Aksel L. Hallin, profesor fizyki na Queen’s University i w Sudbury Neutrino Observatory, podaje następujący opis:
A neutrino jest cząstką subatomową, która jest bardzo podobna do elektronu, ale nie ma ładunku elektrycznego i ma bardzo małą masę, która może być nawet zerowa. Neutrina są jednymi z najobficiej występujących cząstek we wszechświecie. Ponieważ jednak w bardzo niewielkim stopniu oddziałują z materią, są niezwykle trudne do wykrycia. Siły jądrowe traktują elektrony i neutrina identycznie; żadne z nich nie uczestniczy w silnej sile jądrowej, ale oba uczestniczą w równym stopniu w słabej sile jądrowej. Cząstki o tej własności nazywane są leptonami. Oprócz elektronu (i jego antycząstki, pozytonu), naładowane leptony obejmują mion (o masie 200 razy większej od masy elektronu), taon (o masie 3500 razy większej od masy elektronu) i ich antycząstki.
Oba miony i taon, podobnie jak elektron, mają towarzyszące im neutrina, które nazywane są neutrinem mionowym i neutrinem taonowym. Te trzy rodzaje neutrin wydają się być odrębne: na przykład, gdy neutrina mionowe oddziałują z celem, zawsze wytwarzają miony, a nigdy taony lub elektrony. W oddziaływaniach cząstek, chociaż elektrony i neutrina elektronowe mogą być tworzone i niszczone, suma liczby elektronów i neutrin elektronowych jest zachowana. Fakt ten prowadzi do podziału leptonów na trzy rodziny, z których każda posiada naładowany lepton i towarzyszące mu neutrino.
Do wykrycia neutrin potrzebne są bardzo duże i bardzo czułe detektory. Zazwyczaj niskoenergetyczne neutrino przechodzi przez wiele lat świetlnych normalnej materii, zanim z czymkolwiek wejdzie w interakcję. W związku z tym, wszystkie ziemskie eksperymenty neutrinowe polegają na pomiarze niewielkiej części neutrin, które oddziałują w rozsądnej wielkości detektorach. Na przykład, w Obserwatorium Neutrinowym Sudbury, ważący 1000 ton ciężki wodny detektor neutrin słonecznych zbiera około 1012 neutrin w każdej sekundzie. Wykrywa się około 30 neutrin dziennie.
Wolfgang Pauli po raz pierwszy postulował istnienie neutrina w 1930 roku. Pojawił się wówczas problem, ponieważ wydawało się, że zarówno energia, jak i pęd nie są zachowywane w rozpadzie beta. Pauli zauważył jednak, że gdyby wyemitowano nie oddziałującą, neutralną cząstkę – neutrino – można by odzyskać prawa zachowania. Pierwsze wykrycie neutrin nastąpiło dopiero w 1955 roku, kiedy Clyde Cowan i Frederick Reines zarejestrowali antyneutrina emitowane przez reaktor jądrowy.
Naturalne źródła neutrin obejmują radioaktywny rozpad pierwiastków pierwotnych w Ziemi, które generują duży strumień niskoenergetycznych elektronów-antynautrin. Z obliczeń wynika, że około 2 procent energii Słońca jest przenoszone przez neutrina powstające w reakcjach termojądrowych. Również supernowe są w przeważającej mierze zjawiskiem neutrinowym, ponieważ neutrina są jedynymi cząstkami, które mogą przeniknąć przez bardzo gęstą materię powstałą w zapadającej się gwieździe; tylko niewielka część dostępnej energii jest zamieniana na światło. Jest możliwe, że duża część ciemnej materii wszechświata składa się z pierwotnych neutrin z Wielkiego Wybuchu.
Dziedziny związane z cząstkami neutrin i astrofizyką są bogate, różnorodne i szybko się rozwijają. Nie sposób więc w krótkiej notce spróbować podsumować wszystkie działania w tej dziedzinie. Obecne pytania, które przyciągają wiele eksperymentalnych i teoretycznych wysiłków są następujące: Jakie są masy różnych neutrin? Jak wpływają one na kosmologię Wielkiego Wybuchu? Czy neutrina oscylują? Czy neutrina jednego typu mogą zmieniać się w inny typ podczas podróży przez materię i przestrzeń? Czy neutrina różnią się zasadniczo od swoich antycząstek? W jaki sposób gwiazdy zapadają się i tworzą supernowe? Jaka jest rola neutrina w kosmologii?
Jedną z kwestii, która od dawna budzi szczególne zainteresowanie jest tak zwany problem neutrin słonecznych. Nazwa ta odnosi się do faktu, że kilka eksperymentów naziemnych, obejmujących ostatnie trzy dekady, konsekwentnie obserwowało mniej neutrin słonecznych niż byłoby to konieczne do wytworzenia energii emitowanej przez Słońce. Jednym z możliwych rozwiązań jest to, że neutrina oscylują – to znaczy, że neutrina elektronowe powstałe na Słońcu zmieniają się w neutrina mionowe lub taonowe podczas podróży na Ziemię. Ponieważ znacznie trudniej jest zmierzyć niskoenergetyczne neutrina mionowe lub taonowe, ten rodzaj konwersji wyjaśniałby, dlaczego nie zaobserwowaliśmy na Ziemi prawidłowej liczby neutrin.