bu çok şaşırtıcıydı;çünkü elektron enerjisinin, bozunan çekirdek ile ürün çekirdeğin enerjileri arasındaki farka eşit olması ve her özel radyoaktif element için sabit bir değer alması bekleniyordu.
Bu enerjinin, elektron ile saptanamayan bir gamma ışını arasında paylaşılmış olabileceği olasılık içindeydi.
Eğer bu böyleyse, salınan toplam enerji, beta elektronlarının en yüksek enerjisine eşit olmalıdır; çünkü bu en yüksek enerji, gamma ışının ihmal edilebilir bir enerji kazandığı beta bozunumu süreçlerindeki elektronun sahip olduğu enerjidir.
Bununla birlikte, 1927’de C.D.Ellis ve W.A.Wooster beta-radyoaktif radyum E (Bi) çekirdeği örneğinde ortaya çıkan toplam ısı enerjisini ölçtüler ve çekirdek başına salınan enerjinin, beta elektronlarının gözlenen en yüksek enerjisine eşit olmadığını, fakat bunun yerine onların ortalama enerjisine eşit olduğunu buldular.
Bu sonucun 1930’da L.Meitner ve W.Orthmann tarafından doğrulanmasından sonra, ortada bir sıkıntının olduğu iyice açıklık kazandı.
Koca Niels Bohr, beta-radyoaktivitesi sürecinin, enerjinin korunumuna uyup uymadığı konusunda kuşkuya düşmüştü. doğru çözüm, köklü olmaktan uzaktı.
Wolfgang Pauli (1900-1958)arkadaşlarına1930’da yazdığı mektuplarda şunu öneriyordu: Beta bozunumunda elektronun yanında bir başka parçacık da salınır ve elektron çıkan enerjiyi onunla bölüşür.
Bu parçacık (elektrikçe yüksüz olmakla birlikte) bir gamma ışını olmayıp öylesine nüfuz edicidir ki Ellis-Wooster deneyi gibi deneylerde enerjisi ısıya dönüşmez.
1932’de nötronun keşfinden sonra, Pauli’nin varsayımsal parçacığı, nötrino, yani “küçük nötr parçacık” olarak anılır hale geldi.
Nötrino, Fermi’nin 1933 tarihli beta-radyoaktivitesi kuramına dahil edildi; bu kuramda temel süreç şuydu: bir çekirdeğin içinde (ya da dışında) bir nötron kendiliğinden bir proton, bir elektron ve bir nötrinoya dönüşür.
Fermi kuamının öngördüğü elektron enerjileri dağılımı ile deneysel olarak gözlenen dağılımın karşılaştırılması, nötrino kütlesinin çok ufak (elektron kütlesinden aşırı derecede küçük) olması gerektiği sonucuna götürdü bizi. bugün nötrino kütlesinin, (10 üssü -4) elektron kütlesinden daha büyük olmadığı biliniyor. (bu sınır değerin yarısı kdarlık bir kütleye sahip olabileceğine dair belirtiler var.
Bunun dışında bugün nötrinoların en az üç farklı türde ortaya çıktıklarına inanılıyor; bunların bazıları bundan daha ağır olabilir.)
Bunun dışında Fermi kuramı, nötrinoların madde içinde soğurulma tesir kesitini hesaplamayı da mümkün kıldı. temel etkileşimin çok zayıf olması nedeniyle, tesir kesiti öylesine ufak çıkar ki,beta- radyoaktivitesinden salınan nötrinoların tipik enerjisine sahip bir nötrino, ışık yılları kalınlığındaki kurşunu soğurulmadan geçebilir.
Nötrinoları saptamak aşırı derecede zordur; fakat nükleer reaktörlerde (çekirdek parçalanmasında nötronlarca-zengin ürünlerin beta bozunumu aracılığıyla) aşırı derecede çok sayıda salınırlar.
Gerçekten de en sonunda 1955’te Savannah River reaktöründe Clyde L. Cowan Jr. ve Frederick Reines tarafından gözlemlenmişlerdir.
Bu günlerde, büyük hızlandırıcılarda üretilen parçacıkların bozunumlarından muazzam sayıda nötrino elde edilmektedir ve nötrino etkileşimleri, hem kuramsal hem de deneysel olarak yaygın biçimde çalışılmaktadır. nötrinolar evrenimizin en yaygın sahipleridir.
Kozmik nötrinolar asla gözlenememiş olsalar da, büyük patlamadan artakalan fotonlar kadar çok olduklarına ve proton ve nötronlardan (10 üssü 9 – 10 üssü 10) kez daha fazla olduklarına inanılmaktadır.
Bununla birlikte, sıradan maddenin atomlarıyla öylesine aşırı derecede zayıf etkileşirler ki, yakalanıp onların içinde tutulmaları söz konusu olamaz.