伽玛射线暴(GRB)是在宇宙学距离上短时间内伽玛射线的爆发现象,可以探测到的光子能量高达GeV量级。上世纪六十年代第一次探测到伽玛暴后,科研人员对其产生并保持着浓厚的研究兴趣,伽玛暴宇宙学应运而生,因此也相继提出了一些伽玛暴辐射模型,如相对论热火球模型、磁射流模型、内激波模型等。作为高能、非热光子发射体,GRB也被认为是有效的宇宙射线加速器。并且GRB有多个发射点,可以加速质子,这些相同的位置通常也充满了光子。由于喷射物的高度致密性,pγ相互作用具有很高的光学厚度,从而产生了大量的π+,π+衰变和随后的μ+衰变产生中微子(vμ和ve)和反中微子(vμ)。另一个重要的中微子产生机制是强子碰撞,包括pp和pn过程。GRB能够产生高能中微子(Ev>1012eV)辐射,中微子的理论至今已得到充分的证实,并且在长基线和短基线地球实验的基础上,通过高精度测量混合角,实验观测到了三代中微子之间的振荡。根据测量值可以很好地解释太阳和大气中微子现象。现在人们把注意力转向了宇宙中微子,众所周知它是一个独特的信使,为我们提供有关超大天体的性质、超新星爆炸甚至早期宇宙结构的宝贵信息。恒星核心核聚变产生的中微子能够携带恒星内部最原初的信息,对于人们了解恒星能量产生与演化具有至关重要的作用。然而不同于在真空中传播的情况,恒星内核因具有较大的物质密度,中微子与物质的相互作用是不可忽略的,这也将影响中微子在物质中的振荡行为。最早研究中微子在物质中的振荡行为的是美国物理学家Wolfenstein,他在1978年提出用哈密顿量中的有效势能来描述中微子在物质中的相互作用,由此中微子的物质效应中得出在物质中的有效势及其演化方程,并得到著名的Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein(MSW)效应——共振振荡机制。Wolfenstein 指出:当讨论中微子束流在物质中传播时,必须考虑中微子与物质中的电子、质子和中子的向前相干散射效应,因为这类反应会改变中微子的真空振荡行为。他特别强调,即便中微子没有质量,它们在物质中传播时也会发生振荡,前提条件是中微子与物质的弱中性流相互作用存在非对角的项,可以将不同类型的中微子联系起来,从而导致味转化效应[1]。在物质中传播的活跃味中微子,其演化方程受到与介质相干相互作用的有效势影响,即通过相干的向前弹性弱作用带电流(CC)与中性流(NC)散射产生相干效应。了解中微子振荡过程中的味道比、平均生存概率有利于获取中微子振荡参数或中微子源的信息。我们研究了中微子在平坦时空中的传播并计算平均生存概率,在热火球模型中只需要考虑两味中微子(ve,vμ),并分别绘制了平均生存概率和味道比与中微子能量之间的关系图,如果中微子能量足够高,交叉概率将接近cos2θ,在这样的高能量极限下,Pee的最小值就是共振点,即等于0.5;如果味道比R0≠1:1,初始味道比的大小会影响曲线峰值的大小。自2016年2月11日LIGO宣布探测到黑洞引力波信号以来,引力波及其相关领域的研究进入了前所未有的繁荣期,开启了引力波宇宙学研究新时代。引力波的发现将开启一扇新的观测宇宙的窗口,将推动暗物质暗能量、黑洞物理、早期宇宙、扰动理论、全息原理等领域的进一步发展;同时也是检验时空本质和建立量子引力理论的开始。随后双中子星并合引力波及其伴随电磁波信号的成功探测,标志着多信使(multi-messenger)天文学新时代的来临,将为解决短GRB起源、宇宙中超重元素来源以及千新星(Kilonova)形成过程等重要的宇宙学、天文学问题起到极其重要的作用。多信使天文学就是使用电磁波、引力波、中微子、宇宙线中的两种或多种手段对天体进行观测的学科。本文中我们考虑了一个引力透镜,它位于一个GRB源和一个观察者之间,但偏离了连接两者的线。从GRB源发射的中微子可以沿着两条不同的路径行进,它们的适当距离不同,从而在探测器处产生量子干涉,产生引力透镜效应。本文所考虑的引力场是由Schwarzschild度规描述的非旋转球对称物体的引力场,我们假设中微子是相对论性的,因此可以应用平面波分析。在弯曲时空中,我们研究了中微子的传播并计算平均生存概率,其既取决于中微子质量的平方差异,也取决于中微子质量的平方之和。因此强透镜中微子的相干效应可以决定中微子的质量,因此用强透镜中微子来测定中微子的质量是可行的。也绘制了平均生存概率与中微子能量的在中微子衰变的质量正序分层和反序分层结构两种情况关系图,在正序分层结构中∑m2(?)Δm2,平均生存概率Pee的演变被一个单一的波数Δm2/4E所控制;在反序分层结构的情况下Σm2<<△m2,而Pee演变成一个波包。