ニュートリノ検出器はニュートリノの研究のために設計された物理装置である。ニュートリノは弱い相互作用によってしか他の粒子の物質と反応しないため、有意な数のニュートリノを検出するためにはニュートリノ検出器は非常に大きくなければならない。ニュートリノ検出器は宇宙線やその他のバックグラウンド放射線を避けるためにしばしば地下に建設される[1]。ニュートリノ天文学はまだ発展途上の分野であり、確認されている地球外のニュートリノ源は太陽と超新星SN1987Aのみである。ニュートリノ天文台は「天文学者に宇宙を研究するための新たな目を与える」だろう[2]。

検出には様々な方法が用いられている。スーパーカミオカンデは大量の水を光電子増倍管で取り囲み、入射したニュートリノが水中で電子やミュオンを生成したときに放出されるチェレンコフ放射を観測する。 サドベリー・ニュートリノ天文台も同様の手法だが、検出媒体として重水を用いる。その他の検出器は大量の塩素やガリウムで構成され、元の物質に対してそれぞれニュートリノ相互作用によって生成されるアルゴンやゲルマニウムの過剰量を定期的に確認する。MINOSでは固体プラスチックシンチレータを用い光電子増倍管で観測し、Borexinoではプソイドクメン液体シンチレータを用い同じく光電子増倍管で観測し、NOνA検出器では液体シンチレータ中に通した光ファイバーでシンチレーション光を拾い、それをアバランシェフォトダイオードで検出する[3]。

新たに提案された熱音響効果によるニュートリノの音響検出は、ANTARES、IceCube、KM3NeTの各共同研究が取り組む研究課題である。
理論

ニュートリノは原子炉や加速器から人工的に発生させることができるが、自然の状態でも「衝突ブラックホール、爆発した恒星からのガンマ線バースト、および/または遠方銀河コアの激しい事象」のような超深宇宙領域に由来するとされる[4]ニュートリノが地球には多数飛来してきており、毎秒数百億個が「我々の体1cm四方あたりを気付かないうちに通り過ぎていく」[5]。にもかかわらず、ニュートリノと原子との間の反応断面積は非常に小さいため、これらは極めて検出困難である。ニュートリノには3つの種類、いわゆる科学者が「フレーバー」と呼ぶものがある。ニュートリノ衝突後に発生する粒子にちなんで名付けられた電子ニュートリノ、ミューニュートリノ、タウニュートリノの3種類で、空間を伝搬する間にニュートリノは「3種類のフレーバーの間を振動する」[5]。このニュートリノ振動と呼ばれる現象が起こるためにはニュートリノが静止質量を持つ必要があるため、それまでは質量がないと考えられていたニュートリノにはわずかに質量があることが判明した[1]。ニュートリノは 中性カレント（Zボゾンの交換を伴う）あるいは荷電カレント（Wボソンの交換を伴う）を通して、弱い相互作用をすることができる。

中性カレント相互作用では、ニュートリノが入射し、エネルギーと運動量の一部を標的粒子に移転した後に検出器から出る。標的粒子が荷電粒子で十分軽い（例えば電子）ならば、相対論的な速度まで加速され、それに伴ってチェレンコフ放射が起こりうる。そしてそれは直接的に観測することができる。すべてのフレーバーのニュートリノがエネルギーによらず関与しうる。しかし、ニュートリノのフレーバーの情報は後に残らない。

荷電カレント相互作用では、高エネルギーニュートリノがそのパートナーレプトン（電子、ミュオン、またはタウオン）に変形する[6]。ただし、ニュートリノが自身よりも重いパートナー粒子の質量を作るのに十分なエネルギーを持っていなければ荷電カレント相互作用は起こりえない。太陽や原子炉に由来するニュートリノは電子を作るのに十分なエネルギーを持っている。ほとんどの加速器によるニュートリノビームはミュオンも作ることができ、タウ粒子を作ることができるものもいくつかある。これらのレプトンを識別することができる検出器は荷電カレント相互作用した入射ニュートリノのフレーバーを明らかにすることができる。この相互作用は荷電ボソンの交換を伴うので、標的粒子も性質が変化する（例えば、中性子→陽子）。

検出技術
シンチレータ

反ニュートリノは1956年にサバンナ川原子炉の近くで初めて検出された。フレデリック・ライネス とクライド・カワンは塩化カドミウム水溶液を包含する2つの標的を用いた。2つのシンチレーション検出器がこのカドミウム標的の横に置かれた。1.8MeVのしきい値エネルギーを超える反ニュートリノは荷電カレント「逆ベータ崩壊」相互作用を水中の陽子と起こし、陽電子と中性子を生成した。結果として生じる陽電子は電子との対消滅でそれぞれ約0.5MeVのエネルギーの光子のペアを同時に生成する。これらを標的の上下の2つのシンチレーション検出器でそれぞれ検出することができた。 カドミウムの原子核により捕獲された中性子は約8MeVの遅延ガンマ線を結果として生じ、それは陽電子消滅事象による光子から数マイクロ秒後に検出された。

この実験は反ニュートリノに特有な識別特性を与え、この粒子の存在を証明できるように、カワンとライネスによって設計された。全反ニュートリノ束を測定することはこの実験の目標ではなかった。したがって、検出された反ニュートリノはすべて使用した反応チャンネルのしきい値である1.8MeV以上のエネルギーを持ったものであった（1.8MeVは陽子から陽電子と中性子を生成するのに必要なエネルギーである）。原子炉由来の反ニュートリノのうち約3%のみがこの反応を起こすのに十分なエネルギーを持っている。

より最近建設され、はるかに大きいカムランド検出器では、同様の手法が日本の原子力発電所にある53の原子炉からくる反ニュートリノの振動を研究するために使用された。より小さいが、より放射性純度の高いBorexino検出器は太陽からのニュートリノスペクトルの最も重要な成分、それに地球や原子炉由来の反ニュートリノを測定することができる。
放射化学的手法

ブルーノ・ポンテコルボが提案した手法に基づく塩素検出器は、テトラクロロエチレンのような塩素含有流体で満たされたタンクからなる。ニュートリノは荷電カレント相互作用により塩素-37原子をアルゴン-37に転換する。この反応のニュートリノエネルギーしきい値は0.814MeVである。この流体は、定期的にヘリウムガスでパージされ、アルゴンが除去される。その後ヘリウムを冷却してアルゴンを分離、アルゴン原子数は電子捕獲放射性崩壊に基づき数えられる。リード (サウスダコタ州)近くの旧Homestake鉱山に位置する470トンの流体を保持する塩素検出器は、太陽ニュートリノをはじめて測定し、太陽からくる電子ニュートリノが不足していることを初めて観測した（太陽ニュートリノ問題を参照）。

同様の検出器設計で、より一層低い0.233MeVのしきい値を持つガリウム → ゲルマニウム転換を用いたものは、低エネルギーニュートリノに対する感度が高い。ニュートリノはガリウム-71の原子と反応し、不安定同位体ゲルマニウム-71の原子に転換することができる。ゲルマニウムは化学的に抽出、濃縮される。ニュートリノはゲルマニウムの放射性崩壊を測定することによって検出される。この後者の方法は、反応順序（ガリウム-ゲルマニウム-ガリウム）にちなみ、通称「アルザス-ロレーヌ」法と呼ばれる。ガリウムとゲルマニウムは、それぞれフランスとドイツにちなんで名付けられており、アルザス-ロレーヌ地方の領有権は歴史的にフランスとドイツの間で争点となっていたため、この技法の通称となった。これらの放射化学的検出法はニュートリノをカウントすることに対してのみ有用で、ニュートリノの方向やエネルギーの情報は得られない。ロシアのSAGE実験では約50トン、イタリアのGALLEX/GNO実験では約30トンのガリウムを反応物として用いた。この実験はガリウムが高価であるため、スケールアップすることが難しい。より大きな実験ではそれゆえ、より安価な反応物へと移行していった。
チェレンコフ検出器

「リングイメージング」チェレンコフ検出器は、チェレンコフ光と呼ばれる現象を利用している。チェレンコフ放射は、電子やミュオンのような荷電粒子が検出器の媒質中をその媒質における光速よりも速く移動するときに常に発生する。チェレンコフ検出器では、大量の水または氷のような透明な物質が光を感知する光電子増倍管で取り囲まれている。