В начале XX века становилось очевидным, что законы сохранения энергии и импульса, столь фундаментальные для физики, ставятся под сомнение процессами бета-распада. Наблюдавшийся непрерывный спектр электронов не соответствовал ожиданиям, если предположить, что при распаде ядра вылетает лишь один электрон и дочернее ядро. В 1930 году Вольфганг Паули предложил гипотезу о существовании новой частицы — лёгкой, электрически нейтральной и практически неуловимой. Эта частица, названная позднее Энрико Ферми «нейтрино» (в уменьшительном значении от итальянского neutrone — «нейтрон»), должна была уносить недостающую энергию и импульс.
Паули подчёркивал, что его идея скорее отчаянная гипотеза, нежели строгое предсказание. Однако именно она позволила сохранить универсальные законы сохранения, которые в противном случае оказались бы нарушенными.
Следующий шаг был сделан в 1934 году, когда Энрико Ферми создал квантово-полевую теорию бета-распада. Он предложил четырёхфермионное взаимодействие, описывающее процесс перехода нейтрона в протон с испусканием электрона и нейтрино. Теория Ферми оказалась глубоко новаторской, так как впервые вводила новый тип взаимодействия — слабое.
Ферми не только придал строгую математическую форму гипотезе Паули, но и предсказал целый ряд наблюдаемых свойств: закон распределения энергии электронов, роль нейтрино в сохранении энергии и импульса, а также возможность измерения константы слабого взаимодействия через экспериментальные данные.
Несмотря на стройность теории Ферми, долгое время существование нейтрино оставалось чисто теоретическим допущением. Слишком мала вероятность его взаимодействия с веществом: средняя длина свободного пробега нейтрино в веществе настолько велика, что частица почти никогда не задерживается и не взаимодействует с атомами.
В 1940–1950-е годы шёл активный поиск экспериментальных методов фиксации нейтрино. В центре внимания находились реакторы, дающие мощный поток антинейтрино. Ожидалось, что именно они позволят наблюдать редкие процессы взаимодействия этих частиц с ядрами.
Ключевым событием стало открытие антинейтрино в 1956 году. Клайд Коуэн и Фредерик Райнес поставили эксперимент у ядерного реактора в Саванна-Ривер (США). Используя протонные мишени, они зарегистрировали процесс:
$$ \overline{\nu}_e + p \rightarrow e^+ + n $$
Дальнейшая фиксация гамма-квантов от аннигиляции позитрона и захвата нейтрона позволила надёжно идентифицировать взаимодействие антинейтрино. Этот опыт впервые предоставил прямое подтверждение реальности существования нейтрино и закрепил фундаментальную роль слабого взаимодействия в микрофизике.
Уже вскоре стало ясно, что нейтрино — не единая частица, а семейство. В 1962 году в Брукхейвенской национальной лаборатории был проведён эксперимент, показавший различие между электронным и мюонным нейтрино. Наблюдалось, что пучок нейтрино, рождённый при распадах мюонов, вызывает рождение только мюонов, но не электронов.
Таким образом, было установлено существование по крайней мере двух типов нейтрино: электронного (νe) и мюонного (νμ). Позднее, в 1975 году, открытие тау-лептона привело к предсказанию и подтверждению третьего семейства — тау-нейтрино (ντ), зарегистрированного экспериментально лишь в 2000 году.
Важнейшей страницей в истории нейтрино стало открытие феномена нейтринных осцилляций. Ещё в 1960-х годах Рэймонд Дэвис в своей подземной установке в шахте Хоумстейк (США) обнаружил, что поток солнечных нейтрино составляет лишь треть от ожидаемого по моделям солнечного термоядерного синтеза. Это противоречие получило название «солнечной нейтринной проблемы».
Долгое время рассматривались различные гипотезы — от ошибок в астрофизических моделях до новых свойств нейтрино. В 1969 году Бруно Понтекорво и Владимир Грибов предложили идею осцилляций: если нейтрино имеет массу и существуют смешивания между разными типами, то частицы могут переходить друг в друга на пути от Солнца до Земли.
В 1998 году японский детектор Super-Kamiokande предоставил прямые доказательства осцилляций атмосферных нейтрино, а в 2002 году канадский детектор SNO подтвердил, что «недостающие» солнечные нейтрино не исчезают, а превращаются в другие типы.
К концу XX века теория нейтрино приобрела законченные черты:
Развитие теории нейтрино в XX веке показало, что частица, изначально введённая «в отчаянии» для сохранения законов физики, стала одним из центральных объектов современной физики элементарных частиц, астрофизики и космологии.