日本物理學家梶田隆章和加拿大物理學家阿瑟·麥克唐納「因發現中微子振蕩現象，證明中微子有質量」，分享了2015 年諾貝爾物理學獎(圖1)。在粒子物理標準模型中，中微子是無質量的基本粒子。1998 年6 月在日本高山市召開的「國際中微子大會」上，梶田隆章代表超級神岡(Super-K)實驗合作組報告了大氣中微子振蕩的確鑿證據。2001 和2002 年，加拿大薩德伯裡中微子觀測站(SNO)兩次發表實驗結果，證實太陽中微子振蕩。這兩個發現打開了微觀世界新物理的大門，對宇宙和天體的起源與演化也有重大影響。
圖1 2015 年諾貝爾物理學獎得主：日本物理學家梶田隆章和加拿大物理學家阿瑟·麥克唐納
為了解釋貝塔衰變的連續能譜，泡利1930 年假定一種「永遠找不到」的粒子帶走了能量，後來被費米正式命名為中微子。1956 年，雷因斯和柯萬首次觀測到了反應堆產生的電子反中微子。柯萬於1974 年去世，雷因斯被授予1995 年諾貝爾獎。1962 年萊德曼、舒瓦茨和斯坦伯格在布魯克海文國家實驗室利用首個加速器中微子束流，發現了第2 種中微子——繆中微子，被授予1988 年諾貝爾獎。上世紀七十年代以來建立的標準模型預言共有3 種中微子(或稱為3 種「味道」量子數)。1989 年通過Z0 衰變實驗，證明存在、且只存在3 種中微子。最後一種中微子——陶中微子，直到2000 年才被費米實驗室的DONUT實驗發現。
由於實驗上發現弱作用中宇稱是最大破壞的，標準模型中只包含左手中微子，不存在右手中微子。這隻有中微子質量為零才能成立，否則的話，中微子速度不是光速，可以選擇參考系將左手中微子變成右手，宇稱就不會最大破壞。不過，龐蒂科夫、牧、中川、坂田等人在五六十年代提出，假如中微子有微小的質量，且質量本徵態與味道本徵態之間存在混合，就會出現中微子振蕩現象，即一種中微子在飛行中能自發變成其他種類的中微子。本質上這是一種量子幹涉現象。通過弱作用產生的中微子味道本徵態(比如電子中微子)，可看作是不同質量本徵態的疊加。由於中微子質量極其微小，在接近光速的長距離飛行中，不同質量本徵態能夠一直保持相干而不退耦，從而在宏觀上表現出振蕩現象。
中微子振蕩最早由戴維斯在探測太陽中微子時發現跡象。六十年代末他首次探測到了來自太陽的中微子，證實了太陽能量來自核聚變，被授予2002 年諾貝爾獎。此後進一步的測量發現，探測到的太陽中微子比預期少，僅為1/3，被稱為「太陽中微子丟失之謎」。1988 年，梶田隆章與他的兩位導師小柴昌俊和戶冢洋二在神岡實驗中發現大氣中微子也比預期少，被稱為「大氣中微子反常」。由於實驗數據精度不高，以及對中微子振蕩理解不深，這兩個實驗跡象未被普遍接受為中微子振蕩的證據。
1987 年，神岡實驗與美國IMB實驗探測到超新星中微子，小柴昌俊因此與戴維斯分享了2002年諾貝爾獎。更大的超級神岡實驗得以建造，並於1998 年以確鑿的證據發現了大氣中微子振蕩。採用新的探測技術，SNO實驗可以同時探測三種中微子，2001 年發現太陽中微子中的電子中微子確實丟失了，與超級神岡實驗探測到的太陽中微子結果相結合，基本證實太陽中微子轉變成了其他種類的中微子。2002 年，SNO測得了全部三種中微子的流強，發現總流強與預期一致，給出了中微子轉換的確鑿證據，同時證明了太陽標準模型的正確。
2002 年，日本KamLAND實驗用反應堆中微子證實了太陽中微子振蕩模式，同時解決了振蕩參數的簡併問題，確定了太陽中微子問題的大角混合—物質效應解。同年底，日本的另一個實驗K2K用加速器中微子驗證了大氣中微子振蕩模式，這是世界上的第一個長基線加速器中微子振蕩實驗。至此，中微子振蕩現象通過不同方法、不同實驗得到確立。
中微子振蕩的規律[9]由6 個參數描述，太陽中微子振蕩確定了其中的一組參數θ12 和Δm212( =m22 -m12) ，大氣中微子振蕩確定了另一組參數θ23和Δm322 。我國的大亞灣中微子實驗在2012 年首次觀測到除大氣和太陽中微子振蕩外的第三種振蕩模式，測得了混合角θ13，其後得到另外兩個反應堆中微子實驗Double Chooz 和RENO以及加速器中微子實驗的證實，從而完善了中微子振蕩的標準框架。在此之前的2011 年，日本的加速器實驗T2K觀測到了繆中微子束流中電子中微子的出現，最早給出了θ13不為零的跡象，但因大地震加速器受損，未能給出更可靠的證據。
緊接著諾貝爾獎，2016 年度基礎物理學突破獎於2015 年11 月8 日頒給了在中微子振蕩研究中做出關鍵貢獻的5 個實驗及其7 名領導人，他們是：王貽芳(中國科學院高能物理研究所)和陸錦標(伯克利)領導的大亞灣中微子實驗、西川公一郎(KEK)領導的K2K/T2K 兩個實驗、鈴木厚人(KEK)領導的KamLAND 實驗、阿瑟·麥克唐納(加拿大女王大學)領導的SNO實驗、梶田隆章(東京大學)和鈴木洋一郎(東京大學)領導的超級神岡實驗，基本上覆蓋了中微子振蕩研究歷程中的重大發現。
目前6 個中微子振蕩參數已測得5 個，只有CP破壞相角未知。不過太陽中微子振蕩因為有物質效應，可以確定中微子質量本徵態m2比m1重，而大氣中微子實驗不能給出Δm322 的符號，因此不清楚m3與m2哪個更重，稱為中微子質量順序問題；也不能確定θ23是否偏離45°，是偏大還是偏小。CP破壞將導致正反中微子振蕩機率不同，很可能與宇宙起源中的「反物質消失之謎」相關。質量順序不僅影響振蕩機率，從而影響CP 破壞測量，還決定了無中微子雙貝塔衰變實驗的前景。這兩個問題是中微子振蕩下一步需要解決的重大問題。
曾經人們以為θ13值很小，而它調控著質量順序和CP 破壞的可觀測效應，因此認為需要下一代技術才能測量，例如中微子工廠(特指一種大量產生中微子的加速器束流)或貝塔束流。大亞灣實驗發現θ13值遠大於預期，用現有技術就可以測量，從而為未來的中微子研究鋪平了道路。多個新的中微子實驗被提出，包括中國的江門中微子實驗(JUNO)，美國DUNE，日本Hyper-K，印度INO，韓國RENO-50，美國在南極的PINGU，法國在地中海的ORCA等，預期未來10—15 年，很有可能解決中微子振蕩餘下的三個問題。
最近T2K結合大亞灣給出的精確θ13值，意外地給出了最大CP 破壞的跡象，CP相角為270°。美國剛投入運行的NOvA實驗也給出了同樣的跡象，同時傾向於正的質量順序。如果這兩個參數確實位於這種使CP破壞極大的組合，這兩個實驗將能於幾年內在3 倍標準偏差的置信度下給出初步的結論。
本文接下來將重點介紹此次獲得諾貝爾獎的太陽中微子實驗和大氣中微子實驗，然後介紹未來的中微子振蕩實驗，最後總結中微子研究中的重大問題。
太陽的能量來源曾長期困擾科學家。諾貝爾物理學獎獲得者貝特(Hans Bethe)於1939 年提出氫核聚變燃燒的物理機制，指出太陽內部的高溫不僅使對應的壓強可以與引力抗衡，從而保持穩定的結構，還使熱核反應得以發生，把氫合成為更重的元素。整個聚變反應鏈可以等價地寫成：
4p + 2e- → 4He + 2νe +Q ， (1)
即4 個氫核與兩個電子發生反應，生成一個氦核和兩個電子中微子，同時釋放Q=26.7 MeV 的能量。不過上述合成是通過多步反應完成的。聚變能量經過數以萬年才能從太陽核心的聚變區域傳遞到太陽表面，變成輻射到地球的太陽光。
上述反應釋放的中微子稱為太陽中微子。每一秒鐘都有上萬億的太陽中微子穿過一個人的身體。因為中微子幾乎不與物質反應，它以接近光速從產生處直接傳播出來，其數量和特徵能量分布由核反應過程決定。因此，測量太陽中微子是檢驗上述氫核聚變機制的獨一無二的手段。
美國天文學家巴考(John Bahcall)建立了精確的太陽模型，可以很準確地預言中微子的流強與能譜。他與戴維斯共同提出了進行太陽中微子實驗，以檢驗太陽模型。太陽表面的「日震」會在太陽內形成駐波，因為都卜勒效應，原子的光譜線會產生微小的移動。駐波振動的速度與太陽核心的溫度分布密切相關，中微子的產生率對溫度分布也非常敏感，因此對日震的觀測可以很好地限制太陽模型。利用這些限制以及核反應實驗數據，巴考計算了所有太陽中微子的產生率及其能量分布，如圖2 所示。其中99%的中微子來自pp 反應鏈，根據其反應過程，包括pp 中微子、pep 中微子、hep 中微子、Be-7 中微子、B-8 中微子等。另外1%來自碳—氮—氧循環，分別是N-13中微子、O-15 中微子、F-17 中微子。對比較容易觀測的高能B-8 中微子，計算精度為16%。對主要的能量來源pp 中微子，精度達到了1%，但由於能量低，pp 中微子遲至2014 年才由BOREXINO實驗直接觀測到。
圖2 太陽中微子的產生率及其能量分布(數據來自於Bahcall—Serenelli 2005 年的標準太陽模型）。圖中也標出了各種不同類型實驗的探測範圍
戴維斯在六十年代建造了Homestake 實驗，使用四氯乙烯作為捕獲太陽中微子的探測材料，其中的氯原子可發生反貝塔衰變反應：
νe + 37C1 → 37Ar + e- ， (2)
生成放射性氬原子，反應的中微子能量閾值為0.233 MeV。戴維斯在1968 年探測到了太陽中微子，證實了太陽的能量來源。但是他發現探測到的中微子少於巴考的理論計算值，僅為其1/3，被稱為「太陽中微子丟失之謎」。戴維斯的實驗一直運行到1995年。
義大利和前蘇聯的兩個鎵探測實驗SAGE和GALLEX/GNO、日本神岡實驗也進行了太陽中微子的探測。不同實驗由於材料不同，對太陽中微子敏感的能量範圍也有所不同。所有實驗觀測到的數目都小於標準太陽模型理論計算的數目，但令人費解的是其丟失的比例不同，介於30%-50%之間，難以用通常的中微子振蕩來解釋。
1984 年，美國華人物理學家陳華森提出了用重水探測太陽中微子的方案。中微子在重水中可以有如下三種不同的反應，依次為帶電流(CC)過程、中性流(NC)過程、彈性散射(ES)過程：
νe + d → p + p + e- ， (3)
νa + d → p + n + να ， (4)
νa + e- → να + e- . (5)
其中d，p，n，e 分別為氘核、質子、中子和電子， να 指三種中微子中的任一種。重水不僅能測量電子中微子，還可以同時測量所有類型中微子數目的總和，從而對是否存在從電子中微子到其他味道中微子的轉換給出確定的說法。
採用該探測方法的SNO 實驗從1990 年開始動工建設，1999 年5 月實驗建成開始運行。該實驗位於加拿大薩德伯裡地下2 km的一處廢棄鎳礦處，直徑30 m的地下探測器大廳內安放有直徑12 m的有機玻璃球型探測器，探測器內裝有1 千噸的重水，並安裝1 萬個光電倍增管作為光信號探測單元。圖3 顯示的是安裝過程中的SNO中微子探測器。
圖3 安裝過程中的SNO中微子探測器
2002 年，SNO實驗觀測到電子中微子和所有味道中微子的數目，如圖4 所示。CC代表單獨對電子中微子的測量；NC 代表對所有味道中微子的測量；ES 代表電子彈性散射測量，其中電子中微子比另兩種中微子的反應機率大6 倍。太陽中微子產生時是純的電子中微子。圖中黑色虛線為太陽模型預測值，測得的中微子的總數與之一致，但電子中微子只相當於總量的35%，其他65%為繆中微子和陶中微子。這表明在中微子傳播過程中，中微子並沒有真正丟失，而是轉變為另外兩種類型的中微子。
圖4 SNO實驗的三個反應過程的測量結果。橫坐標為電子中微子流強，縱坐標為另兩種中微子的流強之和
理論上也有了重大的突破，對不同實驗測得不同丟失比例的困惑給出了令人驚訝的答案。1978 年美國物理學家沃芬斯坦注意到，電子中微子在物質中會受到電子的散射，將改變中微子的振蕩效應。1985 年前蘇聯的米赫耶夫和斯米爾諾夫將這個想法用於解釋太陽中微子問題，人們才意識到，以前認為中微子在從太陽飛到地球的過程中發生振蕩的看法是完全錯誤的。通過求解物質勢中中微子的振蕩行為，發現它的影響可以通過一個有效混合角來表示：
其中θ表示沒有物質時的真空混合角，θM表示物質中的有效混合角，Δm2表示真空中的質量平方差，A表示物質效應帶來的有效質量。
能量較高的太陽中微子物質效應大，在太陽核心A 遠大於真空質量項Δm2cos2θ，這樣θM接近90°，意味著電子中微子與質量本徵態m2簡併。隨著中微子向外傳播，θM逐漸趨近真空混合角θ，而中微子在這過程中經歷了一個絕熱轉換過程，保持為質量本徵態m2(但本徵態解在隨密度演化)。這樣，我們探測到電子中微子的機率為sin2θ。另一方面，低能中微子物質效應非常小，θM接近真空混合角θ，由於從中微子不同的產生地點到地球的飛行距離相差很大，我們探測到電子中微子的機率為真空振蕩的平均效應1-(sin22θ)/2。太陽中微子振蕩的混合角為34°左右，所以高能B-8 中微子的生存機率為30%，而低能的pp 中微子、Be-7 中微子的生存機率為55%。這就解釋了不同實驗測量結果的差異。
至此，困擾人們三十多年的「太陽中微子丟失之謎」最終被解決。
儘管太陽中微子最先給出了中微子振蕩的跡象，首次發現振蕩現象卻始於意外發現的大氣中微子反常。
七十年代末，有兩個實驗開始尋找大統一理論預言的質子衰變，一個是小柴昌俊領導的日本神岡實驗，另一個是雷因斯領導的美國IMB實驗。神岡實驗的探測器採用3000 噸純淨水和1000個直徑20 英寸的光電倍增管，位於岐阜縣一個地下1000 m的廢棄砷礦中。實驗於1982 年開始建設，1983 年建成。質子衰變即使存在，也是極其稀少的，必須非常乾淨地去掉各種假信號，稱之為本底事例。地表有大量的宇宙線，會帶來很多本底。到地下1000 m，宇宙射線被巖石吸收，降低了10 萬倍。神岡實驗沒有找到質子衰變，確定質子的壽命大於1033年。
但是，在尋找質子衰變的過程中發現了奇怪的現象。前面提到的宇宙射線指的是自太空的原初宇宙射線在地球大氣層中產生的繆子。伴隨著繆子也會同時產生大量的中微子，稱為大氣中微子，包括電子中微子、繆中微子以及它們的反粒子。大氣中微子也會在探測器中產生信號，因此研究質子衰變時，需要準確地估算探測器中會發生多少大氣中微子反應，然後把這些信號扣掉。1988 年，小柴昌俊的學生，29 歲的梶田隆章在分析數據時發現，測到的繆中微子比預期的少，被稱為「大氣中微子反常」。IMB 實驗也發現了類似現象(圖5)。由於實驗數據不夠精確，也由於法國和義大利的兩個實驗FREJUS和NUSEX給出了不同結果，用中微子振蕩解釋大氣中微子反常未被普遍接受。
圖5 1980 年代日本神岡實驗(Kamioka)、美國IMB 實驗、法國FREJUS實驗、義大利NUSEX實驗，以及1990 年代美國SOUDAN實驗、日本超級神岡實驗(SuperK)對大氣中微子反常的測量。測量值用繆中微子/電子中微子和實驗數據/模擬數據的雙比值來表示，儘量消掉不確定因。R'=1的虛線表示測量值與預期值一樣，繆中微子相對於電子中微子沒有減少
如果不是大自然的慷慨，大氣中微子反常之謎也許還要延續很久。就在小柴昌俊退休前不久的1987 年2 月23 日，出現了一次超新星爆發，神岡實驗、IMB實驗以及一個俄國實驗共探測到了24 個超新星中微子。超新星爆發在宇宙演化中非常重要。一般相信，它的爆發需要中微子來助力，叫做「中微子驅動的延遲爆發機制」。觀測到這24 個超新星中微子，不足以完全證明這個機制是正確的，但證實了超新星爆發確實會產生非常多的中微子。小柴昌俊因「觀測到來自宇宙的中微子」與探測到太陽中微子的戴維斯分享了2002年諾貝爾獎。
因為這個成果，日本政府同意神岡實驗升級為超級神岡實驗。其探測器於1991 年開始建造，1996 年完成(圖6)。實驗原理完全相同，但是採用了5 萬噸純淨水，13000 個光電倍增管。超級神岡的科學目標包括太陽中微子、大氣中微子、質子衰變等，後來還用作加速器中微子實驗K2K/T2K的遠端探測器，是國際中微子研究當之無愧的旗艦裝置。
圖6 超級神岡探測器。工作人員正在內部使用小船更換光電倍增管
大氣中微子與水中的原子核發生反應，電子中微子會產生電子，繆中微子會產生繆子。電子和繆子在水中產生切連科夫光，在其前進方向上形成一個光環，被光電倍增管探測到，光子數正比於能量，而中微子的能量可由電子與繆子的能量推得。由於電子與繆子形成的光環形狀不同，可以判別出是哪種中微子。
1998 年，升級後的超級神岡實驗精確測量了兩種中微子個數與能量、方向的關係。由於地球大氣層的球對稱性，如果中微子在傳播中沒有發生變化，來自探測器上方和來自下方、穿過地球而來的中微子數應該相同。實際測得的繆中微子事例存在很明顯的上下不對稱，來自下方的中微子明顯變少，這表明繆中微子在穿過地球時消失了，消失的比例和中微子的傳播距離和能量有關，這正是中微子振蕩的關鍵證據。圖7 顯示了繆中微子上下不對稱與能量的關係，淺綠色陰影表示無振蕩的預期值，紅色虛線表示中微子振蕩的理論預測值，實驗值與振蕩理論很好地符合。此外，上下不對稱與距離的關係也與振蕩理論符合，而電子中微子則是上下基本對稱的，沒有發生振蕩(因為其振蕩機率很小)。
圖7 超級神岡實驗1998 年公布的物理結果
因此，超級神岡以確鑿的證據發現了大氣中微子的振蕩，標誌著中微子研究黃金時代的到來。
除了大氣和太陽中微子實驗，中微子振蕩也得到了反應堆和加速器中微子實驗的證實，這是人工中微子源，流強可以較好地控制，通過相對比較提高實驗可靠性。
2002 年，鈴木厚人領導的KamLAND 實驗，通過對日本和韓國幾十個反應堆發出的中微子的探測，首次發現反應堆中微子的消失現象，並且其消失的幅度與SNO實驗對太陽中微子的測量結果相一致。與此同時，西川公一郎領導的K2K實驗，使用超級神岡探測器作為遠端探測器，首次觀測到距離250 km的日本高能所(KEK)加速器產生的高能中微子的振蕩現象，並且其振蕩行為與超級神岡發現的大氣中微子振蕩相一致。這樣太陽和大氣中微子振蕩的行為分別得到人工反應堆和加速器中微子實驗驗證。
中微子振蕩的6 個參數中，太陽中微子振蕩確定了其中的一組參數sin22θ12~0.86 和Δm212~7.5×10-5 eV2，大氣中微子振蕩確定了另一組參數sin22θ23~1和Δm322 ~2.5×10-3 eV2。三種中微子之間的振蕩公式比較複雜，但因為兩個質量平方差相差30 倍，中微子振蕩經常可以近似為兩種中微子之間振蕩。一個能量為E 的中微子，飛行距離L後仍然是它自身的機率(存活機率)可以表達為
Psur = 1 - sin22θ sin2(Δm2L/4E) ， (7)
其中混合角決定振蕩振幅，質量平方差決定振蕩頻率。
2003 年左右，中微子振蕩現象已得到實驗確立，尋找與混合角θ13相關的第三種振蕩模式成為研究的焦點。以前的近距離反應堆實驗，法國CHOOZ和美國Palo Verde，未能現該振蕩，因此這個混合角遠小於另外兩個，其具體數值的大小將決定中微子物理的發展方向。國際上先後提出八個反應堆中微子的項目，以及多個加速器中微子項目。最後共有三個反應堆中微子實驗和兩個加速器中微子實驗進入實驗建設階段，包括中國的大亞灣、韓國的RENO 以及法國的Double Chooz 三個反應堆中微子實驗，以及日本的T2K和美國的NOvA兩個加速器中微子實驗。
大亞灣反應堆中微子實驗坐落在我國廣東省深圳的大亞灣核電站附近，於2007 年開始建設，2011 年底投入運行。2012 年3 月，大亞灣實驗以超過5 倍標準偏差的置信水平率先給出了第三種振蕩模式存在的證據，並精確測量了中微子參數θ13的大小：
sin22θ13 = 0.092 ± 0.016(stat.) ± 0.005(syst.)， (8)
其中兩個誤差分別代表統計誤差和系統誤差。
大亞灣實驗發現θ13值遠大於預期，為未來中微子實驗測量質量順序和CP 破壞相角鋪平了道路。多個新的中微子實驗被提出，包括中國的江門中微子實驗(JUNO)， 美國DUNE， 日本Hyper-K，印度INO，韓國RENO-50，美國在南極的PINGU， 法國在地中海的ORCA 等。其中JUNO、INO、DUNE 已批准， PINGU、ORCA、Hyper-K有較大可能被批准。
江門中微子實驗位於江門開平市，距陽江和臺山核電站各53 km，以2 萬噸液體閃爍體作為中微子探測介質，實驗廳位於地下700 m。2013 年正式批准立項，2015 年開始動工建設，預計2020年建成開始運行。通過精確測量反應堆中微子能譜的變形，將在6 年內確定質量順序到3－4 倍標準偏差的水平，也將以好於1%的精度測量多個中微子振蕩參數，探測超新星中微子、地球中微子、太陽中微子、大氣中微子等。
日本的超超級神岡實驗(Hyper-K)計劃使用100 萬噸純淨水為探測器，計劃2025 年建成。可以通過大氣中微子測量中微子質量順序，可以將質子衰變的壽命下限再提高一個量級，在測量CP破壞、探測超新星中微子、超新星背景中微子上，它也具有顯著的優勢。
美國的DUNE實驗經過多年的討論和重新優化設計，已於今年正式成立合作組，計劃2025 年建成。DUNE實驗設計使用1-4 萬噸的液氬作為中微子探測的靶材料，測量1300 km 外費米實驗室的加速器中微子，從而可以對中微子質量順序和CP破壞現象作出高精度的測量。
預期未來10-15 年，很有可能完成中微子振蕩全部參數的測量。
中微子研究先後4 次獲得諾貝爾獎，中微子振蕩取得多個重大突破，但無論是理論還是實驗，都有更多的重大問題需要解決。
在標準的中微子振蕩理論中，還有質量順序和CP 破壞相角需要測量，也需要確定混合角θ23是否偏離45°。它們不僅僅影響中微子振蕩的大小、引導中微子味結構的更深層理論解釋，質量順序還決定了無中微子雙貝塔衰變實驗的前景，CP破壞相角的大小也是宇宙起源與演化必須解決的關鍵問題。對中微子混合參數的精確測量將使檢驗混合矩陣的么正性、窺探新物理成為可能。
中微子振蕩證明中微子有微小的質量，但具體數值仍然未知，正在通過貝塔衰變、無中微子雙貝塔衰變、或者宇宙學測量等方法研究。根據已有的數據限制，估計最重的在0.1 eV 量級，與頂夸克差了12 個數量級，最輕的仍不能排除為零。這帶來了新的問題：它的質量也跟頂夸克一樣，是由希格斯機制產生的嗎？還是有新的產生機制？假如中微子是馬約拉納粒子，即它是自身的反粒子，那麼現在流行的關於中微子質量產生的「蹺蹺板機制」能夠比較自然地解釋它為什麼這麼輕，但粒子物理的標準模型需要大的修改。目前國際上有多個無中微子雙貝塔衰變實驗正在進行。
中微子穿透能力強，是獨一無二的研究天體內部的探針。中微子天文學剛剛興起，將在太陽物理、地球物理、超新星爆發、宇宙起源、宇宙線起源等方面開創新局面。特別是最近南極冰立方實驗首次探測到超高能中微子，未來進一步升級後，有可能解決宇宙線起源的百年之謎。
中微子研究的未來將會更加精彩。
本文選自《物理》2015年第12期
關注請加微信號：中國物理學會期刊網
長按二維碼，自動識別，添加關注