自建立起至今,IceCube中微子天文台成功探测了能量在～30TeV到数个PeV的中微子。这标志着高能中微子天体物理学的起步。由于本身相互作用非常微弱,相对于光子和带电的宇宙线粒子,中微子有着独特的地位。中微子能够穿过致密的物质和辐射场、经过宇宙学距离的传播也不被吸收。并且清楚区分重子和电子不同的加速机制,并且相对于宇宙线探测器,能够更精确得定位加速区域。而中微子接近于零的小质量,又使得经历了宇宙学尺度传播的中微子能够作为检验洛伦兹协变性和爱因斯坦等效原理的探针。本文第一部分介绍了中微子观测的动机、探测方法与探测器以及目前的观测结果。主要介绍了目前作为天体物理学中微子的源的候选天体及其产生高能中微子的机制;介绍了冰立方中微子天文台和ANTARES中微子望远镜的位置、结构、功能、观测方法以及观测结果。针对目前IceCube中微子天文台得出的宇宙中微子流量各向同性的观测结果,本文第二部分尝试使用伽马暴产生的极高能宇宙线在其寄主星系中传播的过程来解释IceCube观测到的中微子的起源。伽马暴是极高能宇宙线的候选源。宇宙线在寄主星系中传播时会与星际气体产生相互作用,有可能产生观测到的PeV中微子。通过研究X-射线吸收柱密度NH与伽马暴寄主星系面恒星形成率∑SFR之间的关系,我们发现NH能够很好得表征寄主星系的气体面密度。接着我们利用已知NH的伽马暴计算了来自宇宙线的中微子产生率。我们收集了一组同时有NH和精确的伽马射线能流测量的样本用来在目前关于伽马暴及其寄主星系所知的基础上计算累积的中微子流量。如果依据宇宙恒星形成率来估测伽马暴能量产生率,并采用最佳的宇宙线散射系数当依照观测的能量大于～1019eV极高能宇宙线流量将来自伽马暴的宇宙线强度归一化后,PeV能量的累计中微子流量约为每一味（0.3± 0.2）× 10-8GeV cm-2 s-1 sr-1。这一流量不足以解释IceCube的观测结果。但是这一流量本身依赖计算中的很多假设,因此也不足以排除这一图像的可能性。第三部分中,我们使用IceCube观测到的高能中微子及与其成协的耀变体的巨耀发来限制基本物理原理。位于红移z = 1.522处的耀变体PKS B1424-418的巨耀发与IceCube探测到的一个PeV能量的中微子事件成协。基于这一成协时间,我们使用PeV中微子和来自耀变体耀发的伽马光子的飞行时间差来限制等效原理和中微子的洛伦兹协变性的破缺。通过计算临近宇宙中星系团和超星系团产生的Shapiro时延,我们发现中微子和光子的等效原理破缺被限制在10-5之内,比之前使用来自超新星1987A的MeV中微子给出的限制要严格两个量级。各种量子引力论中提出的洛伦兹协变性破缺,预测真空中中微子和光子的传播速度依赖于能量。我们发现成协事件中的PeV中微子和爆发伽马射线光子将线性的洛伦兹协变性破缺能标限制在>0.01Epl,将二次的洛伦兹协变性破缺能标限制在>6 × 10-8Epl,其中Epl为普朗克能标。这是目前对亚光速中微子的洛伦兹协变性破缺做出的最严格的限制。第四部分展望了多信使天文学未来的发展。