗（英語：MiniBooNE）的中途結果表明這種中微子可能並不存在[37]，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中微子在內的新的種類的中微子仍有可能存在。[38]一項由勞厄—郎之萬研究所（英語：Institut Laue-Langevin）完成的對於電子能譜的分析[39]也表明惰性中微子可能存在。[40]

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中微子的情況。相關實驗人員仍在嘗試消除這一不確定性。[41]

反中微子

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反物質
實驗裝置
反粒子
用途
研究機構
人物

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衰變時伴隨着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通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。中微子光理論（英語：neutrino theory of light）預測中微子與反中微子湮滅會產生一個複合光子。[42]

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通過手征性加以區別。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[43][44][45]。

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[e]。核反應堆旁常設置水缸作為可控的反中微子源。只有反電中微子能發生格拉肖共振（英語：Glashow Resonance）。中微子、反緲中微子與反濤中微子都不能發生這種現象。[46]

中微子振盪

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參見：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，中微子振盪的存在意味着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，那麼它就可以進行非洛倫茲振盪（英語：Lorentz-violating neutrino oscillations）。[47]

由於反中微子與中微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。[48]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。[49]:137-139

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。[50][51]

質量

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未解決的物理學問題：我們能否測定中微子的質量？中微子是遵循費米—狄拉克統計還是遵循馬約拉納統計？

依據粒子物理的標準模型，中微子靜質量為零。然而類似於頂類型和底類型夸克間的混合，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。[52]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。假如中微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（英語：doublet state）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。假如質量可以通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。[53]:37-38

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50 eV的話，那麼宇宙就會發生坍縮。[54]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森林等宇宙學數據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0.3 eV。[55]

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。[56] 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。[57]2005年，KamLAND（英語：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：Δm2
21 = 0.000079 eV2。[58]2006年，MINOS（英語：MINOS）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：|Δm2
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。[59]由於|Δm2
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，至少會有一種中微子的質量本徵值不會小於0.04 eV。[60]

2009年，通過分析觀測引力透鏡得到的數據，天文學者預測中微子質量大約為1.5 eV。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（Mainz-Troitsk upper bound）2.2 eV之內[61]。卡爾斯魯厄氚中微子實驗（KATRIN）於2015年會在0.2 eV與2 eV質量區間尋找中微子。[62]

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。[63]

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。[64]

2010年7月，3-D 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0.28 eV[65]。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[66]。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。他們在其中考量了中微子在質量非零的情況下對於弱引力透鏡的影響。[67]

如果中微子是一種馬約拉納費米子的話，那麼它的質量可以通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。KamLAND-Zen研究組2015年通過這一方式給出中微子質量的最低的上限在0.12 eV至0.25 eV之間。[68]

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。[69]

速度

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參見：中微子速度的測量

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[70]，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[71][72]，有人[誰？]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。[73]

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[f]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。科學家通過遠處的探測器觀測一個時間窗口內中微子的相互作用，發現它的運動速度趨近於光速。2007年，MINOS（英語：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μ中微子質量上限為50 MeV。[74][75]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-0.0006% (±0.0012%)。[76]

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窗口內探測來自超新星能量為10 MeV的反中微子時，發現它們的速度趨近於光速。[77][78]


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的中微子的速度超過了光速[g][79]。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[80]。2011年11月，OPERA對實驗方法進行調整以測定單個中微子的速度，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[81]。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中微子的飛行時間測定結果偏低[82]。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[83]。2012年3月，ICARUS（英語：ICARUS (experiment)）實驗組宣布他們通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[84]。同年6月，CERN宣布由格蘭薩索實驗室四個實驗組[h]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[85]。

尺寸

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在標準模型中，中微子被視為一個點。其有效尺寸[i]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r2 = n × 10−33 cm2（n × 1 nb）。其中，對於電中微子，n = 3.2；對於μ中微子，n = 1.7；對於τ中微子，n = 1.0；其只與質量有關。[86]其可以理解為只與散射概率有關。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。[87]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（Pauli exclusion principle）[j]。也就是說如果密度增大的話，那麼動量[k]大的中微子會增多。

手征性

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實驗表明在誤差範圍內，中微子遵循左手螺旋法則的[l]，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征性。這也是標準模型中唯一被考慮到的手征性。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[m]，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。中微子的手征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，其手征性並不守恆，但其遵循的螺旋法則卻是守恆的。然而手征性算子並不與螺旋法則算子有同一個本徵態。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mν/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100 keV至1 MeV量級之間，其中遵循不同螺旋法則的中微子所占比例不會超過10−10。[88][89]

來源

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人工反應

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核反應堆

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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：235
U
、238
U
、239
Pu
以及241
Pu
[n]。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[90]會通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4000 MW、產生電功率為1300 MW的反應堆而言，實際由裂變產生的能量功率為4185 MW。這之間相差的185 MW會隨着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。[o]

反中微子的能譜情況取決核原料的種類[p]。但總體而言，裂變產生的可探測的反中微子峰值能量在3.5 MeV到4 MeV之間，能量的最大值約為10 MeV。[91]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1.8 MeV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1020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通過目前的探測技術進行探測。

加速器

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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。[92]這種設備被稱為中微子發生器（英語：Neutrino Factory）。

核彈

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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J.M.B.凱洛格則推薦他們以裂變反應堆作為反中微子源。[93]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。[q]

地球內部

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參見：地中微子

中微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衰變都會放出反中微子。由此產生的地中微子提供了珍貴的地球內部的信息。KamLAND（英語：KamLAND）2005年首次探測到地中微子。[94][95]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。

依據標準太陽模型，太陽內部會發生的質子-質子鏈反應。中微子可以經由這一過程產生。

大氣層

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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。在一項由塔塔基礎科學研究所（英語：Tata Institute of Fundamental Research）、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（英語：Kolar Gold Fields）的地下實驗室中發現的來源於宇宙射線的中微子。[96]

太陽

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參見：太陽中微子

太陽的運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厘米上都會穿過大約650億個來自太陽的中微子。[8]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

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超新星SN 1987A

1966年，科爾蓋特和懷特[97] 通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1011 K的中子核形成過程中釋出的各種中微子—反中微子對。[98]

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Kamiokande II探測器（英語：Kamiokande II）以及IMB探測器（英語：Irvine–Michigan–Brookhaven (detector)）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[98]，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個中微子[r]。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信息。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坍縮數秒後會有大量的中微子釋出。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中微子探測器網絡監視空中可能發生的超新星。中微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。

中微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信息同時也能攜帶一些那裡的信息。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[s][99]，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信號的持續時間。來自SN 1987A的中微子信號達到了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2.2 x 1046 J吻合。這占到了超新星產生能量的絕大多數。[100]

超新星遺蹟

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超新星中微子的能量能夠達到10 MeV的量級。[101]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Baikal（英語：Baikal Deep Underwater Neutrino Telescope）、AMANDA（英語：Antarctic Muon And Neutrino Detector Array）、IceCube, ANTARES（英語：ANTARES (telescope)）、NEMO以及Nestor。相關的特高能γ射線（英語：ultra-high-energy gamma ray）信息由VERITAS（英語：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皮埃爾·奧熱觀測站（英語：Pierre Auger Observatory）以及ANITA觀測到。[102]

大爆炸

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參見：宇宙中微子背景輻射

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[103]:66-67。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[103]:143-144。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。這意味着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集成塊前就已在其中均勻分布。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。這意味着中微子在暗物質中並不占太大的組分。[103]:226-228

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厘米中有56個。對應溫度在中微子質量為零時為1.9 K（1.7×10−4 eV），如果中微子質量超過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8
B
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

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主條目：中微子探測器

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[t]。反β衰變（英語：inverse beta decay）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1.8 MeV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（
e+
）以及電中微子（
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，用以探測高速中微子在水中通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。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[u]數量是否增加來探測中微子。MINOS（英語：MINOS）使用耦合了光電倍增管的固體閃爍探測器進行探測。Borexino（英語：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（英語：NOνA）則使用液態閃爍探測器，同時使用雪崩光電二極管進行檢測。位於南極的IceCube中微子觀測站則使用體積達到1 km3密布着光倍增管的冰層作為探測介質。[104]

對於科學研究的助益

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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，但在那裡通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。[105][106]

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着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。[12]

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[v]形式發出的。[107]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[w]。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。[108]

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。[109]

2012年11月，美國科學家通過粒子加速器將一個相干中微子信息傳過了780英尺厚的岩石，首次實現利用中微子進行的通信。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，利用中微子遠距離傳輸二進制信息。[110]

中微子的輻射生物學

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一般認爲，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個中微子，在距離超新星1秒差距（3.26光年）的地方，由中微子造成的輻射劑量只有0.5 nanoSieverts (nSv)。[111] 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2.3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

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注釋

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  1. ^ 更準確地來說是電中微子
  2. ^ 由於諾貝爾獎原則上只頒發給在世者，而當時科溫已去世20餘年，所以他未能獲獎。
  3. ^ 比如太陽核心區產生的中微子傳播到地球的過程
  4. ^ 這裡的「輕中微子」指的是質量小於Z玻色子質量一半的中微子。
  5. ^ 參見科溫—萊因斯實驗（英語：Cowan–Reines neutrino experiment）
  6. ^ 它是通過脈衝質子束轟擊靶產生的
  7. ^ 參見超光速中微子異常（英語：Faster-than-light neutrino anomaly）
  8. ^ 四個實驗組分別為OPERA、ICARUS、Borexino（英語：Borexino）以及LVD（英語：Large Volume Detector）
  9. ^ 即電弱相互作用中的表觀尺寸
  10. ^ 量子力學中，泡利不相容原理、表明，兩個全同的費米子不能處於相同的量子態。
  11. ^ 力學中，動量是物體的質量和速度的乘積。
  12. ^ 即自旋角動量方向與動量方向反平行，右手性反之。
  13. ^ 在大統一理論所需的能量尺度下，參見翹翹板機制。
  14. ^ 這裡是說，反中微子來源於這四種同位素的裂變產物所發生的負β衰變。
  15. ^ 通常反應堆核心產生的熱能中1/3可以轉化為電能。對於這個熱功率為4000 MW的反應堆，其產電功率就是1300 MW，剩餘的2700 MW就是純熱功率
  16. ^ 鈈-239裂變產生的反中微子平均而言能量會比鈾-235裂變產生的略高。
  17. ^ 分別來源於核聚變與用以引發核聚變的核裂變。
  18. ^ 輕子數為1
  19. ^ 理論預測中子星就是來源於這一類型的中子星
  20. ^ 這是由於中微子是電中性的。而它所能發生的一些效應，比如MSW效應，也不會產生可以追蹤的輻射。
  21. ^ 這兩種原子分別為電中微子與上述兩種原子發生核反應的產物
  22. ^ 持續時間在10秒左右
  23. ^ 參見暗物質

參考資料

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  1. ^ Astronomers Accurately Measure the Mass of Neutrinos for the First Time. scitechdaily.com. Image credit:NASA, ESA, and J. Lotz, M. Mountain, A. Koekemoer, and the HFF Team (STScI). 2014-02-10 [2014-05-07]. （原始內容存檔於2014-05-08）. 
  2. ^ Foley, James A. Mass of Neutrinos Accurately Calculated for First Time, Physicists Report. natureworldnews.com. Image credit: . via Wikimedia Commons. 2014-02-10 [2014-05-07]. （原始內容存檔於2014-05-08）. 
  3. ^ Battye, Richard A.; Moss, Adam. Evidence for Massive Neutrinos from Cosmic Microwave Background and Lensing Observations. Physical Review Letters. 2014, 112 (5): 051303. Bibcode:2014PhRvL.112e1303B. PMID 24580586. arXiv:1308.5870v2 可免費查閱. doi:10.1103/PhysRevLett.112.051303. 
  4. ^ Jayawardhana, Ray. The Neutrino Hunters: The chase for the ghost particle and the secrets of the universe softcover. Oneworld Publications. 2015. ISBN 978-1-780-74647-0. 
  5. ^ Ghostlike neutrinos. particlecentral.com. Scottsdale, AZ: Four Peaks Technologies. [2016-04-24]. （原始內容存檔於2016-03-24）. 
  6. ^ 6.0 6.1 Neutrino. Glossary for the Research Perspectives of the Max Planck Society. Max Planck Gesellschaft. [2012-03-27]. （原始內容存檔於2012-02-19）. 
  7. ^ Dodelson, Scott; Widrow, Lawrence M. Sterile neutrinos as dark matter 72 (17). 1994 [2015-10-07]. （原始內容存檔於2015-10-16）. 
  8. ^ 8.0 8.1 Bahcall, John N.; Serenelli, Aldo M.; Basu, Sarbani. New Solar Opacities, Abundances, Helioseismology, and Neutrino Fluxes. The Astrophysical Journal. 2005, 621 (1): L85–8. Bibcode:2005ApJ...621L..85B. arXiv:astro-ph/0412440 可免費查閱. doi:10.1086/428929. 
  9. ^ Olive, K. A. Sum of Neutrino Masses (PDF). Chinese Physics C. [2015-10-07]. （原始內容存檔 (PDF)於2015-09-04）. 
  10. ^ Brown, Laurie M. The idea of the neutrino. Physics Today. 1978, 31 (9): 23–8. Bibcode:1978PhT....31i..23B. doi:10.1063/1.2995181. 
  11. ^ E. Amaldi. From the discovery of the neutron to the discovery of nuclear fission. Phys. Rep. 1984, 111 (1–4): 306. 
  12. ^ 12.0 12.1 12.2 12.3 F. Close. Neutrino. Oxford University Press. 2012. ISBN 978-0199695997. 
  13. ^ E. Fermi. Versuch einer Theorie der β-Strahlen. I. Zeitschrift für Physik A. 1934, 88 (3–4): 161. Bibcode:1934ZPhy...88..161F. doi:10.1007/BF01351864.  Translated in F. L. Wilson. Fermi's Theory of Beta Decay (PDF). American Journal of Physics. 1968, 36 (12): 1150 [2015-10-07]. Bibcode:1968AmJPh..36.1150W. doi:10.1119/1.1974382. （原始內容 (PDF)存檔於2013-05-12）. 
  14. ^ K.-C. Wang. A Suggestion on the Detection of the Neutrino. Physical Review. 1942, 61 (1–2): 97. Bibcode:1942PhRv...61...97W. doi:10.1103/PhysRev.61.97. 
  15. ^ C. L. Cowan Jr.; F. Reines; F. B. Harrison; H. W. Kruse; et al. Detection of the Free Neutrino: a Confirmation. Science. 1956, 124 (3212): 103–4. Bibcode:1956Sci...124..103C. PMID 17796274. doi:10.1126/science.124.3212.103. 
  16. ^ K. Winter. Neutrino physics. Cambridge University Press. 2000: 38ff. ISBN 978-0-521-65003-8. 
  17. ^ The Nobel Prize in Physics 1995. The Nobel Foundation. [2010-06-29]. （原始內容存檔於2018-06-30）. 
  18. ^ I. V. Anicin. The Neutrino – Its Past, Present and Future. 2005. arXiv:physics/0503172 可免費查閱. 
  19. ^ Physicists Find First Direct Evidence for Tau Neutrino at Fermilab (新聞稿). Fermilab. 2000-07-20 [2015-10-09]. （原始內容存檔於2016-10-20）. In 1989, experimenters at CERN found proof that the tau neutrino is the third and last light neutrino of the Standard Model, but a direct observation was not yet feasible. 
  20. ^ Neutrino Experiments and the Problem of Conservation of Leptonic Charge.- Pontecorvo, B. (PDF). Soviet Physics JETP, Vol. 26. 1968年: P.984 [2016-06-04]. （原始內容存檔 (PDF)於2016-07-01）. 
  21. ^ Page 1 Research of neutrino oscillations in the experiment 2LAr@CERN PS (PDF). 2011: P.3 [2016-06-04]. （原始內容存檔 (PDF)於2016-06-29）. 
  22. ^ 与专家面对面现场实录：解读中微子. 2015-12-14 [2016-06-05]. （原始內容存檔於2016-08-21）. 
  23. ^ 23.0 23.1 日本中微子研究为何能获诺贝尔奖_科技_腾讯网. 騰訊太空. 2015-10-06 [2016-05-29]. （原始內容存檔於2016-08-20）. 
  24. ^ AY Smirnov. The MSW effect and Solar Neutrinos. 2003-05-09 [2016-06-05]. （原始內容存檔於2016-08-03）. 
  25. ^ AY Smirnov. The MSW effect and Matter Effects in Neutrino Oscillations. 2004-12-27 [2016-06-05]. （原始內容存檔於2016-08-03）. 
  26. ^ Pagliaroli, G.; Vissani, F.; Costantini, M. L.; Ianni, A. Improved analysis of SN1987A antineutrino events. Astroparticle Physics. 2009, 31 (3): 163. Bibcode:2009APh....31..163P. arXiv:0810.0466 可免費查閱. doi:10.1016/j.astropartphys.2008.12.010. 
  27. ^ Ahmad, Q.R. et al., Physical Review Letters, 87, 1301. NASA ADS
  28. ^ M. Maltoni; T. Schwetz; M. Tórtola; J. W. F. Valle. Status of global fits to neutrino oscillations. New Journal of Physics. 2004, 6 (1): 122. Bibcode:2004NJPh....6..122M. arXiv:hep-ph/0405172 可免費查閱. doi:10.1088/1367-2630/6/1/122. 
  29. ^ 撰文：晧宇/責編：路西. 中微子研究历来多受到诺贝尔奖青睐- BBC 中文网. BBC. 2015-10-16 [2015-05-29]. （原始內容存檔於2015-10-09）. 
  30. ^ 30.0 30.1 Particle Data Group; Eidelman, S.; Hayes, K. G.; Olive, K. A.; Aguilar-Benitez, M.; Amsler, C.; Asner, D.; Babu, K. S.; Barnett, R. M.; Beringer, J.; Burchat, P. R.; Carone, C. D.; Caso, S.; Conforto, G.; Dahl, O.; d'Ambrosio, G.; Doser, M.; Feng, J. L.; Gherghetta, T.; Gibbons, L.; Goodman, M.; Grab, C.; Groom, D. E.; Gurtu, A.; Hagiwara, K.; Hernández-Rey, J. J.; Hikasa, K.; Honscheid, K.; Jawahery, H.; et al. Review of Particle Physics. Physics Letters B. 2004, 592: 1–5. Bibcode:2004PhLB..592....1P. arXiv:astro-ph/0406663 可免費查閱. doi:10.1016/j.physletb.2004.06.001. 
  31. ^ S.M. Caroll. Ada Lovelace Day: Chien-Shiung Wu. Discover Magazine. 2009-03-25 [2011-09-23]. [永久失效連結]
  32. ^ Parker, Ann. Monitoring Nuclear Reactors with Antineutrinos (PDF). Science & Technology Review. Lawrence Livermore National Laboratory. 2006 [2015-10-10]. （原始內容 (PDF)存檔於2015-09-22）. The central detector, in which the antineutrinos are detected, consists of four stainless-steel cells filled with a cubic meter of liquid scintillator. The scintillator contains plenty of quasi-free protons and is laced with gadolinium atoms. 
  33. ^ the Class for Physics of the Royal Swedish Academy of Sciences. Scientific Background on the Nobel Prize in Physics 2015: NEUTRINO OSCILLATIONS (PDF). Nobelprize.org: 15–16. [2015-11-01]. （原始內容存檔 (PDF)於2015-10-10）. 
  34. ^ The Sudbury Neutrino Observatory – Canada's eye on the universe. CERN Courier. CERN. 2001-12-04 [2008-06-04]. （原始內容存檔於2016-06-25）. The detector consists of a 12 m diameter acrylic sphere containing 1000 tonnes of heavy water...[Solar neutrinos] are detected at SNO via the charged current process of electron neutrinos interacting with deuterons to produce two protons and an electron 
  35. ^ Kolbe, E.; Langanke, K.; Fuller, G. M. Neutrino-Induced Fission of Neutron-Rich Nuclei. Physical Review Letters. 2004, 92 (11): 111101. Bibcode:2004PhRvL..92k1101K. PMID 15089120. arXiv:astro-ph/0308350 可免費查閱. doi:10.1103/PhysRevLett.92.111101. 
  36. ^ Kelić, A.; Zinner, N.; Kolbe, E.; Langanke, K.; Schmidt, K.-H. Cross sections and fragment distributions from neutrino-induced fission on r-process nuclei. Physics Letters B. 2005, 616 (1–2): 48–58. Bibcode:2005PhLB..616...48K. arXiv:hep-ex/0312045 可免費查閱. doi:10.1016/j.physletb.2005.04.074. 
  37. ^ Karagiorgi, G.; Aguilar-Arevalo, A.; Conrad, J. M.; Shaevitz, M. H.; Whisnant, K.; Sorel, M.; Barger, V. LeptonicCPviolation studies at MiniBooNE in the (3+2) sterile neutrino oscillation hypothesis. Physical Review D. 2007, 75: 013011. Bibcode:2007PhRvD..75a3011K. arXiv:hep-ph/0609177 可免費查閱. doi:10.1103/PhysRevD.75.013011. 
  38. ^ M. Alpert. Dimensional Shortcuts. Scientific American. 2007 [2009-10-31]. （原始內容存檔於2017-03-29）. 
  39. ^ Mueller, Th. A.; Lhuillier, D.; Fallot, M.; Letourneau, A.; Cormon, S.; Fechner, M.; Giot, L.; Lasserre, T.; Martino, J.; Mention, G.; Porta, A.; Yermia, F. Improved predictions of reactor antineutrino spectra. Physical Review C. 2011, 83 (5): 054615. Bibcode:2011PhRvC..83e4615M. arXiv:1101.2663 可免費查閱. doi:10.1103/PhysRevC.83.054615. 
  40. ^ Mention, G.; Fechner, M.; Lasserre, Th.; Mueller, Th. A.; Lhuillier, D.; Cribier, M.; Letourneau, A. Reactor antineutrino anomaly. Physical Review D. 2011, 83 (7): 073006. Bibcode:2011PhRvD..83g3006M. arXiv:1101.2755 可免費查閱. doi:10.1103/PhysRevD.83.073006. 
  41. ^ R. Cowen. Ancient Dawn's Early Light Refines the Age of the Universe. Science News. 2010-02-02 [2010-02-03]. （原始內容存檔於2010-02-06）. 
  42. ^ W. A. Perkins. Interpreted History of Neutrino Theory of Light and Its Future. A. E. Chubykalo, V. V. Dvoeglazov, D. J. Ernst, V. G. Kadyshevsky, and Y. S. Kim (編). Lorentz Group, CPT and Neutrinos: Proceedings of the International Workshop, Zacatecas, Mexico, 23-26 June 1999. 1999.  |year=與|date=不匹配 (幫助);
  43. ^ LLNL/SNL Applied Antineutrino Physics Project. LLNL-WEB-204112. 2006 [2015-10-07]. （原始內容存檔於2016-01-21）. 
  44. ^ Applied Antineutrino Physics 2007 workshop. 2007 [2015-10-07]. （原始內容存檔於2015-09-23）. 
  45. ^ New Tool To Monitor Nuclear Reactors Developed. ScienceDaily. 2008-03-13 [2008-03-16]. （原始內容存檔於2008-04-01）. 
  46. ^ V. Barger; et al. Glashow resonance as a window into cosmic neutrino sources. Phys. Rev. D. 2014-12-12, 90 (12): 121301 [2015-10-10]. doi:10.1103/PhysRevD.90.121301. （原始內容存檔於2019-02-20）. The rate of interaction of electron neutrino, muon neutrino, tau neutrino, muon antineutrino, tau antineutrino, with electron is mostly negligible compared to interactions with nucleons. However, the case of electron antineutrino is unique because of [Glashow resonance at energy of about 6.3 PeV] 
  47. ^ Alan Kostelecký, V.; Mewes, Matthew. Lorentz andCPTviolation in neutrinos. Physical Review D. 2004, 69: 016005. Bibcode:2004PhRvD..69a6005A. arXiv:hep-ph/0309025 可免費查閱. doi:10.1103/PhysRevD.69.016005. 
  48. ^ C. Giunti; C.W. Kim. Fundamentals of neutrino physics and astrophysics. Oxford University Press. 2007: 255. ISBN 0-19-850871-9. 
  49. ^ Griffiths, David J., Introduction to Elementary Particles 2nd revised, WILEY-VCH, 2008, ISBN 978-3-527-40601-2 
  50. ^ "Neutrino shape-shift points to new physics" （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） Physics News, 19 July 2013.
  51. ^ "Neutrino 'flavour' flip confirmed" （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） BBC News, 19 July 2013.
  52. ^ Schechter, J.; Valle, J. W. F. Neutrino masses in SU(2) ⊗ U(1) theories. Physical Review D. 1980, 22 (9): 2227. Bibcode:1980PhRvD..22.2227S. doi:10.1103/PhysRevD.22.2227. 
  53. ^ Hitoshi Murayama. The origin of neutrino mass (PDF). Physics World. May 2002, 15 (5): 35–39 [2015-10-31]. （原始內容存檔 (PDF)於2016-03-04）. 
  54. ^ Hut, P.; Olive, K.A. A cosmological upper limit on the mass of heavy neutrinos. Physics Letters B. 1979, 87 (1–2): 144–6. Bibcode:1979PhLB...87..144H. doi:10.1016/0370-2693(79)90039-X. 
  55. ^ Goobar, Ariel; Hannestad, Steen; Mörtsell, Edvard; Tu, Huitzu. The neutrino mass bound from WMAP 3 year data, the baryon acoustic peak, the SNLS supernovae and the Lyman-α forest. Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2006, 2006 (6): 019. Bibcode:2006JCAP...06..019G. arXiv:astro-ph/0602155 可免費查閱. doi:10.1088/1475-7516/2006/06/019. 
  56. ^ Fukuda, Y.; Hayakawa, T.; Ichihara, E.; Inoue, K.; Ishihara, K.; Ishino, H.; Itow, Y.; Kajita, T.; Kameda, J.; Kasuga, S.; Kobayashi, K.; Kobayashi, Y.; Koshio, Y.; Martens, K.; Miura, M.; Nakahata, M.; Nakayama, S.; Okada, A.; Oketa, M.; Okumura, K.; Ota, M.; Sakurai, N.; Shiozawa, M.; Suzuki, Y.; Takeuchi, Y.; Totsuka, Y.; Yamada, S.; Earl, M.; Habig, A.; et al. Measurements of the Solar Neutrino Flux from Super-Kamiokande's First 300 Days. Physical Review Letters. 1998, 81 (6): 1158. Bibcode:1998PhRvL..81.1158F. arXiv:hep-ex/9805021 可免費查閱. doi:10.1103/PhysRevLett.81.1158. 
  57. ^ Mohapatra, R N; Antusch, S; Babu, K S; Barenboim, G; Chen, M-C; De Gouvêa, A; De Holanda, P; Dutta, B; Grossman, Y; Joshipura, A; Kayser, B; Kersten, J; Keum, Y Y; King, S F; Langacker, P; Lindner, M; Loinaz, W; Masina, I; Mocioiu, I; Mohanty, S; Murayama, H; Pascoli, S; Petcov, S T; Pilaftsis, A; Ramond, P; Ratz, M; Rodejohann, W; Shrock, R; Takeuchi, T; et al. Theory of neutrinos: A white paper. Reports on Progress in Physics. 2007, 70 (11): 1757. Bibcode:2007RPPh...70.1757M. arXiv:hep-ph/0510213 可免費查閱. doi:10.1088/0034-4885/70/11/R02. 
  58. ^ Araki, T.; Eguchi, K.; Enomoto, S.; Furuno, K.; Ichimura, K.; Ikeda, H.; Inoue, K.; Ishihara, K.; Iwamoto, T.; Kawashima, T.; Kishimoto, Y.; Koga, M.; Koseki, Y.; Maeda, T.; Mitsui, T.; Motoki, M.; Nakajima, K.; Ogawa, H.; Owada, K.; Ricol, J.-S.; Shimizu, I.; Shirai, J.; Suekane, F.; Suzuki, A.; Tada, K.; Tajima, O.; Tamae, K.; Tsuda, Y.; Watanabe, H.; et al. Measurement of Neutrino Oscillation with KamLAND: Evidence of Spectral Distortion. Physical Review Letters. 2005, 94 (8): 081801. Bibcode:2005PhRvL..94h1801A. PMID 15783875. arXiv:hep-ex/0406035 可免費查閱. doi:10.1103/PhysRevLett.94.081801. 
  59. ^ MINOS experiment sheds light on mystery of neutrino disappearance (新聞稿). Fermilab. 2006-03-30 [2007-11-25]. （原始內容存檔於2007-09-19）. 
  60. ^ Amsler, C.; Doser, M.; Antonelli, M.; Asner, D.M.; Babu, K.S.; Baer, H.; Band, H.R.; Barnett, R.M.; Bergren, E.; Beringer, J.; Bernardi, G.; Bertl, W.; Bichsel, H.; Biebel, O.; Bloch, P.; Blucher, E.; Blusk, S.; Cahn, R.N.; Carena, M.; Caso, C.; Ceccucci, A.; Chakraborty, D.; Chen, M.-C.; Chivukula, R.S.; Cowan, G.; Dahl, O.; d'Ambrosio, G.; Damour, T.; De Gouvêa, A.; et al. Review of Particle Physics. Physics Letters B. 2008, 667: 1. Bibcode:2008PhLB..667....1P. doi:10.1016/j.physletb.2008.07.018. 
  61. ^ "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 < 2.2 eV/c2 (95% Confidence Level)" The Mainz Neutrino Mass Experiment （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
  62. ^ Nieuwenhuizen, Th. M. Do non-relativistic neutrinos constitute the dark matter?. EPL. 2009, 86 (5): 59001. Bibcode:2009EL.....8659001N. arXiv:0812.4552 可免費查閱. doi:10.1209/0295-5075/86/59001. 
  63. ^ Otokar Dragoun; Drahoslav Venos. Searches for Active and Sterile Neutrinos in Beta-Ray Spectra. 2015-04-28. arXiv:1504.07496 可免費查閱. 
  64. ^ Agafonova, N.; Aleksandrov, A.; Altinok, O.; Ambrosio, M.; Anokhina, A.; Aoki, S.; Ariga, A.; Ariga, T.; Autiero, D.; Badertscher, A.; Bagulya, A.; Bendhabi, A.; Bertolin, A.; Besnier, M.; Bick, D.; Boyarkin, V.; Bozza, C.; Brugière, T.; Brugnera, R.; Brunet, F.; Brunetti, G.; Buontempo, S.; Cazes, A.; Chaussard, L.; Chernyavsky, M.; Chiarella, V.; Chon-Sen, N.; Chukanov, A.; Ciesielski, R.; et al. Observation of a first ντ candidate event in the OPERA experiment in the CNGS beam. Physics Letters B. 2010, 691 (3): 138–45. Bibcode:2010PhLB..691..138A. arXiv:1006.1623 可免費查閱. doi:10.1016/j.physletb.2010.06.022. 
  65. ^ Thomas, Shaun A.; Abdalla, Filipe B.; Lahav, Ofer. Upper Bound of 0.28 eV on Neutrino Masses from the Largest Photometric Redshift Survey. Physical Review Letters. 2010, 105 (3): 031301. Bibcode:2010PhRvL.105c1301T. PMID 20867754. arXiv:0911.5291 可免費查閱. doi:10.1103/PhysRevLett.105.031301. 
  66. ^ Planck Collaboration, P. A. R.; Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Armitage-Caplan, C.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Atrio-Barandela, F.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Banday, A. J.; Barreiro, R. B.; Bartlett, J. G.; Battaner, E.; Benabed, K.; Benoît, A.; Benoit-Lévy, A.; Bernard, J.-P.; Bersanelli, M.; Bielewicz, P.; Bobin, J.; Bock, J. J.; Bonaldi, A.; Bond, J. R.; Borrill, J.; Bouchet, F. R.; Bridges, M.; Bucher, M.; Burigana, C.; Butler, R. C.; et al. Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters. Astronomy & Astrophysics. 2013, 1303: 5076. Bibcode:2013arXiv1303.5076P. arXiv:1303.5076 可免費查閱. doi:10.1051/0004-6361/201321591. 
  67. ^ Battye, Richard A.; Moss, Adam. Evidence for Massive Neutrinos from Cosmic Microwave Background and Lensing Observations. Physical Review Letters. 2014, 112 (5): 051303. Bibcode:2014PhRvL.112e1303B. PMID 24580586. arXiv:1308.5870 可免費查閱. doi:10.1103/PhysRevLett.112.051303. 
  68. ^ A. Gando et al. (KamLAND-Zen Collaboration). Limit on Neutrinoless ββ Decay of Xe136 from the First Phase of KamLAND-Zen and Comparison with the Positive Claim in Ge76. Phys. Rev. Lett. 110, 062502. 2013-02-07. Bibcode:2013PhRvL.110f2502G. doi:10.1103/PhysRevLett.110.062502. 
  69. ^ Press Release (The Royal Swedish Academy of Sciences) （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） 2015 Oct.6
  70. ^ 何世豪. 微中子震盪、自旋進動和微中子電偶極. 國立清華大學. 2005 [2011-09-23]. （原始內容存檔於2012-12-21） （中文（繁體））. 
  71. ^ 陳少敏. 后中微子振荡发现的实验进展与展望. 物理. 2016-11-24, (46) [2017-08-16]. （原始內容存檔於2017-08-16）. 
  72. ^ 中微子——通往新物理之门. 現代物理知識. 2014, 26 (3): 35-39 [2017-08-16]. （原始內容存檔於2017-08-16）. 
  73. ^ Colladay, D.; Kostelecky, V.A. Lorentz-Violating Extension of the Standard Model (PDF). Physical Review D. 1998, 58 [2015-10-09]. doi:10.1103/PhysRevD.58.116002. 116002. （原始內容存檔 (PDF)於2018-05-20）. 
  74. ^ Adamson, P.; Andreopoulos, C.; Arms, K. E.; Armstrong, R.; Auty, D. J.; Avvakumov, S.; Ayres, D. S.; Baller, B.; Barish, B.; Barnes, P. D.; Barr, G.; Barrett, W. L.; Beall, E.; Becker, B. R.; Belias, A.; Bergfeld, T.; Bernstein, R. H.; Bhattacharya, D.; Bishai, M.; Blake, A.; Bock, B.; Bock, G. J.; Boehm, J.; Boehnlein, D. J.; Bogert, D.; Border, P. M.; Bower, C.; Buckley-Geer, E.; Cabrera, A.; et al. Measurement of neutrino velocity with the MINOS detectors and NuMI neutrino beam. Physical Review D. 2007, 76 (7): 072005. Bibcode:2007PhRvD..76g2005A. arXiv:0706.0437 可免費查閱. doi:10.1103/PhysRevD.76.072005. 
  75. ^ D. Overbye. Tiny neutrinos may have broken cosmic speed limit. New York Times. 2011-09-22 [2015-10-09]. （原始內容存檔於2015-09-28）. That group found, although with less precision, that the neutrino speeds were consistent with the speed of light. 
  76. ^ Hesla, Leah. MINOS reports new measurement of neutrino velocity. Fermilab today. 2012-06-08 [2015-04-02]. （原始內容存檔於2015-09-24）. 
  77. ^ Stodolsky, Leo. The speed of light and the speed of neutrinos. Physics Letters B. 1988, 201 (3): 353–354. Bibcode:1988PhLB..201..353S. doi:10.1016/0370-2693(88)91154-9. 
  78. ^ Andrew Cohen; Sheldon Glashow. New Constraints on Neutrino Velocities. Phys. Rev. Lett. 2011-10-28, 107 (18): 181803 [2015-10-11]. doi:10.1103/PhysRevLett.107.181803. （原始內容存檔於2015-10-16）. 
  79. ^ Jason Palmer. Speed-of-light experiments give baffling result at CERN. BBC News. 2011-09-22 [2011-09-22]. （原始內容存檔於2011-09-23） （英語）. 
  80. ^ New results from OPERA on neutrino properties. [2011-10-09]. （原始內容存檔於2011-10-05） （英語）. 
  81. ^ Edwin Cartlidge. BREAKING NEWS: Error Undoes Faster-Than-Light Neutrino Results. ScienceInsider. 2012-02-22 [2012-02-27]. （原始內容存檔於2012-02-25）. 
  82. ^ Edwin Cartlidge. Official Word on Superluminal Neutrinos Leaves Warp-Drive Fans a Shred of Hope—Barely. ScienceInsider. 2012-02-04 [2012-02-27]. （原始內容存檔於2012-02-26）. 
  83. ^ 科学家将于5月重新进行“中微子超光速”实验. 科學網. 2012-02-24 [2012-02-27]. （原始內容存檔於2012-03-02）. 
  84. ^ Antonello, M.; Aprili, P.; Baiboussinov, B.; Baldo Ceolin, M.; Benetti, P.; Calligarich, E.; Canci, N.; Centro, S.; Cesana, A.; Cieślik, K.; Cline, D.B.; Cocco, A.G.; Dabrowska, A.; Dequal, D.; Dermenev, A.; Dolfini, R.; Farnese, C.; Fava, A.; Ferrari, A.; Fiorillo, G.; Gibin, D.; Gigli Berzolari, A.; Gninenko, S.; Guglielmi, A.; Haranczyk, M.; Holeczek, J.; Ivashkin, A.; Kisiel, J.; Kochanek, I.; et al. Measurement of the neutrino velocity with the ICARUS detector at the CNGS beam. Physics Letters B. 2012, 713: 17–22. Bibcode:2012PhLB..713...17I. arXiv:1203.3433 可免費查閱. doi:10.1016/j.physletb.2012.05.033. 
  85. ^ Neutrinos sent from CERN to Gran Sasso respect the cosmic speed limit, experiments confirm (新聞稿). CERN. 2012-06-08 [2015-04-02]. （原始內容存檔於2015-10-16）. 
  86. ^ Lucio, J. L.; Rosado, A.; Zepeda, A. Characteristic size for the neutrino. Physical Review D. 1985, 31 (5): 1091–1096. Bibcode:1985PhRvD..31.1091L. PMID 9955801. doi:10.1103/PhysRevD.31.1091. 
  87. ^ Choi, Charles Q. Particles Larger Than Galaxies Fill the Universe?. National Geographic News. 2009-06-02 [2015-10-08]. （原始內容存檔於2016-03-04）. 
  88. ^ B. Kayser. Neutrino mass, mixing, and flavor change (PDF). Particle Data Group. 2005 [2007-11-25]. （原始內容存檔 (PDF)於2007-09-26）. 
  89. ^ S.M. Bilenky; C. Giunti. Lepton Numbers in the framework of Neutrino Mixing. International Journal of Modern Physics A. 2001, 16 (24): 3931–3949 [2015-10-08]. Bibcode:2001IJMPA..16.3931B. arXiv:hep-ph/0102320 可免費查閱. doi:10.1142/S0217751X01004967. （原始內容存檔於2012-09-02）. 
  90. ^ Nuclear Fission and Fusion, and Nuclear Interactions. NLP National Physical Laboratory. 2008 [2009-06-25]. （原始內容存檔於2010-03-05）. 
  91. ^ A. Bernstein; Wang, Y.; Gratta, G.; West, T. Nuclear reactor safeguards and monitoring with antineutrino detectors. Journal of Applied Physics. 2002, 91 (7): 4672. Bibcode:2002JAP....91.4672B. arXiv:nucl-ex/0108001 可免費查閱. doi:10.1063/1.1452775. 
  92. ^ A. Bandyopadhyay et al. (ISS Physics Working Group); et al. Physics at a future Neutrino Factory and super-beam facility. Reports on Progress in Physics. 2007, 72 (10): 6201. Bibcode:2009RPPh...72j6201B. arXiv:0710.4947 可免費查閱. doi:10.1088/0034-4885/72/10/106201. 
  93. ^ F. Reines; C. Cowan, Jr. The Reines-Cowan Experiments: Detecting the Poltergeist (PDF). Los Alamos Science. 1997, 25: 3 [2015-10-08]. （原始內容存檔 (PDF)於2013-02-21）. 
  94. ^ 中微子实验的过去、现在与未来 - 清华大学出版社期刊中心 (PDF). : Page 11 [2016-06-05]. （原始內容存檔 (PDF)於2016-07-01）. 
  95. ^ Neutrino Physics. 2015年: Page 14. 
  96. ^ M. R. Krishnaswamy; et al. The Kolar Gold Fields Neutrino Experiment. II. Atmospheric Muons at a Depth of 7000 hg cm-2 (Kolar). Proceedings of the Royal Society of London. Series A, Mathematical and Physical Sciences. 1971-07-06, 323 (1555): 511–522. JSTOR 78071. 
  97. ^ S. A. Colgate & R. H. White. The Hydrodynamic Behavior of Supernova Explosions. The Astrophysical Journal. 1966, 143: 626. Bibcode:1966ApJ...143..626C. doi:10.1086/148549. 
  98. ^ 98.0 98.1 A.K. Mann. Shadow of a star: The neutrino story of Supernova 1987A. W. H. Freeman. 1997: 122 [2015-10-09]. ISBN 0-7167-3097-9. （原始內容存檔於2008-05-05）. 
  99. ^ Products of the 1987A supernova (PDF). [2015-10-09]. （原始內容存檔 (PDF)於2016-03-04）. 
  100. ^ Diameter of neutrino-generating core, and total neutrino power of SN 1987A. [2015-10-09]. （原始內容存檔於2015-10-16）. 
  101. ^ Supernova Neutrino Detection. 2012-05-27 [2016-06-03]. （原始內容存檔於2016-08-03）. 
  102. ^ A Search for Ultra-high Energy Neutrinos and Cosmic-Rays with ANITA-2 - Department of Physics and Astronomy University College London (PDF). 2012: 4 [2016-06-03]. （原始內容存檔 (PDF)於2016-08-05）. 
  103. ^ 103.0 103.1 103.2 Barbara Sue Ryden. Introduction to cosmology. Addison-Wesley. 2003. ISBN 978-0-8053-8912-8. 
  104. ^ IceCube Collaboration. Evidence for High-Energy Extraterrestrial Neutrinos at the IceCube Detector (PDF). Science. 2013, 342: 6161 [2015-10-08]. doi:10.1126/science.1242856. （原始內容存檔 (PDF)於2018-05-20）. 
  105. ^ J.N. Bahcall. Neutrino Astrophysics. Cambridge University Press. 1989. ISBN 0-521-37975-X. 
  106. ^ D.R. David Jr. Nobel Lecture: A half-century with solar neutrinos. Reviews of Modern Physics. 2003, 75 (3): 10. Bibcode:2003RvMP...75..985D. doi:10.1103/RevModPhys.75.985. 
  107. ^ Physics – Supernova Starting Gun: Neutrinos. Focus.aps.org. 2009-07-17 [2012-04-05]. （原始內容存檔於2011-09-26）. 
  108. ^ G.B. Gelmini; A. Kusenko; T.J. Weiler. Through Neutrino Eyes. Scientific American. May 2010, 302 (5): 38–45 [2015-10-08]. Bibcode:2010SciAm.302e..38G. doi:10.1038/scientificamerican0510-38. （原始內容存檔於2013-12-03）. 
  109. ^ Special Issue on Neutrino Research - Scientific Research Publishing. : 1. ISSN 2153-120X. 
  110. ^ Stancil, D. D.; Adamson, P.; Alania, M.; Aliaga, L.; et al. Demonstration of Communication Using Neutrinos (PDF). Modern Physics Letters A. 2012, 27 (12): 1250077 [2015-10-08]. Bibcode:2012MPLA...2750077S. arXiv:1203.2847 可免費查閱. doi:10.1142/S0217732312500770. （原始內容存檔 (PDF)於2015-02-13）. 簡明摘要 – Popular Science (March 15, 2012). 
  111. ^ P. Andrew Karam. Gamma and neutrino radiation dose from gamma ray bursts and nearby supernovae. Health Physics. 2002, 82 (4): 491. doi:10.1097/00004032-200204000-00008. 

參考文獻

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外部連結

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