
تتحول النيوترينوات بين نكهات الإلكترون والميون والتاو أثناء انتشارها.تذبذبات نكهة النيوترينو هي الظاهرة الكمومية التي تتحول فيها النيوترينوات بين أنواعها الثلاثة—الإلكتروني، والميوني، والتاوي—أثناء انتقالها عبر الفضاء. يحدث هذا لأن حالات الكتلة للنيوترينو ليست هي نفسها حالات النكهة، مما يؤدي إلى نمط تداخل كمومي. يفسر هذا التأثير لماذا ترى الكواشف على الأرض عددًا أقل من النيوترينوات الشمسية المتوقعة: فقد غيّر الكثير منها نكهته بحلول وقت وصوله.
اقترح الفكرة برونو بونتيكورفو في عام 1957، مستلهمًا من تذبذبات الكاون. مشكلة النيوترينو الشمسي، التي لوحظت لأول مرة في ستينيات القرن العشرين، فُسّرت بشكل قاطع بواسطة التذبذبات في أوائل العقد الأول من القرن الحادي والعشرين بفضل مرصد سودبوري للنيوترينو.
يُولد النيوترينو في تفاعل ضعيف بنكهة محددة، لكن هذا يمثل تراكبًا لحالات كتلة ثلاث. أثناء انتشاره، تكتسب كل حالة كتلة طورًا مختلفًا قليلًا، ويؤدي التداخل بينها إلى تذبذب تركيب النكهة. يعتمد احتمال العثور على نكهة معينة على المسافة المقطوعة، وطاقة النيوترينو، وزوايا الخلط بين حالات الكتلة والنكهة. في المادة الكثيفة، مثل داخل الشمس أو المستعر الأعظم، يتعدل نمط التذبذب بفعل التفاعلات مع الإلكترونات—تأثير إم إس دبليو.
تُستخدم تذبذبات النيوترينو لاستكشاف باطن الشمس، ودراسة ديناميكيات المستعرات العظمى، والبحث عن اختلافات بين النيوترينوات والنيوترينوات المضادة قد تفسر عدم تماثل المادة والمادة المضادة في الكون.
يمكن للنيوترينوات تغيير نكهتها حتى في الفراغ، لكن مرورها عبر اللب الكثيف للأرض يمكن أن يحدث 'رنينًا' في التذبذب، مما يزيد بشكل كبير من فرصة تغيير النكهة—وهي ظاهرة تستغلها تجارب المسار الطويل.
| P | متغير | Survival probability of electron antineutrinos — احتمال |
| \theta_{12} | متغير | Solar mixing angle — mixing angle |
| \Delta m_{12}^2 | متغير | Mass-squared difference between mass eigenstates 1 and 2 — mass squared difference electronvolt squared |
| L | متغير | Distance traveled by the neutrino — مسافة metre |
| E | متغير | Neutrino energy — طاقة joule |
| \sin^2 | مؤثر | Square of the sine function — sine squared |






