중성미자 진동편집자 확인

중성미자는 표준 모델에서 질량이 0인 입자로 여겨졌으나, 중성미자 진동 현상의 관측은 이들이 0이 아닌 질량을 가짐을 증명했다. 이 현상을 이해하기 위해서는 중성미자의 두 가지 중요한 상태, 즉 맛깔 고유상태와 질량 고유상태를 구분해야 한다.

맛깔 고유상태는 중성미자가 약한 상호작용을 통해 생성되거나 검출될 때 식별되는 상태로, 전자 중성미자, 뮤온 중성미자, 타우 중성미자의 세 종류가 있다. 반면, 질량 고유상태는 중성미자가 자유롭게 전파될 때의 상태로, 각각 명확한 질량값(ν₁, ν₂, ν₃)을 가지는 세 개의 상태가 존재한다. 핵심은 이 두 세트의 상태가 일치하지 않는다는 점이다. 즉, 약한 상호작용의 고유상태인 맛깔 중성미자는 질량 고유상태들의 중첩으로 존재한다.

이 관계는 혼합 행렬에 의해 수학적으로 기술된다. 혼합 행렬은 세 개의 혼합 각도(θ₁₂, θ₂₃, θ₁₃)와 하나의 CP 위상으로 매개변수화된다. 이 행렬은 맛깔 고유상태 벡터를 질량 고유상태 벡터로 변환한다. 따라서 예를 들어, 생성된 전자 중성미자는 세 가지 질량 고유상태의 특정 조합으로 시작하여, 각각의 질량 상태가 서로 다른 위상 속도로 전파되면서 시간이 지남에 따라 그 조합이 변한다. 이 조합의 변화가 바로 다른 맛깔(예: 뮤온 중성미자)로의 진동을 일으키는 원인이다.

중성미자 진동은 양자역학의 중첩 원리와 시간에 따른 상태의 진화를 바탕으로 설명된다. 중성미자는 생성 또는 상호작용할 때 특정한 맛깔 상태(예: 전자 중성미자, 뮤온 중성미자, 타우 중성미자)로 관측된다. 그러나 이 맛깔 상태는 질량 고유상태(질량을 가진 입자의 순수한 상태)들의 중첩으로 표현된다. 즉, 맛깔 고유상태와 질량 고유상태는 일치하지 않으며, 하나의 맛깔 상태는 서로 다른 질량을 가진 여러 질량 고유상태의 선형 조합으로 기술된다.

각 질량 고유상태는 고유한 질량과 에너지를 가지며, 따라서 고유한 위상 진동수를 가진다. 시간이 지남에 따라 이 위상 진동수들의 차이로 인해, 중성미자의 양자역학적 상태는 변화한다. 처음 생성된 맛깔 상태는 시간과 함께 전파되는 동안, 서로 다른 위상 진동수를 가진 질량 고유상태들의 상대적 위상 관계가 변하게 되어, 다른 맛깔 성분이 나타나고 사라지는 간섭 현상을 보인다. 이 과정에서 특정 맛깔을 가진 중성미자가 다른 맛깔로 변환되는 것이 관측된다.

진동 확률은 질량 고유상태들 사이의 질량 제곱차와 중성미자가 이동한 거리(진행 시간), 그리고 중성미자의 에너지에 의존한다. 기본적인 2-맛깔 근사에서, 예를 들어 전자 중성미자가 뮤온 중성미자로 변환될 확률은 다음과 같은 진동 공식으로 주어진다.

이 공식은 진동 확률이 사인 함수의 형태로 거리와 에너지에 따라 변동함을 보여준다. 따라서 특정 에너지와 이동 거리에서 진동이 최대가 되는 조건이 존재한다. 이는 간섭 무늬와 유사한 현상으로, 중성미자가 파동과 입자의 이중성을 모두 보이는 대표적인 사례이다.

중성미자 진동의 가장 기본적인 형태는 진공 진동이다. 이는 중성미자가 질량을 갖는 맛깔 고유상태와 질량을 갖는 질량 고유상태가 일치하지 않을 때, 즉 중성미자 혼합이 발생할 때 공간을 진행하는 동안 그 맛깔 성분이 주기적으로 변하는 현상을 말한다.

진공에서 중성미자 파동 함수의 시간 진화는 슈뢰딩거 방정식에 의해 기술된다. 전자 중성미자와 뮤온 중성미자 두 개의 맛깔만 존재한다고 가정할 때, 특정한 혼합 각도 θ로 연결된 질량 고유상태 ν₁과 ν₂는 각각 고유한 질량 m₁, m₂를 가진다. 생성된 순간의 순수한 전자 중성미자는 이 두 질량 상태의 중첩으로 표현된다. 두 상태는 서로 다른 위상 속도로 전파하며, 진행 거리(L)에 따라 두 상태 사이의 위상차가 누적된다. 이 위상차가 π의 홀수 배가 될 때, 중성미자는 순수한 뮤온 중성미자로 변환된다.

진동 확률은 혼합 각도와 위상차에 의해 결정되며, 다음과 같은 간단한 공식으로 주어진다.

P(νₑ → νₑ) = 1 - sin²(2θ) sin²(1.27 Δm² L/E)

여기서 Δm² = m₂² - m₁²는 질량 제곱차 (단위: eV²), L은 진행 거리 (단위: km), E는 중성미자의 에너지 (단위: GeV)이다. 따라서 진동은 거리와 에너지의 비 L/E에 크게 의존하며, 특정 L/E에서 최대 변환 확률을 보인다.

이 메커니즘은 태양에서 지구로 오는 중성미자나 원자로에서 근거리 검출기로 오는 중성미자의 변환을 설명하는 데 핵심적이다. 그러나 물질 효과가 중요한 환경(예: 태양 내부)에서는 진공 진동 공식이 수정되어야 한다.

물질 효과는 중성미자가 항성이나 행성과 같은 물질을 통과할 때, 물질 내 전자와의 약한 상호작용으로 인해 발생하는 유효 퍼텐셜이 중성미자 진동에 미치는 영향을 설명한다. 이 효과는 스탠퍼드 대학교의 스탠퍼드의 린컨 울펜스타인과 소련의 물리학자 알렉세이 스미르노프와 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 스탠퍼드의 [[스탠퍼드 대학교|스

태양 중성미자 실험은 태양 핵융합 반응에서 생성된 전자 중성미자의 수를 지상에서 관측하여, 이론적 예측과의 불일치인 태양 중성미자 문제를 규명하기 위해 시작되었다. 초기 실험은 주로 염소 또는 갈륨을 표적 물질로 사용하는 화학적 방법에 의존했다. 대표적인 홈스테이크 실험은 1960년대 후반부터 진행되어, 예측보다 현저히 적은 수의 태양 중성미자를 검출함으로써 문제를 최초로 제기했다. 이후 1990년대의 갈륨 실험(GALLEX, SAGE)은 더 낮은 에너지 역치를 가져 태양 핵융합의 주요 반응인 양성자-양성자 연쇄반응에서 나오는 중성미자를 직접 관측했으며, 역시 이론값의 약 절반에서 60% 수준만을 검출하여 문제를 재확인했다.

이러한 결손 현상을 설명하기 위한 두 가지 주요 가설은 태양 모델의 수정 또는 중성미자 자체의 물리적 성질 변화였다. 결정적인 증거는 중성미자의 맛깔 변환, 즉 중성미자 진동을 직접 검증한 슈퍼카미오칸데와 SNO 실험에서 나왔다. 슈퍼카미오칸데는 1996년부터 물을 표적으로 이용한 체렌코프 검출기로 대기 중성미자와 태양 중성미자를 관측했고, 에너지와 방향 정보를 정밀하게 측정할 수 있었다.

SNO(서드베리 중성미자 관측소) 실험은 중성미자 진동을 입증한 결정적 실험으로 평가된다. SNO는 중수(중수소 포함 물)를 검출 매체로 사용하여, 전자 중성미자에만 반응하는 충돌 산란 과정과 모든 맛깔의 중성미자에 공통으로 반응하는 중성류 탈탄소 과정을 동시에 측정할 수 있었다. 2001년과 2002년에 발표된 결과는 모든 맛깔의 중성미자 총유속은 태양 모델 예측과 일치하지만, 전자 중성미자 유속만이 크게 부족함을 보여주었다. 이는 태양에서 생성된 전자 중성미자의 일부가 지구에 도달하기까지 뮤온 중성미자나 타우 중성미자로 변환되었음을 직접 증명하는 것이었다.

이 실험들의 결과는 중성미자 진동의 존재를 확증했을 뿐만 아니라, 진동 매개 변수(혼합 각도, 질량 제곱차)를 정밀하게 제한하는 데 기여했다. 주요 실험의 발전 과정을 정리하면 다음과 같다.

대기 중성미자 실험은 우주선이 지구 대기와 상호작용하여 생성되는 중성미자의 변환을 관측하는 실험이다. 우주선 입자가 대기 상층부의 원자핵과 충돌하면 파이온과 카온 같은 2차 입자들이 생성되며, 이들이 붕괴하면서 뮤온 중성미자와 전자 중성미자가 생겨난다. 이론적으로는 두 맛깔의 중성미자가 거의 2:1의 비율로 생성될 것으로 예측된다.

실험은 주로 지하 깊은 곳에 검출기를 설치하여 수행된다. 이는 우주선 뮤온 같은 방해 입자를 차폐하기 위함이다. 대표적인 실험으로는 일본의 슈퍼카미오칸데와 가미오칸데, 캐나다의 SNO(Sudbury Neutrino Observatory)[3], 그리고 유럽의 OPERA와 ICARUS 실험이 있다. 이 실험들은 대기 중성미자가 지구를 통과하는 거리에 따라 그 맛깔 비율이 변하는 것을 관측했다.

관측 결과, 수직 방향에서 오는 중성미자보다 수평 방향에서 오는 중성미자(즉, 지구 반대편 대기에서 생성되어 지구를 통과해 오는 중성미자)에서 뮤온 중성미자의 결손 현상이 두드러졌다. 이는 중성미자가 장거리를 이동하며 다른 맛깔(타우 중성미자)로 변환되었음을 의미하며, 중성미자 진동이 일어나고 있음을 직접적으로 증명하는 증거가 되었다. 이 데이터는 중성미자 혼합각 중 특히 θ23의 값을 결정하는 데 결정적인 역할을 했다.

가속기 및 원자로 실험은 중성미자 진동 현상을 인공적으로 생성된 중성미자 빔을 이용해 정밀하게 측정하는 접근법이다. 이 실험들은 통제된 조건 하에서 특정 맛깔의 중성미자를 생성하고, 일정 거리를 이동시킨 후 검출하여 다른 맛깔로 변하는 진동 확률을 측정한다. 가속기 실험은 주로 뮤온 중성미자 빔을 사용하며, 원자로 실험은 전자 반중성미자를 이용한다. 이 두 방법은 서로 다른 질량 제곱차 영역을 탐색하는 데 최적화되어 있다.

가속기 실험에서는 고에너지 양성자를 표적에 충돈시켜 생성된 파이온이나 카온이 붕괴할 때 나오는 뮤온 중성미자 빔을 사용한다. 대표적인 실험으로는 일본의 T2K 실험과 미국의 NOvA 실험이 있다. T2K 실험은 J-PARC에서 생성된 뮤온 중성미자 빔을 295km 떨어진 슈퍼카미오칸데 검출기로 보내 전자 중성미자로의 진동을 관측한다. 이 실험들은 비교적 큰 질량 제곱차 Δm²₃₂에 민감하며, 혼합 각도 θ₂₃와 CP 위상 δ_CP를 측정하는 데 중요한 역할을 한다.

원자로 실험은 원자로 핵분열 과정에서 방출되는 풍부한 전자 반중성미자를 근거리와 원거리 검출기로 동시에 측정하는 방식이다. 근거리 검출기는 원래의 중성미자 플럭스를 측정하는 참조점 역할을 하고, 원거리 검출기에서의 플럭스 감소를 비교함으로써 진동을 관측한다. 중국의 대양만 중성미자 실험(Daya Bay)과 한국의 RENO 실험이 이 분야를 선도하며, 작은 질량 제곱차 Δm²₂₁에 해당하는 태양 중성미자 진동 매개변수, 특히 혼합 각도 θ₁₂를 정밀하게 측정했다. 이 실험들은 주로 짧은 거리(1-2km)에서 진동이 일어나는 현상을 관측한다.

이러한 실험들은 표준 모형을 넘어서는 물리학에 대한 증거를 제공하며, 중성미자의 절대 질량과 CP 위반 크기를 규명하는 데 중요한 데이터를 축적하고 있다. 최근의 결과들은 3종 중성미자 혼합 모델을 강력히 지지하며, 미래의 차세대 실험을 위한 기초를 마련했다.

중성미자 진동 현상을 기술하는 데 필요한 핵심 물리량은 혼합 각도와 질량 제곱차이다. 이 두 가지 파라미터는 중성미자가 한 맛깔 고유상태에서 다른 맛깔 고유상태로 변환될 확률을 결정한다. 혼합 각도는 질량 고유상태와 맛깔 고유상태 사이의 변환 관계를 규정하는 행렬의 각도 요소이며, 질량 제곱차는 서로 다른 질량 고유상태 간 질량 차이의 제곱값을 의미한다.

세 가지 중성미자 맛깔(전자, 뮤온, 타우)과 세 가지 질량 고유상태(1, 2, 3)를 고려할 때, 이들 사이의 변환은 폰테코르보-마키-나카가와-사카타 행렬로 표현된다. 이 행렬은 세 개의 혼합 각도(θ₁₂, θ₂₃, θ₁₃)와 하나의 CP 위상으로 매개변수화된다. 실험 데이터는 이들 파라미터의 값을 제한한다.

실험 결과에 따르면, 세 개의 중성미자 질량 상태는 두 개의 구별된 질량 제곱차 규모를 가진다. 더 작은 Δm²₂₁는 주로 태양 중성미자와 원자로 중성미자 실험에서 관측되는 진동을 지배하며, 더 큰 |Δm²₃₂|는 대기 중성미자와 가속기 실험에서 관측되는 진동을 지배한다. 혼합 각도 θ₁₂와 θ₂₃는 비교적 크고, θ₁₃는 상대적으로 작지만 0이 아니어서 모든 세대의 중성미자가 서로 진동할 수 있게 한다. 이러한 파라미터들의 정밀 측정은 표준 모형을 넘어서는 새로운 물리 현상을 탐색하는 기초를 제공한다.

CP 위상 위반은 중성미자 진동 현상을 기술하는 PMNS 행렬의 매개변수 중 하나인 위상각 δ_CP를 의미한다. 이 위상각은 중성미자가 진공 또는 물질을 통과하며 맛깔이 변할 때 CP 대칭성이 깨지는 정도를 결정한다. 만약 δ_CP가 0 또는 π가 아니라면, 중성미자의 진동 확률은 그 반입자인 반중성미자의 진동 확률과 다르게 나타난다.

실험적으로 CP 위반을 검증하기 위해서는 전자 중성미자(ν_e)와 뮤온 중성미자(ν_μ) 사이의 진동 확률 P(ν_μ → ν_e)와 그 반입자 과정의 확률 P(ν̄_μ → ν̄_e)를 정밀하게 비교한다. 주요 실험들은 다음과 같은 결과를 제시했다.

현재의 실험 데이터는 δ_CP의 값이 약 3π/2 근처, 즉 270도 부근일 가능성을 강하게 시사한다. 이는 렙톤 부문에서 CP 위반이 존재함을 의미하는 강력한 신호이다. 이 발견은 우주의 물질-반물질 비대칭성 문제를 이해하는 데 중요한 단서가 될 수 있다. 우주 초기에 발생한 렙톤 수 비대칭성이 양자수 변환을 통해 바리온 수 비대칭성으로 전환되었을 가능성이 제기되기 때문이다.

δ_CP의 정확한 값과 신호의 확고함을 확인하기 위해서는 하이퍼카미오칸데와 같은 차세대 장거리 진동 실험이 필요하다. 이러한 실험들은 더 강한 중성미자 빔과 더 큰 검출기를 이용해 통계적 정밀도를 획기적으로 높여, 표준 모형을 넘어서는 새로운 물리 현상을 탐색할 것이다.

초신성 폭발 과정에서 방출되는 중성미자는 항성 진화의 마지막 단계를 직접적으로 관측할 수 있는 중요한 신호이다. 특히 1987년 대마젤란 성운에서 관측된 초신성 1987A에서 방출된 중성미자는 역사상 처음으로 초신성 중성미자를 직접 검출한 사례로 기록된다[6]. 이 관측은 초신성 폭발 모델의 예측을 확인하고, 중성미자 천문학의 실질적인 시작을 알렸다.

초신성 중성미자의 스펙트럼과 시간적 변동은 폭발 중심부의 물리적 조건에 대한 귀중한 정보를 담고 있다. 중성미자는 다른 입자나 빛과 달리 항성 핵의 매우 밀집된 물질을 거의 방해받지 않고 통과하기 때문에, 폭발 직후의 순간적인 정보를 그대로 전달한다. 이를 통해 중성미자 냉각 과정, 중력 붕괴의 정확한 시점, 그리고 중성미자 자체의 특성에 대한 제약 조건을 얻을 수 있다.

차세대 대규모 중성미자 검출기들은 향후 우리 은하 내에서 발생할 초신성을 목표로 삼고 있다. 슈퍼카미오칸데, 아이스큐브, 그리고 건설 중인 DUNE, JUNO와 같은 실험들은 더 많은 중성미자 사건을 더 높은 정밀도로 포착하여 초신성 폭발 메커니즘의 미세한 부분과 중성미자의 질량 계층 문제 등을 해명하는 데 기여할 것으로 기대된다.

우주 중성미자 배경은 빅뱅 이후 약 1초가 지난 시점에 생성되어 현재까지 우주 공간을 채우고 있는 고대의 중성미자들이다. 이들은 우주 마이크로파 배경 복사가 생성되기 직전에 우주와 열적 평형 상태에서 벗어났으며, 현재는 매우 낮은 에너지로 우주 전체에 균일하게 분포한다. 우주 중성미자 배경의 존재는 표준 우주론의 핵심 예측 중 하나이다.

우주 중성미자 배경의 온도는 우주 마이크로파 배경의 온도보다 약간 낮을 것으로 추정된다. 이는 중성미자가 전자 및 양전자와의 상호작용이 약해져 열적 평형에서 더 일찍 벗어났기 때문이다. 현재 예상되는 온도는 약 1.95 켈빈(K) 정도이며, 각 중성미자 맛깔(flavor) 당 입자 수 밀도는 약 336개/㎤에 이른다. 이는 우주에서 광자 다음으로 풍부한 입자이다.

이 중성미자들은 중성미자 진동을 겪으며 우주를 이동해왔고, 그 결과 현재 관측 가능한 맛깔 구성은 생성 초기와 다를 수 있다. 우주 중성미자 배경은 직접적으로 관측된 적은 없지만, 그 존재는 우주 마이크로파 배경의 온도 요동 패턴과 우주 대규모 구조의 형성에 미치는 영향 간접적으로 추론된다. 특히 중성미자의 질량은 중력적 인력을 통해 은하와 은하단의 형성 속도를 늦추는 효과를 가지므로, 대규모 구조의 관측 데이터를 통해 중성미자 질량의 합에 대한 상한선을 설정하는 데 기여한다.

중성미자 질양 계층 문제는 세 중성미자 질량 고유상태(m₁, m₂, m₃) 간의 상대적 크기 관계, 즉 질량 계층 구조가 아직 완전히 결정되지 않은 문제를 가리킨다. 현재 실험적으로 알려진 것은 두 개의 질량 제곱차(Δm²₂₁와 |Δm²₃₁|)의 크기와 부호 중 하나뿐이다. 질량 제곱차 Δm²₃₁ = m₃² - m₁²의 부호가 양인지 음인지에 따라 두 가지 가능한 질량 배열이 존재하며, 이는 중성미자 물리학의 중요한 미해결 과제 중 하나이다.

두 가지 가능한 배열은 각각 정상 계층과 역전 계층으로 불린다. 정상 계층에서는 가장 가벼운 두 상태(m₁, m₂)가 가깝고, 제3의 상태(m₃)가 이들과 큰 간격을 두고 가장 무겁다. 이는 쿼크와 경입자의 질량 계층 구조와 유사하다. 반면 역전 계층에서는 가장 무거운 두 상태(m₂, m₃)가 가깝고, 제1의 상태(m₁)가 가장 가볍다. 어느 쪽이 실제 자연에 구현되어 있는지는 중성미자의 절대 질량 규모와 함께 기본 입자 물리학의 핵심 미지수로 남아 있다.

이 문제를 해결하는 것은 표준 모델을 넘어서는 새로운 물리 현상을 탐색하는 데 결정적인 단서를 제공한다. 예를 들어, 역전 계층이 확인될 경우 레프톤 생성 메커니즘과 관련된 특정 대통일 이론 모델을 지지하는 증거가 될 수 있다. 또한, 계층 구조는 중성미자 무반응 산란 실험이나 천체 중성미자 관측을 통한 중성미자 절대 질량 측정의 해석에 직접적인 영향을 미친다. 현재 진행 중인 여러 차세대 실험[7]은 물질 효과를 정밀하게 측정하거나 중성미자-반중성미자 진동의 차이를 관측하여 이 질량 계층 문제에 결론을 내는 것을 주요 목표로 삼고 있다.

차세대 중성미자 실험 프로젝트는 중성미자 진동 현상에 대한 미해결 문제를 다루고 더 정밀한 측정을 목표로 한다. 주요 목표는 중성미자 질량 계층 문제를 해결하고, CP 위상 위반을 검증하며, 중성미자의 절대 질량을 측정하는 것이다. 이를 위해 더 강력한 중성미자 빔, 더 크고 민감한 검출기, 그리고 새로운 실험 기술이 개발되고 있다.

장거리 진동 실험은 핵심적인 접근법이다. 예를 들어, DUNE 실험은 미국에서 진행되며, 펌 사이에서 생성된 중성미자 빔을 약 1300km 떨어진 사우스다코타의 지하 검출기로 보내 연구한다. 일본의 하이퍼-카미오칸데는 기존 슈퍼-카미오칸데 검출기를 대규모로 업그레이드한 프로젝트로, J-PARC 가속기에서 생성된 중성미자를 약 295km 떨어진 곳에서 관측한다. 이 실험들은 CP 위상을 측정하고 물질-반물질 비대칭의 기원을 탐구하는 데 중점을 둔다.

원자로 중성미자 실험도 정밀도를 높여 진행된다. 중국의 JUNO 실험은 대형 액체 섬틸레이터 검출기를 사용해 근거리 원자로 중성미자를 관측함으로써 질량 계층을 결정하고 혼합 파라미터를 극도로 정밀하게 측정하는 것을 목표로 한다. 절대 질량 측정을 위한 실험으로는 카틀린과 같은 무중성미자 이중베타붕괴 탐색 실험이 활발하다. 이 현상이 관측된다면 중성미자가 자신의 반입자인 반중성미자와 동일한 마요라나 입자임을 증명할 수 있다. 또한, KM3NeT와 같은 차세대 신틸레이터 검출기는 고에너지 천체 중성미자를 관측하여 중성미자 천문학과 진동 연구를 결합할 전망이다.