为了解释β衰变中“能量不守衡”的问题，泡利在 1930 年提出了中微子的假
学。1933 年费米提出了弱相互作用的理论。1956 年美国物理学家雷尼斯直接通过
实验的办法证实了中微子的存在。20 世纪 60 年代，温伯格、萨拉姆和格拉肖在规
范场理论的框架下，建立了电磁相互作用和弱相互作用的统一理论。
在早期宇宙和恒星的内部等高温高密的极端天体物理环境下，中微子过程非常
重要，甚至占主导地位，是研究中微子物理学的理想实验室。例如，中微子的存在
会对宇宙的能量密度有贡献，影响宇宙的膨胀速度，从而影响宇宙轻元素的合成。
通过宇宙早期的核合成理论的研究和宇宙原初核氦丰度的观测，得到中微子的代数
1.61 3.30 N ν < < ，对 N ν 给出了严格的限制。在物质为主时期，有质量中微子将改
变物质扰动的功率谱型，特别是抑制扰动的幅度。最近，结合 WMAP 对宇宙微波
背景五年的观测、重子的声速振荡以及 Ia 型超新星的观测，天体物理学家给出了
所有种类中微子总质量的上限为 0.61 电子伏特(95%置信度)，同时独立给出了中微
子的种类为 4.4 1.5 N ν = ± (68%置信度)。超新星 1987A 爆发时，地面的中微子探测
器记录下了少量的中微子事件。结果发现，高能的中微子早到，显示中微子是有质
量的，数据拟合给出中微子的质量上限为 16eV(95%置信度)。对太阳中微子的观测
发现，来自太阳的中微子只有理论计算值的三分之一，即著名的太阳中微子短缺的
问题。太阳中微子短缺的问题可以用唯象的中微子振荡的理论模型来解释，但前提
是必须假设中微子有质量。
中微子与物质的相互作用在理解天体物理中的高能现象起着非常关键的作用。
这些高能现象主要包括超新星爆发和伽马射线暴。超新星爆发在古代就被观测到并
记录下来，但是，核坍缩超新星爆发的机制目前还很不清楚。不过，可以肯定的是，
中微子在其中起着决定性的作用。1934 年，巴德和兹威基提出了中子星形成于大
质量恒星演化晚期的超新星爆发过程中。中子星的引力结合能比核结合能要大 10
倍之多，其中 99%的引力结合能以中微子的形式释放。天体物理学家猜测核坍缩
超新星爆发的基本物理图像是，在大质量恒星演化的晚期，其核区热核反应生成铁
之后，核反应就停止了。铁核进一步坍缩到原子核密度附近，形成中子星。恒星外
壳层的物质随后告诉下落到不可压缩的中子星表面，发弹形成向外运动的激波，从
而表现为超新星爆发。这就是所谓的直接爆发机制。科尔盖特(Colgate)和怀特
(White)1966 年做了第一个超新星爆发的数值模拟，发现在向外运动的激波中由于
存在核解离和中微子辐射两种耗能过程，导致激波在运行 10∼20ms 之后，在半径
100∼200km 处停止下来，直接爆发机制失效。为了复活停下来的激波，延迟爆发
机制又被提了出来。其基本思想是，超新星爆发过程产生的大量中微子一开始被囚
禁在新生的中子星内部，囚禁的中微子从中子星内部逃逸的时标为秒的量级。当中
微子逃逸的出来时候，激波的温度已经下降到核解离和中微子过程冷却不在重要，
这时候逃逸的中微子的能量将注入激波中去，重新驱动激波向外运动。由于新生中
子星内部的对流增强了中微子的辐射，延迟爆发机制是否有效，只能依赖于二维或
三维的数值模拟。不幸的是，目前很多数值模拟都得不到超新星成功爆发的结果。
核坍缩超新星爆发的物理机制是天体物理中重大的疑难问题。
宇宙中还有另一个剧烈的爆发现象——伽马射线暴的物理本质目前我们还很
不清楚。有些伽马射线暴还观测到与超新星是成协的。虽然火球-激波模型在解释
伽马暴的余辉辐射方面取得了巨大的成功，但伽马射线暴的中心能源机制，即火球
是怎么产生的一直是天体物理中的重大疑难问题之一。一种比较流行的思想是，伽
马暴的中心能源来自恒星级黑洞的超吸积，即所谓的中微子主导的吸积模型。吸积
物质释放的引力能以中微子的形式释放，辐射的正反中微子碰撞产生正负电子对，
从而形成火球。目前还没有一个得到广泛认可的理论模型。
超新星和伽马射线暴是宇宙中最为剧烈的两个爆发现象。观测还表明两者是成
协的。具有讽刺意味的是，我们目前还不知道它们爆发的物理本质。理解中微子与
物质复杂的相互作用可能是解决这两个天体物理中疑难问题的关键。