天體物理學的一個分支，主要研究恒星上可能發生的中微子過程以及這些過程對恒星的結構和演化的作用。中微子是一種不帶電、靜止品質為零的基本粒子。早在研究原子核的β衰變時就從理論上預見到中微子的存在，但直到1956年才在實驗中觀察到。中微子和一般物質的相互作用非常微弱，除某些特殊情況外，在恒星內部產生的中微子能夠不受阻礙地跑出恒星表面，因此，對恒星發射的中微子進行探測，可以獲得有關恒星內部的資訊。
太陽每秒放出的總總輻射能為3.86×1033爾格。其中絕大部分的能量由質子－質子反應產生，很小一部分由碳氮循環產生。這些反應中有許多分支反應過程是產生中微子的，中微子在地球表面處的通量是很大的。中微子具有很大的穿透本領，一般很難測量。美國佈魯克黑文實驗室的戴維斯等人在深礦井中進行瞭太陽中微子的實驗。實驗中用大體積的四氯化二碳作靶，利用37Cl俘獲中微子的反應：ve＋37Cl→e-＋37Ar，來探測太陽中微子。從1955年以來，他們所得的結果是：
表中所列的1978年的數據是8年探測結果的統計平均值，約為按標準太陽模型計算的理論預期值(4.7SNU)的三分之一。二者相差懸殊，成為著名的太陽中微子之謎。這個問題至今仍未解決。
太陽中微子的探測結果
在恒星演化的早期和中期，中微子的作用很小。到恒星演化的晚期，中微子的作用就變得重要瞭。這時，產生中微子的過程主要有以下幾種：
第一種是尤卡過程。其反應為：
(Z，A)→(Z＋1，A)＋e-＋ῡe，
e-＋(Z＋1，A)→(Z，A)＋ve。
尤卡過程的總效果，是將電子的動能不斷地轉化為中微子對而放出。式中Z為原子序數（質子數），A為質量數（核子數），e-為電子，ve為電子中微子，ῡe為反電子中微子。
第二種是中微子軔致輻射。隆捷科沃於1959年首先進行研究。電子與原子核(Z，A)碰撞，可以發射中微子對，其反應為：
e-＋(Z＋1，A)→e-＋(Z，A)＋ve＋ῡe。
第三種是光生中微子過程。丘宏義和斯塔貝爾曾在1961年首先進行研究。γ光子與電子碰撞，可以發射中微子對，其反應為：
γ＋e-→e-＋ve＋ῡe。
第四種是電子對湮沒中微子過程。丘宏義和莫裡森於1960年首先進行研究。正、負電子對湮沒為中微子對，其反應為：
e+＋e-→ve＋ῡe。
式中e+為正電子。
第五種是等離子體激元衰變中微子過程。J.B.亞當斯等人於1963年進行研究。等離子體激元可以按如下的反應衰變為中微子對：
Γ →ve＋ῡe。
第二、三、四、五種過程是根據1958年范曼和格爾曼提出的普適弱相互作用導出的。弱電統一理論提出後，又出現瞭許多新的中微子過程，例如上述第三、四、五種過程右方的ve+ῡe都可推廣為vμ+ῡμ，vτ+ῡτ等。
在恒星演化的晚期，中微子的作用有：①發射中微子，帶走瞭大量的能量，加快瞭恒星演化的進程和縮短瞭恒星演化的時標；②對超新星爆發和中子星形成可能起關鍵作用。例如，有一種看法認為：在一個高度演化的恒星內部，通過逐級熱核反應，一直進行到合成鐵。進一步的引力坍縮，將使恒星核心部分產生強烈的中子化，而放射出大量中微子。由於中性流弱作用的相幹性，鐵原子核對中微子有較大的散射截面。因此，強大的中微子束會對富含鐵原子核的外殼產生足夠大的壓力，將外殼吹散而形成猛烈的超新星爆發。被吹散的外殼形成星雲狀的超新星遺跡，中子化的核心留下來形成中子星。
恒星離我們十分遙遠，以目前的探測技術還無法接收到它們發射的中微子流。隻在超新星爆發使中微子發射劇增時，才有可能探測到。除瞭恒星以外，在類星體、激擾星系以及宇宙學研究對象中，也存在許多有關中微子過程的問題。
參考書目
J.N.Bahcall and R.L.Sears，Solar neutrinos，Ann.Rev.of Astronomy and Astrophysics，Vol.10，p.25，1972.
H.Y.Chiu，Stellar Physics，Vol.1，Blaisdell，Walthem，1968.