ニュートリノ

ニュートリノ

1970 年 11 月 13 日、アルゴンヌ国立研究所で、ニュートリノを検出するために水素泡箱が初めて使用されました。ここでは、ニュートリノが水素原子内の陽子に衝突します。衝突は、写真の右側に 3 つの飛跡が広がる地点で発生します。
構成	素粒子
統計	フェルミオン
家族	レプトン、反レプトン
世代	初め （ ν e）、 2番 （ ν μ）、そして3番目（ ν τ）
インタラクション	弱い相互作用と重力
シンボル	ν e 、 ν μ 、 ν τ 、 ν e 、 ν μ 、 ν τ
粒子	スピン: ⁠±+ 1 /2⁠ ħ、 キラリティ:左、 弱いアイソスピン: + ⁠ 1 /2⁠、 レプトン番号。 : +1,{ e, μ, τ }の「フレーバー」
反粒子	スピン: ⁠±+ 1 /2⁠ ħ、 カイラリティ：右、 弱いアイソスピン：− ⁠ 1 /2⁠、 レプトン番号。 : −1,{ e , μ , τ }の「フレーバー」
理論化された	ν e、電子ニュートリノ：ヴォルフガング・パウリ（1930） ν μミューオンニュートリノ：1940年代後半 ν τ、タウニュートリノ：1970年代半ば
発見した	ν e:クライド・コーワン、フレデリック・レインズ(1956) ν μ:レオン・レーダーマン、メルビン・シュワルツ、ジャック・スタインバーガー(1962) ν τ: DONUTコラボレーション（2000）
種類	3種類：電子ニュートリノ（ ν e)、ミューニュートリノ ( ν μ)、タウニュートリノ ( ν τ）
質量	< 0.120 eV ( < 2.14 × 10 −37 kg )、95%信頼水準、3つの 「フレーバー」の合計[1]
電荷	0 電子
スピン	⁠ 1 /2⁠ ℏ
弱いアイソスピン	LH: + ⁠ 1 /2⁠、 RH: 0
弱い超電荷	左: −1、 右: 0
B − L	−1
バツ	−3

ニュートリノ（/ nj uː ˈ t r iː n oʊ /ニュートリノ、ギリシャ文字νで表記）はフェルミオン（スピンを持つ素粒子）である。  1 /2ニュートリノは、弱い相互作用と重力のみで相互作用する粒子の一種です。 ^{[2] [3]ニュートリノは}電気的に中性であり、静止質量が非常に小さい（ -ino ）ため長い間ゼロであると考えられていたため、。ニュートリノの静止質量は、他の既知の素粒子（質量のない粒子を除く）よりもはるかに小さいです。 ^[1]弱い力の範囲は非常に短く、ニュートリノの質量が非常に小さいため重力相互作用は極めて弱く、ニュートリノは電磁相互作用や強い相互作用には関与しません。 ^[4]そのため、ニュートリノは通常、妨害されずに検出されずに通常の物質を通過します。 ^{[2] [3]}

弱い相互作用は、 3 つのレプトンフレーバーのいずれかでニュートリノを生成します。

1. 電子ニュートリノ、
   ν
   _e
2. ミューオンニュートリノ、
   ν
   _μ
3. タウニュートリノ、
   ν
   _τ

各フレーバーは、対応する名前の荷電レプトンに関連付けられています。^[5]ニュートリノは長い間質量がないと考えられていましたが、現在では、異なる微小な値（最小値はゼロの可能性もあります^[6]）を持つ3つの個別のニュートリノ質量があることがわかっていますが、3つの質量は3つのフレーバーに一意に対応しているわけではありません。特定のフレーバーで生成されたニュートリノは、3つの質量状態すべての特定の混合物です（量子重ね合わせ）。他の中性粒子と同様に、ニュートリノは飛行中に異なるフレーバー間で振動します。たとえば、ベータ崩壊反応で生成された電子ニュートリノは、遠方の検出器でミューオンまたはタウニュートリノとして相互作用する可能性があります。^{[7] [8]} 3つの質量値は2024年時点ではまだわかっていませんが、実験室実験と宇宙論的観測により、それらの平方の差、^{[9] の}合計の上限（< 2.14 × 10 ⁻³⁷  kg）^{[1] [10]}および電子ニュートリノの質量の上限^{[11]がある。}

各ニュートリノには、反ニュートリノと呼ばれる対応する反粒子も存在し、これもスピン⁠ を持ちます。 1 /2⁠電荷を持たない。反ニュートリノは、反対の符号のレプトン数と弱いアイソスピンを持ち、左巻きではなく右巻きのカイラリティを持つことによってニュートリノと区別される。総レプトン数（原子核ベータ崩壊）を保存するため、電子ニュートリノは陽電子（反電子）または電子反ニュートリノと一緒にのみ出現するが、電子反ニュートリノは電子または電子ニュートリノと一緒にのみ出現する。^{[12] [13]}

ニュートリノはさまざまな放射性崩壊によって生成されます。次のリストは網羅的なものではありませんが、それらのプロセスのいくつかが含まれています。

• 原子核またはハドロンのベータ崩壊
• 星の中心部で起こるような自然の核反応
• 原子炉、核爆弾、または粒子加速器における人工的な核反応
• 超新星爆発の際
• 中性子星のスピンダウン中
• 宇宙線や加速粒子線が原子に衝突すると

地球上で検出されるニュートリノの大部分は太陽内部の核反応によるものである。地球表面では、ニュートリノのフラックスは約650億（太陽ニュートリノは1平方センチメートルあたり毎秒6.5 × 1010^個存在する。 ^{[14] [15]}ニュートリノは地球内部のトモグラフィーに利用できる。 ^{[16] [17]}

ニュートリノ^{[a]は、ベータ崩壊が}エネルギー、運動量、角運動量(スピン)を保存する仕組みを説明するために、1930 年にヴォルフガング パウリによって初めて提唱されました。ベータ崩壊で観測される連続エネルギー スペクトルを説明するために統計的な保存則を提唱したニールス ボーアとは対照的に、パウリは、陽子と電子の両方に使用されている同じ-on語尾を使用して、「中性子」と名付けた検出されない粒子を仮定しました。彼は、新しい粒子はベータ崩壊の過程で電子またはベータ粒子とともに原子核から放出され、電子と同等の質量を持つと考えました。^{[18] [b]}

ジェームズ・チャドウィックは1932年に、はるかに質量の大きい中性核粒子を発見し、これも中性子と名付けたため、同じ名前の粒子が2種類残った。「ニュートリノ」という言葉は、エンリコ・フェルミによって科学用語に取り入れられた。フェルミは1932年7月のパリでの会議と1933年10月のソルベー会議でこの言葉を使用した。この会議ではパウリもこの言葉を使用した。この名前（イタリア語で「小さな中性粒子」に相当）は、ローマのヴィア・パニスペルナ物理学研究所でフェルミと会話中にエドアルド・アマルディが冗談で作ったもので、この軽い中性粒子をチャドウィックの重い中性子と区別するために付けられた。^[19]

フェルミのベータ崩壊理論では、チャドウィックの大きな中性粒子は陽子、電子、およびより小さな中性粒子（現在は電子反ニュートリノと呼ばれている）に崩壊する可能性があります。

ん⁰
→
p⁺
+
e⁻
+
ν
_e

1934年に書かれたフェルミの論文^[20]は、パウリのニュートリノをポール・ディラックの陽電子とヴェルナー・ハイゼンベルクの中性子-陽子モデルと統合し、将来の実験研究のための確固たる理論的基礎を与えた。^{[20] [21] [22] : 24}

1934 年までに、ベータ崩壊ではエネルギー保存則が無効であるというボーアの考えに反する実験的証拠が得られた。その年のソルベー会議では、ベータ粒子 (電子) のエネルギー スペクトルの測定結果が報告され、各タイプのベータ崩壊からの電子のエネルギーには厳密な制限があることが示された。エネルギー保存則が無効である場合、そのような制限は予想されない。その場合、統計的には少なくともいくつかの崩壊で任意の量のエネルギーが得られる。1934 年に初めて測定されたベータ崩壊スペクトルの自然な説明は、限られた (そして保存された) 量のエネルギーしか利用できず、新しい粒子が時々この限られたエネルギーのさまざまな割合を奪い、残りをベータ粒子に残すというものである。パウリはこの機会を利用して、まだ検出されていない「ニュートリノ」は実際の粒子に違いないと公に強調した。^{[22] : 25}ニュートリノの存在の最初の証拠は、1938年に電子と原子核の反動を同時に霧箱で測定することによって得られました。^[23]

1942年、王干昌はベータ捕獲を利用してニュートリノを実験的に検出することを初めて提案した。^{[24] 1956年7月20日発行の}サイエンス誌で、クライド・コーワン、フレデリック・レインズ、フランシス・B・「キコ」・ハリソン、ヘラルド・W・クルーズ、オースティン・D・マグワイアはニュートリノを検出したという確認を発表した。^{[25] [26]この結果は、ほぼ40年後の}1995年のノーベル賞で報われました。^[27]

現在コーワン・ライネスニュートリノ実験として知られているこの実験では、原子炉内でベータ崩壊によって生成された反ニュートリノが陽子と反応して中性子と陽電子が生成されました。

ν
_e+
p⁺
→
ん⁰
+
e⁺

陽電子はすぐに電子を見つけ、互いに消滅します。その結果生じる 2 つのガンマ線(γ) は検出可能です。中性子は、適切な原子核に捕獲されてガンマ線を放出することで検出できます。陽電子の消滅と中性子の捕獲という 2 つのイベントが同時に起こると、反ニュートリノ相互作用の独特の特徴が生まれます。

1965年2月、フレデリック・ライネスとフリーデル・セルショプを含むグループによって、自然界で初めてニュートリノが発見された。^{[28] [29]この実験は、南アフリカの}ボクスバーグ近郊にあるイーストランド（ERPM）金鉱山の深さ3kmに特別に用意された部屋で行われた。メインの建物にはこの発見を記念する銘板が設置されている。この実験では、原始的なニュートリノ天文学も実装され、ニュートリノ物理学と弱い相互作用の問題も検討された。^[30]

クライド・コーワンとフレデリック・レインズによって発見された反ニュートリノは、電子ニュートリノの反粒子でした。

1962年、レオン・M・レーダーマン、メルビン・シュワルツ、ジャック・スタインバーガーは、ミューニュートリノ（ニュートレットという名前ですでに仮説が立てられていた）の相互作用を初めて検出することで、複数の種類のニュートリノが存在することを実証し、^[31] 1988年のノーベル物理学賞を受賞した。

1975年にスタンフォード線形加速器センターで3番目のタイプのレプトンであるタウが発見されたとき、それに関連するニュートリノ（タウニュートリノ）も存在すると予想されました。この3番目のニュートリノタイプの最初の証拠は、電子ニュートリノの発見につながったベータ崩壊に類似したタウ崩壊における失われたエネルギーと運動量の観測から得られました。タウニュートリノ相互作用の最初の検出は、2000年にフェルミ国立加速器研究所のDONUT共同研究によって発表されました。その存在は、理論の一貫性と大型電子陽電子衝突型加速器の実験データの両方によってすでに推測されていました。^[32]

1960年代、現在では有名になったホームステイク実験により、太陽の中心核からやってくる電子ニュートリノのフラックスが初めて測定され、標準太陽モデルで予測された数の3分の1から半分の間の値が発見されました。太陽ニュートリノ問題として知られるようになったこの矛盾は、約30年間未解決のままでした。その間、実験と太陽モデルの両方に起こり得る問題が調査されましたが、何も見つけられませんでした。最終的に、両方とも実際には正しく、それらの間の矛盾はニュートリノが以前の想定よりも複雑であるためであることが判明しました。3つのニュートリノはゼロ以外のわずかに異なる質量を持ち、そのため地球への飛行中に検出できないフレーバーに振動する可能性があると仮定されました。この仮説は一連の新しい実験によって調査され、現在も続いている新しい主要な研究分野を切り開きました。ニュートリノ振動現象の最終的な確認は、2人のノーベル賞につながった。1人はホームステイク実験を考案し主導したR・デイビス氏と、その研究でニュートリノ振動を確認したカミオカンデの小柴昌俊氏、もう1人はスーパーカミオカンデの梶田隆章氏とサドベリーニュートリノ観測所のABマクドナルド氏の共同実験で、ニュートリノの3種類のフレーバーの存在を確認し、欠損は発見されなかった。^[33]

ニュートリノ振動を調べる実用的な方法は、 1957年にブルーノ・ポンテコルボがK中間子振動との類似性を用いて初めて提案し、その後10年間で彼は真空振動の数学的形式論と現代的な定式化を開発した。1985年にスタニスラフ・ミケエフとアレクセイ・スミルノフ（リンカーン・ウォルフェンシュタインの1978年の研究を拡張）は、ニュートリノが物質中を伝播するときにフレーバー振動が変化する可能性があることに注目した。このいわゆるミケエフ・スミルノフ・ウォルフェンシュタイン効果（MSW効果）は、太陽の核融合によって放出された多くのニュートリノが地球上の検出器に向かう途中で太陽核（基本的にすべての太陽核融合が起こる場所）の高密度物質を通過するため、理解しておくことが重要である。

1998 年以降、実験により太陽ニュートリノと大気ニュートリノのフレーバーが変化することが示され始めました (スーパーカミオカンデとサドベリーニュートリノ観測所を参照)。これにより太陽ニュートリノ問題は解決しました。太陽で生成された電子ニュートリノが部分的に他のフレーバーに変化していたのですが、実験ではそれを検出できませんでした。

太陽ニュートリノ実験セットのような個々の実験は、ニュートリノフレーバー変換の非振動メカニズムと一致しているが、ニュートリノ実験全体を合わせると、ニュートリノ振動の存在が示唆される。この文脈で特に関連があるのは、原子炉実験カムランドと加速器実験のミノスである。カムランド実験は、太陽電子ニュートリノに関与するニュートリノフレーバー変換メカニズムとして振動を確かに特定した。同様に、ミノスは大気ニュートリノの振動を確認し、質量二乗分裂のより良い決定を与えている。^{[34]日本の} 梶田隆章とカナダのアーサー・B・マクドナルドは、ニュートリノがフレーバーを変えることができるという理論的かつ実験的な画期的な発見により、2015年のノーベル物理学賞を受賞した。

特定の発生源だけでなく、一般的な背景レベルのニュートリノも宇宙に広がっていると予想されており、これは主に 2 つの発生源によって発生すると理論化されています。

宇宙ニュートリノ背景（ビッグバン起源）

ビッグバンの約1秒後、ニュートリノが分離し、宇宙ニュートリノ背景（CNB）として知られるニュートリノの背景レベルが発生しました。

拡散超新星ニュートリノ背景（超新星起源）

R.デイビスとM.小柴は2002年のノーベル物理学賞を共同受賞した。両者とも太陽ニュートリノ検出に関する先駆的な研究を行い、小柴の研究は近くの大マゼラン雲にあるSN 1987A超新星からのニュートリノの初めてのリアルタイム観測にもつながった。これらの努力はニュートリノ天文学の始まりとなった。^[35]

SN 1987A は、超新星からのニュートリノの唯一の検証された検出例です。しかし、宇宙では多くの星が超新星爆発を起こし、理論上は拡散した超新星ニュートリノ背景を残しています。

ニュートリノは半整数スピン（⁠ 1 /2⁠ ħ ); したがって、ニュートリノはフェルミオンです。ニュートリノはレプトンです。ニュートリノは弱い力を介して相互作用することが観測されているだけですが、重力によっても相互作用すると想定されています。ニュートリノは質量がゼロではないため、理論的にはニュートリノが磁気的に相互作用することが許容されますが、必ずしもそうする必要はありません。今のところ、ニュートリノの磁気モーメントがゼロではないという実験的証拠はありません。

弱い相互作用は、3つのレプトンフレーバーのいずれかのニュートリノを生成します：電子ニュートリノ（
ν
_e）、ミューオンニュートリノ（
ν
_μ）、またはタウニュートリノ（
ν
_τ）、対応する荷電レプトンと関連して、電子（
e⁻
）、ミューオン（
μ⁻
）、タウ（
τ⁻
）。^[36]

ニュートリノは長い間質量がないと信じられてきたが、現在では3つの個別のニュートリノ質量があることがわかっている。各ニュートリノフレーバー状態は、3つの個別の質量固有状態の線形結合である。2016年時点では3つの質量値の2乗の差しかわかっていないが、^[9 ]実験ではこれらの質量は他のどの粒子と比較しても非常に小さいことがわかっている。宇宙論的測定から、3つのニュートリノ質量の合計は電子の100万分の1未満であることが計算されている。^{[1] [10]}

より正式には、ニュートリノフレーバー固有状態（生成と消滅の組み合わせ）は、ニュートリノ質量固有状態（単に「1」、「2」、「3」とラベル付けされている）と同じではありません。2024年現在、これら3つのうちどれが最も重いかはわかっていません。ニュートリノ質量階層は、2つの可能な構成で構成されています。荷電レプトンの質量階層と同様に、質量2が質量3よりも軽い構成は、慣例的に「通常階層」と呼ばれ、「逆階層」ではその逆が当てはまります。どちらが正しいかを確立するために、いくつかの主要な実験的取り組みが進行中です。^[37]

特定のフレーバー固有状態で生成されたニュートリノは、3 つの質量固有状態すべての関連する特定の量子重ね合わせ状態にあります。3 つの質量はほとんど変わらないため、実際の飛行経路内では実験的に区別することはできません。生成される純粋なフレーバー状態における各質量状態の割合は、フレーバーに大きく依存することがわかっています。フレーバーと質量固有状態の関係は、PMNS 行列にエンコードされています。実験により、この行列の要素に対して中程度から低精度の値が確立されていますが、行列内の単一の複雑な位相については、2016 年時点でほとんどわかっていません。^[9]

質量がゼロでない場合、ニュートリノは微小な磁気モーメントを持つ可能性があります。もしそうであれば、ニュートリノは電磁的に相互作用することになりますが、そのような相互作用はこれまで観測されていません。^[38]

ニュートリノは飛行中に異なるフレーバー間で振動する。例えば、ベータ崩壊反応で生成された電子ニュートリノは、検出器で生成された荷電レプトンのフレーバーによって定義されるミューオンまたはタウニュートリノとして遠隔検出器で相互作用する可能性がある。この振動は、生成されたフレーバーの3つの質量状態成分がわずかに異なる速度で移動するため、それらの量子力学的波束が相対的な位相シフトを生じ、それらが結合する方法が変わり、3つのフレーバーのさまざまな重ね合わせを生成するため発生する。したがって、各フレーバー成分はニュートリノが移動するにつれて振動し、フレーバーの相対的な強さが変化する。ニュートリノが相互作用するときの相対的なフレーバーの割合は、その相互作用のフレーバーが対応するフレーバーの荷電レプトンのフレーバーを生成する相対的な確率を表す。^{[7] [8]}

ニュートリノが質量を持たない場合でも振動する可能性は他にもある。ローレンツ対称性が正確な対称性でなければ、ニュートリノはローレンツ対称性を破る振動を経験する可能性がある。^[39]

物質中を移動するニュートリノは、一般的に、透明な物質を通過する光に類似したプロセスを経る。このプロセスは電離放射線を生成しないため直接観察できないが、ミケエフ・スミルノフ・ウォルフェンシュタイン効果を引き起こす。ニュートリノのエネルギーのほんの一部だけが物質に伝達される。^[40]

それぞれのニュートリノには、反ニュートリノと呼ばれる対応する反粒子も存在します。反ニュートリノも電荷を持たず、半整数のスピンを持ちます。反ニュートリノは、レプトン数の符号が反対で、カイラリティも反対（したがって弱アイソスピンの符号も反対）である点でニュートリノと区別されます。2016 年現在、その他の違いを示す証拠は見つかっていません。

例外の広範囲かつ継続的な探索にもかかわらず、これまで観測されたすべてのレプトン過程において、総レプトン数に変化はなかった。例えば、初期状態で総レプトン数がゼロの場合、最終状態ではレプトンと反レプトンのペアのみが一致する。つまり、電子ニュートリノは最終状態で陽電子（反電子）または電子反ニュートリノのみと共に現れ、電子反ニュートリノは電子または電子ニュートリノと共に現れる。^{[12] [13]}

反ニュートリノは、ベータ粒子とともに原子核のベータ崩壊で生成される（ベータ崩壊では、中性子が陽子、電子、反ニュートリノに崩壊する）。これまでに観測された反ニュートリノはすべて右巻きのヘリシティ（つまり、2つの可能なスピン状態のうち1つだけが観測された）であったが、ニュートリノはすべて左巻きであった。^[c]

反ニュートリノは、最初に大きな水槽内で陽子と相互作用した結果として検出されました。この水槽は、反ニュートリノの制御可能な発生源として原子炉の隣に設置されました（コーワン・ライネスニュートリノ実験を参照）。世界中の研究者が、核兵器の拡散防止の観点から、原子炉の監視に反ニュートリノを使用する可能性を調査し始めました。^{[41] [42]}

反ニュートリノとニュートリノは中性粒子であるため、同じ粒子である可能性があります。従来のディラックフェルミオンではなく、中性粒子は別の種類のスピンである可能性があります 。 1 /2⁠マヨラナ粒子と呼ばれる粒子。この概念を最初に提唱したイタリアの物理学者エットーレ・マヨラナにちなんで名付けられました。ニュートリノの場合、この理論はシーソー機構と組み合わせて、ニュートリノの質量が電子やクォークなどの他の素粒子に比べて非常に小さい理由を説明できるため、人気が高まっています。マヨラナニュートリノは、ニュートリノと反ニュートリノをカイラリティによってのみ区別できるという特性を持ちます。実験でニュートリノと反ニュートリノの違いとして観測されるものは、単に 1 つの粒子に 2 つのカイラリティの可能性があるだけである可能性があります。

2019年現在、ニュートリノがマヨラナ粒子なのかディラック^[update]粒子なのかは分かっていない。この性質を実験的に検証することは可能である。例えば、ニュートリノが実際にマヨラナ粒子であるならば、ニュートリノなしの二重ベータ崩壊などのレプトン数を破る過程が許容されるが、ニュートリノがディラック粒子であるならば、これらの過程は許容されない。この過程を探索するために、 GERDA、^[43] EXO、^[44] SNO+、^[45] CUOREなど、いくつかの実験が行われてきたし、現在も行われている。^[46]宇宙ニュートリノ背景放射も、ニュートリノがマヨラナ粒子であるかどうかを調べるものである。なぜなら、ディラックの場合とマヨラナの場合のどちらでも、検出される宇宙ニュートリノの数は異なるはずであるからである。^[47]

ニュートリノは原子核と相互作用し、別の原子核に変化させる。このプロセスは放射化学ニュートリノ検出器で使用されている。この場合、相互作用の確率を推定するには、標的原子核内のエネルギーレベルとスピン状態を考慮する必要がある。一般に、相互作用の確率は原子核内の中性子と陽子の数とともに増加する。^{[33] [48]}

放射能の自然背景の中でニュートリノの相互作用を一意に特定することは非常に困難です。このため、初期の実験では、特定を容易にするために、反ニュートリノと水分子内の水素原子核の 1 つとの相互作用という特別な反応経路が選択されました。水素原子核は単一の陽子であるため、より重い原子核内で発生する同時核相互作用は、検出実験では考慮する必要はありません。原子炉のすぐ外側に置かれた 1 立方メートルの水内では、比較的少数のそのような相互作用しか記録できませんが、この装置は現在、原子炉のプルトニウム生成率を測定するために使用されています。

原子炉内の中性子と非常によく似て、ニュートリノは重い原子核内で核分裂反応を引き起こすことができます。^[49]これまでのところ、この反応は実験室で測定されていませんが、恒星や超新星の中で起こると予測されています。このプロセスは、宇宙で見られる同位体の豊富さに影響を与えます。^[48]ニュートリノによる重水素原子核の崩壊は、重水検出器を使用するサドベリーニュートリノ観測所で観測されています。^[50]

ニュートリノには3つの種類（フレーバー）が知られています：電子ニュートリノ
ν
_e、ミューオンニュートリノ
ν
_μ、タウニュートリノ
ν
_τ、標準モデルのパートナーレプトンにちなんで名付けられています（右の表を参照）。ニュートリノの種類の数を現在最もよく測定する方法は、Zボソンの崩壊を観測することです。この粒子は、あらゆる軽いニュートリノとその反ニュートリノに崩壊する可能性があり、利用可能な軽いニュートリノの種類が多いほど、^[d] Zボソンの寿命は短くなります。Z寿命の測定により、3つの軽いニュートリノフレーバーがZと結合することが示されている。^{[36]標準モデルの6つの}クォークと6つのレプトン（3つのニュートリノを含む）との対応は、物理学者の直感に、ニュートリノには正確に3つの種類があるはずだということを示唆しています。

ニュートリノに関する研究は、次のような発見を目的に活発に行われています。

• 3つのニュートリノ質量値
• レプトンセクターにおけるCP対称性の破れの程度（レプトン生成につながる可能性がある）
• ニュートリノを伴わない二重ベータ崩壊など、素粒子物理学の標準モデルを破る可能性のある物理学の証拠。これはレプトン数保存則の違反の証拠となる。

国際的な科学協力では、原子炉の近くや粒子加速器からのニュートリノビーム内に大型ニュートリノ検出器を設置し、ニュートリノの質量やニュートリノフレーバー間の振動の大きさと速度の値をより正確に制限しています。これらの実験は、ニュートリノセクターにおけるCP対称性の破れの存在、つまり物理法則がニュートリノと反ニュートリノを異なる扱いをしているかどうかを調べています。^[9]

ドイツのKATRIN実験は、電子ニュートリノの質量の値を決定するために2018年6月にデータの収集を開始した^[51]が、この問題に対する他のアプローチは計画段階にある。 ^[1]

ニュートリノは質量が小さいにもかかわらず、数が非常に多いため、その重力は宇宙の他の物質に影響を及ぼす可能性があります。

実験的に素粒子であることが確認されている暗黒物質の候補は、既知の3種類のニュートリノのみである。具体的には、これらは高温暗黒物質である。しかし、宇宙マイクロ波背景放射の観測に基づくと、現在知られているニュートリノの種類は暗黒物質のかなりの割合を占める可能性は基本的に排除されているようだ。より重く不活性なニュートリノが存在するとすれば、それが高温暗黒物質を構成する可能性は依然としてあり得ると思われる。^[52]

他の取り組みでは、ステライルニュートリノの証拠を探しています。ステライルニュートリノとは、既知の3つのニュートリノフレーバーのように物質と相互作用しない4番目のニュートリノフレーバーです。^{[53] [54] [55] [56]}ステライルニュートリノの可能性は、上記のZボソン崩壊測定の影響を受けません。その質量がZボソンの質量の半分より大きい場合、崩壊生成物であることはできません。したがって、Zボソン崩壊で検出されなかったことと一致するには、重いステライルニュートリノは少なくとも45.6 GeVの質量を持っている必要があります。^[要出典]

実際、 LSND実験の実験データには、そのような粒子の存在が示唆されている。一方、現在行われているMiniBooNE実験では、実験データを説明するためにステライルニュートリノは必要ないということが示唆されている^[57]。ただし、この分野の最新の研究は進行中であり、MiniBooNEデータの異常により、ステライルニュートリノを含むエキゾチックなニュートリノタイプが存在する可能性がある。^[58] 2011年にラウエ・ランジュバン研究所が行った参照電子スペクトルデータの再解析^[59]でも、4つ目の軽いステライルニュートリノの存在が示唆されている。^[60] 2011年の発見をきっかけに、それ以来、原子炉から非常に近い距離でステライルニュートリノを探す実験がいくつか行われている。そのほとんどは軽いステライルニュートリノの存在を否定できたが、総合的な結果はあいまいである。^[61]

2010年に発表された分析によると、ウィルキンソンマイクロ波異方性探査機による宇宙背景放射のデータは、3種類または4種類のニュートリノと互換性がある。^[62]

もう一つの仮説は「ニュートリノなしの二重ベータ崩壊」に関するもので、もし存在するなら、レプトン数の保存則に違反することになる。このメカニズムの調査は進行中だが、まだ証拠は見つかっていない。もし証拠が見つかれば、現在反ニュートリノと呼ばれているものは真の反粒子ではないことになる。

宇宙線ニュートリノ実験では、宇宙からのニュートリノを検出し、ニュートリノの性質とそれを生み出す宇宙の源の両方を研究します。^[63]

ニュートリノが振動することが発見される前は、ニュートリノは質量がなく、光速で伝播すると一般に考えられていました( c )。特殊相対性理論によれば、ニュートリノの速度の問題は質量と密接に関係しています。ニュートリノが質量がないと、光速で移動する必要があり、質量があると光速に達することができません。ニュートリノの質量が小さいため、すべての実験で予測される速度は光速に非常に近く、現在の検出器は予想される差を感知しません。

また、量子重力にはローレンツ対称性を破る変種もいくつかあり、光速を超えるニュートリノを許容する可能性があります。^[要出典]ローレンツ対称性を破る包括的な枠組みは、標準モデル拡張(SME) です。

ニュートリノの速度の最初の測定は、1980年代初頭にパルスパイ中間子ビーム（標的に当たるパルス陽子ビームによって生成される）を使用して行われました。パイ中間子は崩壊してニュートリノを生成し、離れた場所にある検出器で時間枠内に観測されたニュートリノの相互作用は光速と一致していました。この測定は2007年にMINOS検出器を使用して繰り返され、ニュートリノの速度が光速であることがわかりました。3  GeVニュートリノは、99%の信頼水準で、0.999 976  cと1.000 126  c . の中心値は1.000 051  cは光速よりも速いが、不確実性を考慮すると、cかそれよりわずかに低い速度とも一致する。この測定により、ミューニュートリノの質量の上限が設定された。50MeV、信頼度99% 。^{[64] [65]}プロジェクトの検出器が2012年にアップグレードされた後、MINOSは最初の結果を改良し、ニュートリノと光の到着時間の差が-0.0006%（±0.0012%）で光速と一致することを発見した。^[66]

同様の観測は、はるかに大規模な超新星1987A（SN 1987A）でも行われた。超新星からの10MeVのエネルギーを持つ反ニュートリノが、ニュートリノの光速と一致する時間枠内で検出された。これまでのところ、ニュートリノ速度の測定はすべて光速と一致している。^{[67] [68]}

2011年9月、OPERA共同研究グループは、実験で17 GeVおよび28 GeVニュートリノの速度が光速を超えるという計算結果を発表しました。2011年11月、OPERAは、検出されたニュートリノごとに速度を個別に決定できるように変更を加えて実験を繰り返しました。結果は、光速を超える同じ速度を示しました。2012年2月、ニュートリノの出発時刻と到着時刻を測定する原子時計の1つに接続された光ファイバーケーブルが緩んでいたことが原因である可能性があるという報告が出ました。ICARUSが同じ研究室で独自に実験を再現したところ、ニュートリノの速度と光速の間に識別可能な違いは見つかりませんでした。^[69]

素粒子物理学の標準モデルでは、ニュートリノは質量がないと仮定されていた。 ^[70]実験的に確立されたニュートリノ振動現象は、ニュートリノのフレーバー状態とニュートリノの質量状態を混合する（CKM混合に類似）もので、ニュートリノがゼロ以外の質量を持つことを必要とする。 ^{[71]質量を持つニュートリノは、1950年代に}ブルーノ・ポンテコルボによって最初に考案された。ニュートリノの質量を収容するために基本フレームワークを強化することは、右手ラグランジアンを追加することで簡単にできる。^[72]

ニュートリノ質量の規定は 2 つの方法で実行でき、いくつかの提案では両方が使用されます。

• 他の基本的な標準モデルのフェルミオンと同様に、質量がディラック機構によって生成される場合、フレームワークには、SU(2)シングレットである追加の右カイラル成分が必要になります。この成分は、ヒッグス二重項の中性成分と従来の湯川相互作用を持ちますが、それ以外では、標準モデルの粒子とは相互作用しません。
• あるいは、質量はマヨラナ機構によって生成される可能性があり、そのためにはニュートリノと反ニュートリノが同じ粒子である必要があります。

ニュートリノの質量の上限は宇宙論から来ている。ビッグバンモデルは、ニュートリノの数と宇宙マイクロ波背景放射の光子の数の間には一定の比率があると予測している。3種類のニュートリノの総質量が平均でニュートリノ1個あたりの質量が50  eV/ c ²だとすると、宇宙にはあまりにも多くの質量があり、宇宙は崩壊してしまうだろう。^[73]この制限はニュートリノが不安定であると仮定することで回避できるが、標準モデルにはこれを困難にする制限がある。宇宙マイクロ波背景放射、銀河調査、ライマンアルファフォレストなどの宇宙論データの慎重な分析から、はるかに厳しい制限が得られる。WMAPマイクロ波宇宙望遠鏡のデータの分析により、3つのニュートリノ種の質量の合計は0.3 eV/ c ²。^[74] 2018年にプランク共同研究チームは、0.11 eV/ c ^{2 は}、CMBの全強度、偏光、重力レンズ観測と、銀河サーベイによるバリオン音響振動測定、およびパンテオンによる超新星測定を組み合わせて導き出された。^[75] SDSS-IV eBOSSサーベイによる赤方偏移空間歪み測定を追加した2021年の再解析では、さらに厳しい上限が得られた。0.09 eV/ c ²。^[76]しかし、プランクと同程度の誤差範囲を持ついくつかの地上望遠鏡では、ニュートリノ質量の合計としてより高い値が求められており、データセットに何らかの緊張があることを示している。^[77]

2015年のノーベル物理学賞は、ニュートリノが質量を持つことを証明するニュートリノ振動の実験的発見により、梶田隆章とアーサー・B・マクドナルドに授与されました。^{[78] [79]}

1998年、スーパーカミオカンデニュートリノ検出器の研究結果から、ニュートリノはあるフレーバーから別のフレーバーに振動することができることが判明しました。これには、ニュートリノの質量がゼロでないことが条件となります。 ^[80]これはニュートリノに質量があることを示していますが、ニュートリノの絶対質量スケールはまだわかっていません。これは、ニュートリノ振動が質量の2乗の差にのみ敏感であるためです。^[81] 2020年現在、^[82]質量固有状態1と2の質量の2乗の差の最も適合する値は| Δ mです。²
₂₁| =0.000 074  (eV/ c ² ) ^{2 で}あり、固有状態2と3では| Δ m²
₃₂| =0.002 51  (eV/ c ² ) ² . | Δ mなので²
₃₂| は2つの質量の2乗の差であり、そのうちの少なくとも1つは少なくともこの値の平方根以上の値を持つ必要があります。したがって、少なくとも1つのニュートリノ質量固有状態が存在し、その質量は0.05 eV/ c ² . ^[83]

ニュートリノの絶対質量スケールを実験室実験で直接決定する試みが数多く行われており、特に原子核のベータ崩壊が利用されている。電子ニュートリノの有効質量の上限はトリチウムのベータ崩壊から得られる。マインツニュートリノ質量実験では、m < 1000の上限が設定された。2.2 eV/ c ² 95%信頼水準で。 ^[84] 2018年6月以来、 KATRIN実験は0.2 eV/ c ²および2 eV/ c ²である。^[51] 2022年2月の上限はm _ν  < 2019年のKATRINによる前回のキャンペーンと組み合わせると、90% CLで0.8 eV/ c ^{2になります。[11] [85]}

2010年5月31日、OPERAの研究者らはミューニュートリノビームで最初のタウニュートリノ候補事象を観測した。これはニュートリノのこのような変化が観測された初めての事例であり、ニュートリノが質量を持つことのさらなる証拠となった。^[86]

ニュートリノがマヨラナ粒子である場合、特定の原子核のニュートリノなしの二重ベータ崩壊の半減期を見つけることで質量を計算できます。ニュートリノのマヨラナ質量の現在の最低上限は、カムランド禅によって設定されています。0.060–0.161 eV/ c ² . ^[87]

実験結果によれば、誤差の範囲内で、生成および観測されたニュートリノはすべて左巻きのヘリシティ（運動量と反平行なスピン）を持ち、反ニュートリノはすべて右巻きのヘリシティを持つ。^[88]質量ゼロの極限では、これはどちらの粒子についても2つの可能なカイラリティのうち1つだけが観測されることを意味する。これらは粒子相互作用の標準モデルに含まれる唯一のカイラリティである。

それらの対応物（右巻きニュートリノと左巻き反ニュートリノ）は単に存在しない可能性があります。もし存在するなら、それらの特性は観測可能なニュートリノや反ニュートリノとは大幅に異なります。それらは非常に重い（ GUTスケールのオーダー—シーソー機構を参照）、弱い相互作用に参加しない（いわゆるステライルニュートリノ）、またはその両方であると理論づけられています。

ニュートリノ質量がゼロでないと、状況はやや複雑になる。ニュートリノは弱い相互作用でカイラリティ固有状態として生成される。質量のある粒子のカイラリティは運動定数ではない。ヘリシティは運動定数だが、カイラリティ演算子はヘリシティ演算子と固有状態を共有しない。自由ニュートリノは左巻きと右巻きのヘリシティ状態の混合として伝播し、混合振幅は⁠ メートル_​ /え⁠ 。これは実験に大きな影響を与えません。なぜなら、関係するニュートリノはほぼ常に超相対論的であり、したがって混合振幅は無視できるほど小さいからです。実際、ニュートリノは非常に速く移動し、静止系では時間が非常にゆっくりと経過するため、観測可能な経路を変更するのに十分な時間がありません。たとえば、ほとんどの太陽ニュートリノのエネルギーは0.100MeV ~1.00 MeV ; その結果、「間違った」ヘリシティを持つニュートリノの割合は10 ⁻¹⁰を超えることはできない。^{[89] [90]}

貯蔵リング内を循環する重高電荷放射性イオンの崩壊率に関する一連の予想外の実験結果が、説得力のある説明を見つけるための理論的研究を刺激した。観測された現象は、貯蔵リングがドイツのダルムシュタットにあるGSIヘルムホルツ重イオン研究センターの施設であることから、GSI異常として知られている。

半減期が約40秒と200秒である2つの放射性物質の弱い崩壊率は、周期が約7秒の大きな振動変調を示すことがわかった。 ^[91]崩壊過程で電子ニュートリノが生成されるが、観測された振動率の説明として提案されているものの中には、ニュートリノの新たな特性や変化した特性を示唆するものもある。フレーバー振動に関するアイデアは懐疑的な見方をされた。^[92]その後の提案は、ニュートリノの質量固有状態の違いに基づいている。^[93]

原子炉は、人間が生成するニュートリノの主な発生源です。原子炉のエネルギーの大部分は核分裂によって生成されます（原子炉内の4つの主要な核分裂性同位体は²³⁵
あなた
、²³⁸
あなた
、²³⁹
プ
そして²⁴¹
プ
）、結果として生じる中性子過剰の娘核種は急速に追加のベータ崩壊を起こし、それぞれ1つの中性子を陽子と電子に変換し、電子反ニュートリノを放出します。これらの後続の崩壊を含めると、平均的な核分裂は約200MeVのエネルギーのうち、約95.5%は熱としてコアに残り、約4.5%（または約9 MeV ) ^[94]のニュートリノは反ニュートリノとして放射される。熱出力が4000MW 、^[e]核分裂原子からの総発電量は実際には4185MW、そのうち185MWは反ニュートリノ放射線として放射され、工学的には決して現れません。つまり、この原子炉からは185 MWの核分裂エネルギーが失われますが、反ニュートリノは実質的に相互作用することなくすべての建材を貫通するため、タービンを稼働させるために利用できる熱としては現れません。

反ニュートリノのエネルギースペクトルは、燃料の燃焼度合いによって異なります（プルトニウム239の核分裂反ニュートリノは、平均してウラン235の核分裂反ニュートリノよりもわずかに高いエネルギーを持っています）が、一般的に、核分裂で検出可能な反ニュートリノのピークエネルギーは約3.5～4 MeV、最大エネルギーは約10 MeVである。^[95]低エネルギー反ニュートリノのフラックスを測定する確立された実験方法は存在しない。閾値を超えるエネルギーを持つ反ニュートリノのみが1.8 MeV は逆ベータ崩壊を引き起こす可能性があり、明確に識別できます (以下の § 検出を参照)。

原子炉から発生する反ニュートリノの3%は、その閾値を超えるエネルギーを持っていると推定される。したがって、平均的な原子力発電所では、閾値を超えると毎秒10 ^{20 個の}反ニュートリノが発生しますが、エネルギー閾値を下回るとさらに大きな数 ( 97% / 3% ≈ この数の 30 倍) が発生します。これらの低エネルギー反ニュートリノは、現在の検出器技術では検出できません。

ニュートリノビームを作るために、いくつかの粒子加速器が使われてきました。この技術は、陽子を固定されたターゲットに衝突させて、荷電したパイオンまたはカオンを生成するというものです。これらの不安定な粒子は、その後、磁気的に長いトンネルに収束され、飛行中に崩壊します。崩壊する粒子の相対論的ブーストのため、ニュートリノは等方性ではなくビームとして生成されます。ミューオンの崩壊によってニュートリノが生成される加速器施設を設計する取り組みが進行中です。^[96]このような装置は一般に「ニュートリノ工場」として知られています。

他の人工発生源とは異なり、衝突型加速器はあらゆるフレーバーのニュートリノと反ニュートリノを非常に高いエネルギーで生成します。衝突型ニュートリノの最初の直接観測は、2023年に大型ハドロン衝突型加速器のFASER実験によって報告されました。^[97]

核兵器も大量のニュートリノを生成する。フレッド・レインズとクライド・コーワンは原子炉ニュートリノの探索に先立ち爆弾からのニュートリノ検出を検討したが、ロスアラモス物理学部長のJMBケロッグは核分裂炉をより良い代替手段として推奨した。^[98]核分裂兵器は反ニュートリノ（核分裂過程から）を生成し、核融合兵器はニュートリノ（核融合過程から）と反ニュートリノ（核分裂爆発の開始から）の両方を生成する。

ニュートリノは自然放射線とともに生成される。特に、²³⁸
あなた
そして²³²
の
同位体、および⁴⁰
け
、反ニュートリノを放出するベータ崩壊が含まれます。これらのいわゆる地球ニュートリノは、地球内部に関する貴重な情報を提供します。地球ニュートリノの最初の兆候は、2005年にカムランド実験によって発見され、最新の結果はカムランド、^[99]およびボレクシノ^[100]によって発表されました。地球ニュートリノ測定の主な背景は、原子炉から発生する反ニュートリノです。

大気ニュートリノは、宇宙線と地球の大気中の原子核との相互作用によって生成され、粒子のシャワーを作り出す。その多くは不安定で、崩壊する際にニュートリノを生成する。タタ基礎研究所（インド）、大阪市立大学（日本）、ダーラム大学（英国）の素粒子物理学者の共同研究により、1965年にインドのコラール金鉱の地下実験室で、宇宙線ニュートリノの相互作用が初めて記録された。^[101]

太陽ニュートリノは、太陽や他の恒星を動かす核融合から発生します。太陽の仕組みの詳細は、標準太陽モデルによって説明されています。簡単に言うと、4 つの陽子が融合して 1 つのヘリウム原子核になると、そのうち 2 つが中性子に変換され、その変換ごとに 1 つの電子ニュートリノが放出されます。

太陽は膨大な数のニュートリノをあらゆる方向に放出しています。毎秒約650億個（地球の太陽の方向と直交する部分の1平方センチメートルあたりを通過する太陽ニュートリノの数は、約6.5 × 10 ^{10 個です。 [15]}ニュートリノは地球の質量によってほとんど吸収されないため、太陽と反対側の地球の表面積は、太陽に面した側とほぼ同じ数のニュートリノを受け取ります。

コルゲート＆ホワイト（1966）^[102]は、ニュートリノが大質量星の崩壊時に放出される重力エネルギーの大部分を運び去ると計算した。 ^[102]現在、これらの現象はIb型とIc型、およびII型超新星として分類されている。このような星が崩壊すると、中心核の物質密度が非常に高くなる（10 ¹⁷  kg/m ³）は、電子の縮退だけでは陽子と電子が結合して中性子と電子ニュートリノが形成されるのを防ぐのに十分ではないことを示しています。マン（1997）^[103]は、 2番目でより豊富なニュートリノ源は、新たに形成された中性子コアの熱エネルギー（1000億 ケルビン）であり、これはあらゆるフレーバーのニュートリノ-反ニュートリノ対の形成によって散逸することを発見しました。^[103]

コルゲートとホワイトの超新星ニュートリノ生成理論は、1987年に超新星1987Aからのニュートリノが検出されたときに確認されました。水ベースの検出器であるカミオカンデIIとIMBは、それぞれ11個と8個の熱起源の反ニュートリノ（レプトン数= -1）を検出しました^[103]。一方、シンチレータベースのバクサン検出器は、13秒未満のバーストで、熱起源または電子捕獲起源の5個のニュートリノ（レプトン数= +1）を検出しました。超新星からのニュートリノ信号は、最初の電磁放射が衝撃波とともに発生するという明白な事実から予想されるように、最初の電磁放射が到着する数時間前に地球に到着しました。通常の物質との非常に弱い相互作用により、ニュートリノは爆発する星の激しくかき回される質量を通過することができましたが、電磁光子は減速されました。

ニュートリノは物質とほとんど相互作用しないため、超新星のニュートリノ放出は爆発の最も内部の領域に関する情報を運んでいると考えられています。可視光の多くは、超新星の衝撃波によって生成された放射性元素の崩壊から来ており、爆発自体からの光でさえ、高密度で乱流のガスによって散乱され、遅延します。ニュートリノバーストは、可視光、ガンマ線、電波などのあらゆる電磁波よりも先に地球に到達すると予想されています。電磁波の到着の正確な時間遅延は、衝撃波の速度と星の外層の厚さによって異なります。タイプ II の超新星の場合、天文学者は、ニュートリノ洪水が星の中心核の崩壊から数秒後に放出され、最初の電磁信号は爆発の衝撃波が星の表面に到達する時間があった数時間後に出現すると予想しています。SuperNova Early Warning Systemプロジェクトでは、ニュートリノ検出器のネットワークを使用して、超新星の可能性のあるイベントを空で監視します。ニュートリノ信号は、天の川銀河内の恒星の爆発に関する有用な事前警告となるだろう。

ニュートリノは超新星の外側のガスを散乱することなく通過しますが、ニュートリノがここでもかなり散乱するという証拠とともに、より深い超新星の中心核に関する情報を提供します。超新星の中心核の密度は中性子星（このタイプの超新星で形成されると予想されます）の密度であり、^[104]一部のニュートリノを遅らせることでニュートリノ信号の持続時間に影響を与えるほど大きくなります。SN 1987A からの 13 秒間続いたニュートリノ信号は、SN 1987A の直径がわずか 3,200 キロメートルであると予想される超新星のニュートリノ生成中心核を妨害されないニュートリノが通過するのにかかる時間よりもはるかに長く続きました。

計測されたニュートリノの数も、ニュートリノの総エネルギーと一致していた。2.2 × 1046 ジュールであり^、これは超新星の全エネルギーのほぼすべてであると推定された。^[35]

平均的な超新星の場合、約10⁵⁷（オクトデシリオン）個のニュートリノが放出されるが、地上の検出器で実際に検出される数ははるかに少なく、 のレベルになる。 ここ検出器の質量（例えばスーパーカミオカンデの質量は5万トン）、 は超新星までの距離である。 ^[105] したがって、実際には天の川銀河（私たちの銀河系）内またはその近くの超新星からのニュートリノバーストしか検出できない。個々の超新星からのニュートリノの検出に加えて、宇宙のすべての超新星から発生する拡散した超新星ニュートリノ背景を検出することも可能である。 ^[106]${\displaystyle N}$$${\displaystyle N\sim 10^{4}\left({\frac {M}{25\,{\mathsf {kton}}}}\right)\left({\frac {10\,{\mathsf {kpc}}}{d}}\right)^{2},}$$${\displaystyle M}$${\displaystyle d}$

超新星ニュートリノのエネルギーは数MeVから数十MeVの範囲である。宇宙線が加速される場所では、超新星爆発後に残った乱流ガス環境、すなわち超新星残骸から、少なくとも100万倍のエネルギーを持つニュートリノが生成されると考えられる。宇宙線の起源は、バーデとツビッキーによって超新星に帰せられた。この仮説はギンズバーグとシロヴァツキーによって洗練され、彼らは起源を超新星残骸に帰し、超新星残骸での加速効率が約10パーセントであれば、天の川銀河の宇宙線損失が補われるという重要な指摘によって自分たちの主張を裏付けた。ギンズブルグとシロヴァツキーの仮説は、超新星残骸で起こる「衝撃波加速」という特定のメカニズムによって裏付けられており、これはエンリコ・フェルミが描いた当初の理論的描像と一致しており、観測データからも裏付けられている。超高エネルギーニュートリノはまだ観測されていないが、ニュートリノ天文学のこの分野はまだ初期段階にある。我々の銀河からの超高エネルギーニュートリノを観測することを目的とした既存または今後の主な実験は、バイカル、アマンダ、アイスキューブ、アンタレス、ネモ、ネストルである。関連情報は、 VERITAS、HESS、MAGICなどの超高エネルギーガンマ線観測所によって提供される。実際、宇宙線の衝突によって荷電パイ中間子が生成され、その崩壊によってニュートリノ、中性パイ中間子、ガンマ線が超新星残骸の環境になり、両方のタイプの放射線が透過すると考えられています。

銀河系外宇宙線の相互作用によって生じるさらに高エネルギーのニュートリノは、ピエール・オージェ観測所やANITAと呼ばれる専用実験によって観測することができます。

ビッグバンの名残である宇宙マイクロ波背景放射と同様に、低エネルギー ニュートリノの背景が宇宙に存在すると考えられています。1980 年代には、これが宇宙に存在すると考えられている暗黒物質の説明になるかもしれないという提案がありました。ニュートリノには、他のほとんどの暗黒物質候補に比べて 1 つの重要な利点があります。それは、ニュートリノが存在することがわかっていることです。この考えには、重大な問題もあります。

粒子実験から、ニュートリノは非常に軽いことがわかっています。つまり、ニュートリノは光速に近い速度で簡単に移動できます。このため、ニュートリノから作られた暗黒物質は「ホットダークマター」と呼ばれています。問題は、ニュートリノは高速で移動するため、宇宙の膨張によって冷たくなって塊に集まる前に、宇宙に均等に広がる傾向があることです。これにより、ニュートリノでできた暗黒物質の一部が塗りつぶされ、私たちが目にする大きな銀河構造を引き起こすことができなくなります。

これらの同じ銀河や銀河群は、それらの銀河から逃げるには速度が足りない暗黒物質に囲まれているように見えます。おそらくこの物質が形成の重力核を提供しました。これは、ニュートリノが暗黒物質の総量の大部分を占めることはできないことを意味します。

宇宙論的議論から、残存背景ニュートリノの密度は1立方センチメートルあたり56個、温度は1.9K（1.7 × 10 ⁻⁴  eV）で、質量がゼロの場合はさらに低温になり、質量が超える場合はさらに低温になります。0.001 eV/ c ²。密度はかなり高いが、エネルギーがほとんどの検出方法の閾値を下回っており、サブeVエネルギーでのニュートリノ相互作用断面積が極めて小さいため、実験室ではまだ観測されていない。対照的に、より高いエネルギーで放出されるホウ素8太陽ニュートリノは、空間密度が残存ニュートリノの空間密度より約6桁低いにもかかわらず、確実に検出されている。

ニュートリノは電荷を帯びておらず、通過する物質を電離しないため、直接検出することはできない。ニュートリノが周囲に影響を及ぼす他の方法、例えばMSW 効果は、追跡可能な放射線を生成しない。Reines と Cowan によって適用された、反ニュートリノを識別するための独特な反応は、逆ベータ崩壊と呼ばれることもあり、(下記参照)、大量のニュートリノを検出するために非常に大きな検出器を必要とする。すべての検出方法では、ニュートリノが最低限の閾値エネルギーを持っていることが必要である。これまでのところ、潜在的なニュートリノ相互作用 (例えば MSW 効果によるもの) を他の原因と一意に区別できないという意味で、低エネルギー ニュートリノを検出する方法は存在しない。ニュートリノ検出器は、宇宙線やその他の背景放射線から検出器を隔離するために、地下に建設されることが多い。

反ニュートリノは1950年代に原子炉の近くで初めて検出された。レインズとコーワンは塩化カドミウム水溶液を含む2つのターゲットを使用した。2つのシンチレーション検出器がカドミウムターゲットの隣に設置された。1.8MeVのエネルギーは水中の陽子と荷電電流の相互作用を引き起こし、陽電子と中性子を生成します。これは
β⁺
崩壊では、エネルギーを使って陽子を中性子、陽電子（
e⁺
）と電子ニュートリノ（
ν
_e) が発行されます:

知られている
β⁺
減衰：

コーワンとレインズの実験では、放出されるニュートリノの代わりに、入射する反ニュートリノ（
ν
_e）を原子炉から排出する：

その結果、検出器材料内の電子と陽電子の消滅により、約0.5 MeV。標的の上下にある2つのシンチレーション検出器によって、同時発生した光子対を検出することができた。中性子はカドミウム原子核に捕獲され、約陽電子消滅イベントからの光子の数マイクロ秒後に検出された 8 MeV の粒子。

それ以来、さまざまな検出方法が使用されてきた。スーパーカミオカンデは、入射するニュートリノが水中で電子またはミューオンを生成するときに放出されるチェレンコフ放射を監視する光電子増倍管に囲まれた大量の水である。サドベリーニュートリノ観測所も同様であるが、検出媒体として重水を使用し、同じ効果を使用するが、さらに重水素のあらゆるフレーバーニュートリノ光解離反応も可能にし、その結果生じる自由中性子を塩素捕獲後のガンマ線から検出する。他の検出器は、大量の塩素またはガリウムで構成されており、電子ニュートリノが元の物質と相互作用することによって生成されるアルゴンまたはゲルマニウムの過剰が定期的にチェックされている。 MINOSは光電子増倍管に連結された固体プラスチックシンチレータを使用していましたが、Borexinoは光電子増倍管で監視される液体擬似クメンシンチレータを使用し、 NOνA検出器はアバランシェフォトダイオードで監視される液体シンチレータを使用しています。IceCubeニュートリノ観測所は南極付近の南極氷床の1 km ^{3 の}範囲に光電子増倍管が配置されています。

ニュートリノの質量が小さく、電荷が中性であるため、他の粒子や場との相互作用は極めて弱い。この弱い相互作用の特徴は、ニュートリノが他の放射線（光や電波など）が透過できない環境を調べるのに使用できることを意味するため、科学者の関心を集めている。

ニュートリノをプローブとして使用することは、20世紀半ばに太陽の中心部の状態を検出する方法として初めて提案されました。太陽の中心部は、電磁放射（光など）が中心部を取り囲む物質の膨大な量と密度によって拡散されるため、直接画像化することはできません。一方、ニュートリノは太陽とほとんど相互作用せずに通過します。一方、太陽の中心部から放出される光子は、太陽の外層まで拡散するのに4万 年かかるが、中心核の核融合反応で生成されたニュートリノは、この距離をほぼ光速で妨害を受けずに通過する。^{[107] [108]}

ニュートリノは、星間物質を通過しても大幅に減衰しない唯一の既知の粒子であるため、太陽系外の天体物理学的源の探査にも役立ちます。光学光子は、塵、ガス、背景放射線によって不明瞭になったり拡散したりすることがあります。高速陽子や原子核の形をとる高エネルギー宇宙線は、 グライゼン・ザツェピン・クズミン限界(GZK カットオフ)により、約 100メガパーセク以上は移動できません。対照的に、ニュートリノはほとんど減衰せずにさらに長い距離を移動できます。

天の川銀河の中心核は高密度のガスと多数の明るい天体によって完全に隠されている。銀河の中心核で生成されたニュートリノは、地球上のニュートリノ望遠鏡で測定できる可能性がある。^[22]

ニュートリノのもう一つの重要な用途は、超新星の観測である。超新星は、非常に質量の大きい恒星の寿命を終わらせる爆発である。超新星の核崩壊段階は、極めて高密度でエネルギーの高いイベントである。密度が非常に高いため、ニュートリノを除いて、既知の粒子は前進する核前面から逃れることができない。その結果、超新星は、短い（10秒間の）ニュートリノバーストで放射エネルギーの約99％を放出することが知られている。 ^[109]これらのニュートリノは、核崩壊研究のための非常に有用なプローブである。

ニュートリノの静止質量は宇宙論や天体物理学の理論の重要なテストである。宇宙現象の探査におけるニュートリノの重要性は他の方法と同じくらい大きく、そのため天体物理学コミュニティでは主要な研究対象となっている。^[110]

ニュートリノの研究は素粒子物理学において重要です。なぜなら、ニュートリノは一般に質量を持つ粒子の中で最も低い静止質量（つまり、光子とグルーオンのゼロ静止質量を除いた、ゼロでない静止質量が最も低い）を持ち、したがって素粒子物理学の標準モデルの拡張で理論化された最もエネルギーの低い質量を持つ粒子の例だからです。

2012年11月、アメリカの科学者たちは粒子加速器を使って780フィートの岩石を通してコヒーレントニュートリノメッセージを送信しました。これはニュートリノを通信に使用した最初の例であり、将来の研究では、地球の核のような最も密度の高い物質を通しても、2元ニュートリノメッセージを非常に遠くまで送信できるようになるかもしれません。^[111]

2018年7月、アイスキューブニュートリノ観測所は、2017年9月に南極にある研究ステーションに衝突した超高エネルギーニュートリノの発生源を、オリオン座の方向、37億光年離れたブレーザーTXS 0506+056まで遡ったと発表した。ニュートリノ検出器を使用して宇宙の物体の位置を特定し、宇宙線の発生源を特定したのはこれが初めてである。 ^{[112] [113] [114]}

2022年11月、アイスキューブニュートリノ観測所は、くじら座の活動銀河であり、現在までに最もよく知られ、よく研究されている銀河の一つであるNGC 1068 （メシエ77としても知られる）からの高エネルギーニュートリノ放出の証拠を発見した。^[115]

2023年6月、天文学者たちは新しい技術を使って初めて天の川銀河の銀河面からニュートリノが放出されているのを検出したと報告した。^{[116] [117]}

• ニュートリノ実験のリスト
• マルチメッセンジャー天文学 – 関連する天文観測の調整
• ニュートリノ振動 – ニュートリノが移動するにつれてレプトンのフレーバーが変化する現象
• ニュートリノ天文学 – 低質量恒星粒子の観測
• ポンテコルボ・牧・中川・坂田行列 – ニュートリノ振動のモデル

• キャスパー、デイブ。「ニュートリノとは何か?」カリフォルニア大学アーバイン校。2010年9月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2009年10月31日閲覧。
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