中微子探测器是观测中微子的实验设备。 由于中微子只参与弱相互作用，一般探测器需要建造得够大，以接收到足够数量的中微子讯号。 中微子探测器一般会选择建造在地底深处，以屏蔽宇宙射线以及其它背景辐射。中微子天文学目前仍未成熟，现今已确认来自地球以外的讯号来源只有太阳和超新星SN 1987A。然而未来中微子观测站将“为天文学家提供透析宇宙的展新视野”。
简介中微子探测器是观测中微子的实验设备。 由于中微子只参与弱相互作用，一般探测器需要建造得够大，以接收到足够数量的中微子讯号。 中微子探测器一般会选择建造在地底深处，以屏蔽宇宙射线以及其它背景辐射。中微子天文学目前仍未成熟，现今已确认来自地球以外的讯号来源只有太阳和超新星SN 1987A。然而未来中微子观测站将“为天文学家提供透析宇宙的展新视野”。
中微子的探测方法有许多种。
超级神冈探测器装置是一个极大容积的50000吨纯水，并且在周围设置了11200个光电倍增管。中微子入射后会产生的电子和μ子，光电管便可侦测电子、μ子所放出的切连科夫辐射。
萨德伯里中微子观测站的探测方法类似，然而他们使用1000吨重水作为介质。
MINOS的探测器使用塑胶制的闪烁晶体，并且用光电管监控。1
中微子观测站神冈探测器（日本），启用于1983年。
超级神冈探测器（日本），1990年代在神冈探测器的基础上扩建。
萨德伯里中微子观测站（加拿大），启用于1999年。
IceCube中微子观测站（美国），启用于2010年。
巴克三中微子观测所(前苏联)，启用于1977年。1
中微子中微子（意大利语：Neutrino，其字面上的意义为“微小的电中性粒子”，又译作微中子）是一种电中性的基本粒子，自旋量子数为½，以希腊字母ν标记。现在已经有证据表明其具有质量。但其质量即使相比于其他亚原子粒子也是非常微小的。它可能是现在唯一一种已探测到的暗物质，是一种热暗物质。
由于中微子是电中性的，同时还是一种轻子，因而其并不参与电磁相互作用以及强相互作用。其只参与弱相互作用以及引力相互作用。由于弱相互作用作用距离非常短，而引力相互作用在亚原子尺度下又是十分微弱的，因而中微子在穿过一般物质时不会受到太多阻碍，且难以检测。
中微子可以通过放射性衰变以及核反应等多种方式产生。由于太阳内部时时刻刻都在发生着核反应，而超新星产生等过程也会伴随着剧烈的核反应，因而在宇宙射线中可以检测到中微子的存在。地球附近所检测到的中微子大多来源于太阳。事实上，地球面向太阳的区域每秒钟在每平方厘米上都会穿过大约650亿个来自太阳的中微子。
人们现在认识到中微子在飞行过程中会在不同味间振荡，比如β衰变中产生的电中微子可能在检测时会变为μ中微子或τ中微子。这一现象表明中微子具有质量，且不同味的中微子的质量也是不同的。依据现在宇宙学探测的数据，三种味的中微子质量之和小于电子质量的百万分之一。1
弱相互作用弱相互作用（又称弱力或弱核力）是自然的四种基本力中的一种，其余三种为强核力、电磁力及万有引力。次原子粒子的放射性衰变就是由它引起的，恒星中一种叫氢聚变的过程也是由它启动的。弱相互作用会影响所有费米子，即所有自旋为半奇数的粒子。
在粒子物理学的标准模型中，弱相互作用的理论指出，它是由W及Z玻色子的交换（即发射及吸收）所引起的，由于弱力是由玻色子的发射（或吸收）所造成的，所以它是一种非接触力。这种发射中最有名的是β衰变，它是放射性的一种表现。重的粒子性质不稳定，由于Z及W玻色子比质子或中子重得多，所以弱相互作用的作用距离非常短。这种相互作用叫做“弱”，是因为β衰变发生的概率比强相互作用低很多，表示它的一般强度比电磁及强核力弱好几个数量级。大部分粒子在一段时间后，都会通过弱相互作用衰变。弱相互作用有一种独一无二的特性——那就是夸克味变——其他相互作用做不到这一点。另外，它还会破坏宇称对称及CP对称。夸克的味变使得夸克能够在六种“味”之间互换。
弱力最早的描述是在1930年代，是四费米子接触相互作用的费米理论：接触指的是没有作用距离（即完全靠物理接触）。但是现在最好是用有作用距离的场来描述它，尽管那个距离很短。在1968年，电磁与弱相互作用统一了，它们是同一种力的两个方面，现在叫弱电相互作用。
弱相互作用在粒子的β衰变中最为明显，在由氢生产重氢和氦的过程中（恒星热核反应的能量来源）也很明显。放射性碳定年法用的就是这样的衰变，此时碳-14通过弱相互作用衰变成氮-14。它也可以造出辐射冷光，常见于超重氢照明；也造就了β伏这一应用领域（把β射线的电子当电流用）。1
本词条内容贡献者为:
李晓林 - 教授 - 西南大学