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  中微子第一次記錄是被在1956年由克萊德·科溫和弗雷德裡克·萊因斯從一個核反應堆記錄的。他們的發現榮獲1995年度的諾貝爾物理學獎。  20世紀60年代晚期,在美國物理學家雷蒙德·戴維斯的領導下,美國在南達科他州一個深達1500米的金礦中建造了Homestake探測器,裝了38萬升四氯乙烯溶液,用於測量太陽的中微子流量。但是觀測到的流量與根據標準太陽模型計算的結果有很大的偏差,大約只有後者的三分之一,這就是著名的太陽中微子問題。  1982年,日本科學家小柴昌俊在一個深達1000米的廢棄砷礦中領導建造了神岡探測器,最初目標是探測質子衰變,也可以利用中微子在水中產生的切連科夫輻射來探測中微子。1987年2月,在銀河系的鄰近星系大麥哲倫雲中發生了超新星1987A的爆發。日本的神岡探測器和美國的Homestake探測器幾乎同時接收到了來自超新星SN 1987A的19箇中微子,這是人類首次探測到來自太陽系以外的中微子,在中微子天文學的歷史上具有劃時代的意義。  20世紀90年代,神岡探測器經過改造,名為超級神岡探測器,容量擴大了十倍。1998年,超級神岡探測器首次發現了中微子振盪的確切證據,表明三種中微子是可以相互轉換的,為解決太陽中微子問題指明瞭道路。  第一代的海底中微子望遠鏡專案的開始與由Moisey馬爾可夫在1960年的提案“...將探測器安裝在深湖或深海,以及利用切倫科夫輻射的幫助來確定帶電粒子的位置”。  第一個水下中微子望遠鏡開始於DUMAND專案。 DUMAND(英語:Deep Underwater Muon and Neutrino Detector)表示深海水下μ子中微子和探測器。該專案開始於1976年,雖然它最終被取消於1995年,它充當了很多在隨後的幾十年以來望遠鏡的先驅者  貝加爾湖中微子望遠鏡安裝在俄羅斯貝加爾湖的南部。該探測器位於1.1公里深度,並且於1980年開始調查。在1993年,它是第一個部署用三串鏈條來重建μ介子的軌跡,以及在水下的第一記錄大氣中微子。  南極緲子和微中子觀測陣列(AMANDA)使用在南極約3公里厚的冰層和位於阿蒙森-史考特南極站數百米距離。AMANDA最終成為在2005年的IceCube的前身。

  2001年,加拿大的薩德伯裡中微子天文臺發表了測量結果,探測到了太陽發出的全部三種中微子,證實了太陽中微子在達到地球途中發生了相互轉換,三種中微子的總流量與標準太陽模型的預言符合得很好,基本解決了太陽中微子缺失的問題。  2002年,雷蒙德·戴維斯和小柴昌俊因在中微子天文學的開創性貢獻而獲得諾貝爾物理學獎。  第二代的深海中微子望遠鏡專案已經達到甚至超過最初由DUMAND專案先驅者們設想的尺寸。IceCube微中子觀測站位於南極,並納入其前身南極緲子和微中子觀測陣列(AMANDA),於2010年12月完成。目前,它包括在水深1450米到2550的南極冰蓋上安裝了86串鏈條上的5160個數字光學模組。在地中海KM3NeT和GVD在它們的準備/原型階段。IceCube儀器佈置於1立方千米的冰中。 GVD也計劃覆蓋1立方千米,但有更高的能量閾值。 KM3NeT計劃涵蓋多個立方千米。無論KM3NeT和GVD可能在2017年完成,預計全部三個將形成一個全球性的中微子觀測站。  2018年7月,冰立方中微子天文臺宣佈於2017年9月偵測到一顆微中子,該微中子來自37億光年遠的獵戶座耀變體TXS 0506+056。這是人類第一次使用微中子探測器來定位太空中的物體。

  由於中微子與物質只有很少的相互作用,所以衝過地球的太陽中微子的巨大通量給10個靶原子足夠以產生1個相互作用,並且每一個相互作用只產生少數光子或一個嬗變原子。中微子相互作用的觀察需要一個大的檢測器質量,以及一個敏感的放大系統。
中微子天文學以測量中微子的流量為主要手段,研究天體物理過程。恆星內部的核反應、超新星爆發等過程都會發出大量的中微子。中微子是一種輕子,不參與強相互作用和電磁相互作用,與普通物質的反應截面很小,平均自由程很長,給探測帶來了很大的困難。太陽中微子是在太陽內部核反應過程中產生的,在地球附近具有很高的流量。因為中微子與物質的弱相互作用,中微子提供了一個獨特的機會去觀察那些光學望遠鏡無法接觸的過程。