ニュートリノ観測の諸実験には、太陽ニュートリノ観測、大気ニュートリノ観測、原子炉ニュートリノ観測、長基線ニュートリノ・ビーム実験がある。
宇宙全体に存在するニュートリノの数は、電子や陽子の300億倍あると考えられている。これは、ビッグバン宇宙モデルから得られる予想的な数値であり、実際に観測されているのは、太陽ニュートリノ観測、大気ニュートリノ観測、原子炉ニュートリノ観測、長基線ニュートリノ・ビーム実験によるニュートリノになっている。
過去の宇宙が高温高圧のプラズマ状態であれば、その時に、ニュートリノと反ニュートリノが大量に生まれて来た筈であり、ニュートリノと反ニュートリノは対消滅することなく安定して存在し続けていると考える。
同様にして、電子や陽子も、陽電子と反陽子と共に、大量に生まれて来たと考えられるが、その多くは対消滅したと解釈されており、結果的にニュートリノの存在確率が飛躍的に大きくなる。
通常 考えられている理論的な推測と、天文観測や実験観測で得られるデータが一致することは殆どないことは、今までの経緯で明らかなので、ビッグバンで生まれた筈のニュートリノを見付ける事は、ビッグバン宇宙モデルにとって必用不可欠であると思う。
しかし、電子や陽子の300億倍あるとされる宇宙背景ニュートリノの観測は出来ていない。実際に観測されているのは、太陽からのニュートリノが日数換算で15個、宇宙線が地球の大気との影響で崩壊する事で生まれたニュートリノが10個程になっており、宇宙背景ニュートリノの観測は絶望的であると言える。(一つの観測所によるデータ)
ニュートリノは弱い相互作用に関係した光子のような存在だと考えられる。ホログラフィック空間に於ける超弦は電子と反電子ニュートリノを区別しない。電子が存在していれば、必ず反電子ニュートリノが付随することになる。これは、一つの開いた紐の両端を意味しており、ヌル面に繋がっている端は反電子ニュートリノであり、ホログラフィック粒子である電子は、ヒッグスエリアに張り付いている紐の端に相当している。
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』
太陽ニュートリノ観測実験
太陽内部の核融合反応で発生するニュートリノを観測し、理論計算値と比べることでニュートリノ振動を検出する。レイモンド・デイビスが HOMESTAKE 実験により観測されるニュートリノの数が太陽モデルに基づく計算結果に比べて三分の一しかない「太陽ニュートリノ問題」を提示したことから、その後様々な追実験が行われ、ニュートリノ振動の発見につながった。HOMESTAKE、GALLEX、SAGE、KAMIOKANDE、スーパーカミオカンデ、SNO 等
大気ニュートリノ観測実験
宇宙線が大気に衝突して発生するニュートリノを観測する。ニュートリノは相互作用が小さく地球を突き抜けるので、観測装置ではその上方の大気で発生したニュートリノだけでなく、地球の裏側で発生したニュートリノも観測することが出来る。観測装置に上方から入射するニュートリノの数と下方から入射するニュートリノの数を比較することで、ニュートリノ振動を検出する。スーパーカミオカンデ、ANTARES 等
原子炉ニュートリノ観測実験
原子力発電所では原子炉内の反応を精密にコントロールしているため、そこで発生するニュートリノの数とエネルギー分布は高い精度で計算可能である。原子炉で発生するニュートリノを離れた場所で観測し、その数、エネルギー分布を計算結果と比較することにより、ニュートリノ振動を検出する。KamLAND (150-200 km) 等
長基線ニュートリノ・ビーム実験
粒子加速器を用いてビーム状のニュートリノを作り出し、距離の離れたところにあるニュートリノ観測装置に入射する実験。ニュートリノ・ビーム生成直後の前段検出器と離れたところに設置された観測装置との二つの観測結果を比較し、ニュートリノ振動を検出する。K2K (日本、250 km)、MINOS（アメリカ、730km）、OPERA/ICARUS (ヨーロッパ、732 km)、T2K（日本、295km） 等