Neutrina należą do najbardziej nieuchwytnych cząstek elementarnych. Choć ich istnienie przewidziane zostało już na początku lat trzydziestych, jego doświadczalne potwierdzenie nastąpiło dopiero po upływie ponad ćwierć wieku. Przyczyną takiego stanu rzeczy był fakt, że neutrina niezwykle słabo oddziałują z materią: tylko jedna z miliarda tych cząstek, przelatując przez Ziemię, wejdzie w reakcję z jakimkolwiek z napotkanych po drodze atomów.

Obserwatorium Neutrinowe Sudbury znalazło swe znajduje się w jednej z kanadyjskich kopalń w pobliżu Sudbury. Detektor neutrin ma kształt kuli o średnicy 12 m: w akrylowym, przezroczystym pojemniku o ściankach grubości 5 cm znajduje się 1000 ton ciężkiej wody. Pojemnik otacza ażurowa sfera o średnicy 18 m, na której zamontowano 10 tysięcy powielaczy fotoelektronowych. Rejestrują one błyski światła powstające podczas oddziaływania neutrin z ciężką wodą.

Neutrina występują w trzech odmianach znanych jako neutrino elektronowe, mionowe i neutrino tau. Nazwy te pochodzą od nazw cząstek produkowanych w reakcjach z udziałem neutrin, na przykład przy zderzeniu z protonem (jądrem atomu wodoru) neutrina elektronowego powstaje elektron, a neutrina mionowego ­ mion. Reakcje te są jedynym sposobem obserwacji neutrin, widoczne są one bowiem jedynie pośrednio poprzez produkty reakcji, w których biorą udział.
Sugeruje to metodę eksperymentalnego badania neutrin: należy wziąć wystarczająco duży basen wypełniony wodą, umieścić go w głębokiej kopalni w celu osłonięcia przed elektronami i mionami pochodzącymi z promieniowania kosmicznego, opleść siatką detektorów i czekać cierpliwie.
Na tej zasadzie zbudowany jest największy istniejący detektor neutrin, Super-Kamiokande w miejscowości Mozumi, 200 km na północny zachód od Tokio, którego sercem jest otoczony detektorami zbiornik zawierający 50 tys. ton niezwykle czystej wody umieszczony w starej kopalni cynku około 1000 m pod powierzchnią Ziemi.
Inny detektor znajduje się w jednej z kanadyjskich kopalń w pobliżu Sudbury.
Jedną z wielkich zagadek, nurtujących fizyków przynajmniej od połowy lat siedemdziesiątych, było, czy neutrina posiadają masę, czy też, podobnie do fotonów (cząstek odpowiadających promieniowaniu świetlnemu i innym rodzajom fal elektromagnetycznych), są bezmasowe.

Wnętrze detektora Super-Kamiokande

Choć pojedyncze neutrino może ważyć niewiele, tak dużo jest tych cząstek w każdym centymetrze sześciennym Wszechświata, że łącznie wszystkie neutrina stanowią znaczny ułamek masy Wszechświata ( mogą być częścią tzn.. "ciemnej materii". A wartość całkowitej masy Wszechświata decyduje, czy będzie się on dalej bez przerwy rozszerzać, czy też w pewnym momencie zacznie się kurczyć.
Jeśli neutrina mają masę, to mogą one regularnie przechodzić (oscylować) pomiędzy różnymi stanami.
Dopiero jednak w czerwcu 2001 doniesiono, że w detektorze Super-Kamiokande oscylacje neutrin zostały zaobserwowane bezpośrednio (choć podobne wyniki, oparte na znacznie mniejszej liczbie obserwowanych przypadków, podane zostały już w 1994 roku).
Doświadczenie przeprowadzone w Kamiokande dowodzi, iż neutrina mają masę, nie można jednak za ich pomocą określić, jaka jest jej wartość. Wiadomo jedynie, że jest ona bardzo niewielka i nie może przekraczać (w przypadku neutrina elektronowego) kilku promili masy elektronu.

---

Fragmenty teleskopu neutrin AMANDA znajdującego się na Biegunie Południowym w lodach Antarktydy

Dotychczasowe detektory potrafiły jedynie rejestrować neutrina o małej energii pochodzące ze Słońca. Neutrina o dużej energii najprawdopodobniej powstają w wybuchach supernowych, podczas emisji promieniowania gamma i przez aktywność związaną z czarnymi dziurami i być może ciemną energią). W celu ich rejestracji buduje się od 1998 roku nowe detektory umieszczone na dnie morza lub pod lodem. Neutrina mogą przypadkowo zderzyć się z jądrem atomu tworzącego lód lub wodę. Następuje wtedy emisja mionów, nietrwałych cząstek około 200 razy cięższych od elektronów, które poruszają z prędkością bliską prędkości światła w próżni, ale większą niż prędkość światła w lodzie lub wodzie. Miony wysyłają wtedy promieniowanie o barwie niebieskiej (jest to tzw. promieniowanie Czerenkowa). Światło to odbierane jest przez fotopowielacze czyli detektory promieniowania elektromagnetycznego. Rejestracja tych promieni pozwala na odtworzenie drogi neutrina i ustalenie z jakiego kierunku Wszechświata ono przybyło.
Detektory znajdują się w pobliżu dna morskiego lub głęboko pod powierzchnią, ponieważ promienie kosmiczne stale bombardują Ziemię i jej atmosferę, a te działania wytwarzają również wielkie ilości mionów? Woda lub lód oddziela miony od obecnych w atmosferze promieni kosmicznych, które mogą zaburzać badania.
Strumień tych neutrin jest bardzo mały i symulacje komputerowe wykazują, że dopiero detektor o objętości rzędu jednego kilometra sześciennego dostarczy w ciągu kilku lat dostatecznej ilości danych. Aby zbudować takie detektory, trzeba sięgnąć po naturalne zbiorniki czystej wody czy lodu i umieścić w nich fotopowielacze do rejestracji mionów. Pierwszy, choć mały, detektor tego rodzaju (od 1998 r. wyposażony w 200 fotopowielaczy) zbudowany został w jeziorze Bajkał na Syberii. Detektor eksperymentu AMANDA (Antarctic Moun and Neutrino Detector Array) z kolei działa w czystym lodzie na biegunie południowym. Od 2000 r. wyposażony jest w 667 fotopowielaczy. Fotopowielacze zamontowane są w kilkudziesięciometrowych odległościach na linach o długości 500 m, a każda lina

Detektory teleskopu Antares.

wpuszczona jest pionowo w lód na głębokość typowo 1500-2000 m (kilka lin sięga głębokości 2300 m). Liny umieszczane są w odległościach kilkudziesięciu metrów od siebie i w miarę zwiększania ich liczby rośnie efektywna powierzchnia i objętość (walcowatego) detektora. W 2002 r. eksperyment pokazał pierwszą neutrinową mapę północnego Nieba. Następcą eksperymentu AMANDA będzie eksperyment IceCube z 4800 fotopowielaczami na 80 linach.
W trakcie przygotowań są dwa eksperymenty wodne w Morzu Śródziemnym: ANTARES (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental RESearch) na głębokości ponad 2000 m w pobliżu Marsylii we Francji i NESTOR na głębokości 4000 m w pobliżu Pylos w Grecji. Niestety nie jest to łatwe. W eksperymencie AMANDA następuje utrata światła na skutek rozpraszania na miniaturowych bąbelkach powietrza w lodzie, a w głębinowych eksperymentach wodnych przeszkadza radioaktywny potas w słonej wodzie morskiej i bioluminescencja spowodowana przez bakterie, świecące ryby czy też krewetkach.
Teleskop ANTARES będzie zbudowany z dziesięciu 480-metrowych strun. Każda struna składa się z dwóch mocnych lin stalowych, oddalonych od siebie o 2,3 metra. Pomiędzy linami znajduje się ponad 30 skierowanych w dół fotopowielaczy wykrywających światło. Ponieważ struny są zawieszone w morzu, pozycja każdego detektora światła jest stale sprawdzana. Mierniki nachylenia i kompasy mierzą kąty i położenie na strunie. Osobny, choć współdziałający system wykorzystuje mierniki odległości, zamocowane na strunach, przesyłające sygnały akustyczne do przekaźników na dnie morskim. Detektory i związana z nimi elektronika znajdują się w odpornych na ciśnienie szklanych kulach. Dane będą przesyłane na ląd 40-kilometrowym kablem do stacji-bazy na południowym wybrzeżu Francji.

---