中微子的存在可以通过出现在位于探测器壁上的光电倍增管的真空管上的切伦科夫辐射环来识别。 这一观察证明了中微子天文学方法的成功。 此图像一次显示许多事件。有时，即使是设计最成功的实验也会失败。 您寻找的效果可能不会发生，因此您应该始终为零结果做好准备。 在这种情况下，虽然没有进行实验，但您永远不会知道其结果，因此该实验被标记为不成功。
但是，有时您建造的单位可能对完全不同的事物敏感。 以新的方式，以新的敏感性或在新的独特条件下追求科学，我们常常会做出最意外和最成功的发现。 1987年，一项检测质子衰变的失败实验首先发现了中微子，它不仅来自我们的太阳系，还来自银河系之外。
中微子天文学由此诞生。
保利提出的中子转化为质子，电子和反电子中微子就是这样的假设，以解决β衰变中未保留的能量问题中微子是理论物理学最成功的故事之一。 在20世纪初，已知三种类型的放射性衰变：
- Alpha衰变 ，其中一个大原子发射一个氦原子核，并使两个元素跃迁到周期表中。
- Beta衰变 ，原子核发射高能电子，使一个元素在周期表中向上移动。
- 伽玛衰变 ，原子核发射能量光子，保留在元素周期表的细胞中。
在任何反应中，根据物理定律，反应物的初始能量和动量必须与反应产物的总能量和动量一致。 在alpha衰减和gamma衰减的情况下是这样。 但是在beta衰减中，这个规则没有得到遵守：能量总是丢失。
V形轨迹很可能是由一个介子衰减成电子和两个中微子而留下的。 带有裂缝的高能迹线表明飞行中粒子的衰变。 如果不包括中微子，则这种衰变会违反能量守恒定律。1930年，
沃尔夫冈·保利 （
Wolfgang Pauli）提出了一种解决这一问题的新粒子：中微子。 这种小的中性粒子可以携带能量和动量，但是很难检测到。 它不吸收也不发光，仅与原子核相互作用，而且极为罕见。
提出了这个建议后，Pauli并不感到自信和快乐，而是感到尴尬。 他宣布：“我做了一件可怕的事情，我宣布存在一个无法检测到的粒子。” 但是，尽管有他的借口，但该理论在实验上得到了证实。
实验性RA-6核反应堆，显示出特征性的契伦科夫辐射是由粒子在水中运动的速度快于光引起的。 中微子（或更确切地说是反中微子）的存在的假设最早是由保利于1930年提出的，并于1956年在类似的核反应堆中被发现。1956年，中微子（或更确切地说是反中微子）首先被直接检测为核反应堆的产物。 中微子可以两种方式与原子核相互作用：
- 他们要么消散，以撞球撞成一堆其他人的方式弹跳，
- 或导致新粒子及其能量和动量的发射。
无论如何，您都可以构建粒子探测器，以期望与中微子发生相互作用并寻找它们。 那就是发现第一个中微子的方式：科学家建造了对核反应堆边缘中微子存在迹象敏感的探测器。 而且，如果您重新生成反应产物（包括中微子）的所有能量，那么结果证明该能量仍然守恒。
大规模原子核中β衰变的示意图。 只有考虑到中微子的能量和动量，才能满足守恒定律从理论上讲，中微子应出现在任何核反应中：在太阳，恒星和超新星中，当高能宇宙射线与地球大气粒子碰撞时。 到1960年代，物理学家已经创造出中微子探测器来寻找太阳和大气中微子。
这些中微子探测器包含大量的中微子应该与之相互作用的物质。 为了使探测器免受其他粒子的干扰，它们位于地下深处：矿井中。 只有中微子才能进入地雷。 其他粒子必须被地球吸收。 到1960年代后期，太阳和大气中微子被成功探测到。
霍姆斯特克金矿咬入南达科他州铅城的山脉。 它开业超过123年前，在2,400 m的深度生产了1,100吨黄金。1968年，在约翰·巴考尔（John Bacall）和雷·戴维斯（Ray Davis）进行的一项实验中，发现了第一批中微子。为中微子和高能加速器的实验而开发的粒子检测技术被证明适用于另一种现象：寻找质子的衰变。 尽管“粒子物理
标准模型 ”预测了质子的完全稳定性，但在许多扩展中（例如，在“
大统一理论”中），质子都会衰变成更轻的粒子。
从理论上讲，当质子衰变时，它应该以高速发射小质量的粒子。 如果找到这些快速移动的粒子的能量和动量，则可以重新创建它们的总能量并了解它是否是质子。
高能粒子可能会与其他粒子碰撞，导致新粒子飞散，这些粒子可以被探测器探测到。 重新创建了它们的能量，动量和其他特性之后，我们可以确定最初发生的碰撞以及此事件中出现的碰撞如果质子衰减，那么它们的寿命应该非常长。 宇宙本身只有10
10年的历史，但是质子的寿命应该更长。 但是还有多少呢？ 解决此问题的关键是，您需要监视的不是一个质子，而是大量的质子。 如果质子的寿命是10
30年，则可以拿一个质子等待这么长时间（一个坏主意），也可以拿10
30个质子等待一年，观察它们中的任何一个衰变了。
一升水包含略多于10
25个分子，每个分子具有两个氢原子：一个在轨道上有电子的质子。 如果质子不稳定，那么足够大的水箱周围带有大量检测器，应该可以帮助您测量其稳定性/不稳定性或对其进行限制。
1980年代的Kamiokande探测器电路。 坦克的高度约为15米。在日本，1982年，在Kamioka矿山开始建造大型地下探测器。 他被称为KamiokaNDE：Kamioka核子衰变实验（Kamioka核心衰变实验）。 它是如此之大，以至于它包含超过3,000吨的水和大约1,000个优化用于检测快速移动的粒子发出的辐射的检测器。
到1987年，检测器已经运行了几年，没有发生质子衰减的情况。 坦克装有大约10
33个质子，零结果完全驳斥了大统一理论中最流行的理论。 据我们所知，质子不会衰减。 Kamiokande的主要目标尚未实现。
超新星爆炸使星际介质充满了重元素。 外圈是在主要爆炸之前很久就从先前喷射出的材料中冒出来的。 另外，爆炸会释放出各种各样的中微子，其中一些到达地球但是随后发生了意外情况。 16.5万年前，在银河系的卫星星系中，一颗巨大的恒星到达了生命的尽头并爆炸，产生了超新星。 1987年2月23日，这束光首次到达地球。
在这个世界出现前几个小时，神冈上发生了令人瞩目的事情：12个中微子以13秒的间隔到达。 两次爆发-第一次爆发包含9个中微子，第二次爆发3-表明超新星中有很多核反应产生中微子。
三种不同的探测器从SN 1987A观测到了中微子，而最可靠和成功的探测器是Kamiokande制造的。 从核子衰变探测器到中微子探测器的转变为中微子天文学等科学的发展铺平了道路我们第一次发现了来自太阳系外部的中微子。 中微子天文学开始了。 在接下来的几天里，在许多地面和太空观测站的广阔波长范围内观测到了这个超新星（现在称为SN 1987A）发出的光。 根据中微子和光之间的微小时间差，我们了解到中微子：
- 这165,000光年过去的速度与光速没有区别；
- 它们的质量不能大于电子质量的1/30 000；
- 中微子在从收缩恒星的核心到光球的过程中不会像光一样减速。
即使到了30多年后的今天，我们也可以研究超新星的残留物，并观察其发展过程。
从1987年爆炸中向外移动的爆炸波继续与曾经是大质量恒星的先前喷射出的物质发生碰撞，并在此过程中变暖并使其突出。 今天，许多天文台继续接收超新星遗骸的图像。此结果的科学重要性不可高估。 他注意到中微子天文学的出现，就像黑洞合并带来的首次引力波发现标志着
引力波天文学的诞生。 然后，
多通道天文学诞生了，这是第一次注意到在电磁范围（光）和通过另一种方法（中微子）观测到的同一物体。
他向我们展示了使用大型地下坦克探测太空事件的潜力。 他使我们希望，有一天我们能够做出最后的观察：在这一事件中，光，中微子和引力波聚集在一起，并向我们传授了宇宙物体工作的所有原理。
多通道天文学的最后事件将是两个白矮星或两个中子星的合并，这发生在我们附近。 如果这样的事件在地球附近发生，我们可以同时检测中微子，光和引力波。由于有了这个结果，Kamiokande实验被巧妙地重命名。 由于Kamioka核子衰变实验失败，因此KamiokaNDE被取消。 但是从SN 1987A进行的惊人的中微子观测产生了一个新的观测站：KamiokaNDE，Kamioka中微子检测器实验（Kamioka中微子检测实验）！ 在过去的30多年中，它已进行了多次更新，并且在世界范围内已建立了多个类似的结构。
如果今天有超新星在我们的银河中爆炸，我们将很幸运地记录到多达10,000个中微子到达我们的探测器。 它们在一起，甚至会更加严格地限制质子的寿命，今天人们认为质子的寿命已经超过10
35年-但是我们并不是为此而制造它们。 在每次高能灾难之后，中微子冲向整个宇宙。 有了工作中的探测器，中微子天文学就可以生存，感觉良好，并为空间向我们发出的辐射做好了准备。