Standard solar model
પ્રમાણભૂત સૌર મોડેલ (એસ. એસ. એમ.) એ વાયુના ગોળાકાર દડા તરીકે સૂર્યની ગાણિતિક સારવાર છે (આયનીકરણની વિવિધ સ્થિતિમાં, ઊંડા આંતરિક ભાગમાં હાઇડ્રોજન સંપૂર્ણપણે આયનીકૃત પ્લાઝ્મા છે). આ મોડેલ, તકનીકી રીતે તારાનું ગોળાકાર સપ્રમાણ અર્ધ-સ્થિર મોડેલ, મૂળભૂત ભૌતિક સિદ્ધાંતોમાંથી મેળવેલા કેટલાક વિભેદક સમીકરણો દ્વારા વર્ણવેલ તારાકીય માળખું ધરાવે છે. આ મોડેલ સીમા શરતો, એટલે કે સૂર્યની તેજસ્વીતા, ત્રિજ્યા, ઉંમર અને રચના દ્વારા મર્યાદિત છે, જે સારી રીતે નિર્ધારિત છે. સૂર્યની ઉંમર સીધી રીતે માપી શકાતી નથી; તેનો અંદાજ લગાવવાની એક રીત સૌથી જૂના ઉલ્કાના યુગ અને સૌરમંડળના ઉત્ક્રાંતિના નમૂનાઓ છે. આધુનિક સૂર્યના પ્રકાશમંડળમાં દ્રવ્યમાન દ્વારા રચના 74.9% હાઇડ્રોજન અને 23.8% હિલીયમ છે. ખગોળશાસ્ત્રમાં ધાતુઓ તરીકે ઓળખાતા તમામ ભારે તત્વો દળના 2 ટકાથી ઓછા હિસ્સો ધરાવે છે. એસ. એસ. એમ. નો ઉપયોગ તારાકીય ઉત્ક્રાંતિ સિદ્ધાંતની માન્યતા ચકાસવા માટે થાય છે. હકીકતમાં, તારાકીય ઉત્ક્રાંતિ મોડેલના બે મુક્ત પરિમાણો, હિલીયમની વિપુલતા અને મિશ્રણ લંબાઈ પરિમાણ (સૂર્યમાં સંવહનનું મોડેલ બનાવવા માટે વપરાય છે) નક્કી કરવાનો એકમાત્ર રસ્તો એ છે કે નિરીક્ષણ કરાયેલા સૂર્યને "ફિટ" કરવા માટે એસએસએમને સમાયોજિત કરવું. એક માપાંકિત સૌર મોડેલ એ તારાને શૂન્ય વય (પ્રોટોસ્ટેલર) પર માનવામાં આવે છે જ્યારે તે એક સમાન રચના ધરાવે છે અને પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓમાંથી તેની મોટાભાગની તેજસ્વીતા મેળવવાની શરૂઆત કરે છે (તેથી ગેસ અને ધૂળના વાદળમાંથી સંકોચનના સમયગાળાની અવગણના). એસ. એસ. એમ. મેળવવા માટે, શૂન્ય વય પર એક સૌર સમૂહ () તારાકીય મોડેલ સૂર્યની વય સુધી આંકડાકીય રીતે વિકસિત કરવામાં આવે છે. શૂન્ય યુગના સૌર મોડેલમાં તત્વોની વિપુલતાનો અંદાજ આદિકાળનાં ઉલ્કાપિંડમાંથી કરવામાં આવે છે. આ વિપુલ માહિતીની સાથે, શૂન્ય-યુગની તેજસ્વીતા (જેમ કે હાલના સૂર્યની તેજસ્વીતા) પર વાજબી અનુમાન પછી પુનરાવર્તિત પ્રક્રિયા દ્વારા મોડેલ માટે યોગ્ય મૂલ્યમાં રૂપાંતરિત થાય છે, અને સમગ્ર મોડેલમાં તાપમાન, દબાણ અને ઘનતા આંકડાકીય રીતે તારાઓની રચનાના સમીકરણોને હલ કરીને ગણતરી કરવામાં આવે છે. આ મોડેલ પછી સૂર્યની ઉંમર સુધી આંકડાકીય રીતે વિકસિત થાય છે. સૂર્યની તેજસ્વીતા, સપાટીની વિપુલતા વગેરેના માપેલા મૂલ્યોમાં કોઈપણ વિસંગતતા. પછી તેનો ઉપયોગ મોડેલને સુધારવા માટે થઈ શકે છે. ઉદાહરણ તરીકે, સૂર્યની રચના થઈ ત્યારથી, કેટલાક હિલીયમ અને ભારે તત્વો પ્રકાશમંડળમાંથી પ્રસરણ દ્વારા સ્થાયી થયા છે. પરિણામે, સૌર ફોટોસ્ફિયરમાં હવે પ્રોટોસ્ટેલર ફોટોસ્ફિયર જેટલું 87 ટકા હિલીયમ અને ભારે તત્વો છે; પ્રોટોસ્ટેલર સૌર ફોટોસ્ફિયર 71.1% હાઇડ્રોજન, 27.4% હિલીયમ અને 1.5 ટકા ધાતુઓ હતી. વધુ સચોટ મોડેલ માટે પ્રસરણ દ્વારા ભારે-તત્વ પતાવટનું માપ જરૂરી છે. તારાકીય માળખાના સમીકરણોનું આંકડાકીય મોડેલિંગ તારાકીય માળખાના વિભેદક સમીકરણો, જેમ કે હાઇડ્રોસ્ટેટિક સંતુલનનું સમીકરણ, આંકડાકીય રીતે સંકલિત છે. વિભેદક સમીકરણો તફાવત સમીકરણો દ્વારા અંદાજવામાં આવે છે. આ તારો ગોળાકાર સમપ્રમાણતાવાળા શેલોથી બનેલો હોવાનું માનવામાં આવે છે અને ઘનતા, તાપમાન અને રચનાના સંદર્ભમાં દબાણ, અસ્પષ્ટતા અને ઊર્જા ઉત્પાદન દર માટે સંબંધો આપતા, સ્થિતિના સમીકરણોનો ઉપયોગ કરીને મર્યાદિત પગલાંઓમાં કરવામાં આવતું આંકડાકીય એકીકરણ. પ્રોટોન-પ્રોટોન સાંકળ દ્વારા હાઇડ્રોજન ન્યુક્લિયસને હિલીયમ ન્યુક્લિયસમાં રૂપાંતરિત કરીને અને (વધુ મોટા તારાઓ કરતાં સૂર્યમાં ઓછા પ્રમાણમાં) સી. એન. ઓ. ચક્ર દ્વારા સૂર્યના કેન્દ્રમાં સૂર્ય ન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓની ઉત્ક્રાંતિ તેની રચનાને બદલે છે. આ સૂર્યના કેન્દ્રમાં સરેરાશ પરમાણુ વજનમાં વધારો કરે છે, જે દબાણમાં ઘટાડો તરફ દોરી જશે. આ તેના બદલે મુખ્ય કરાર તરીકે થતું નથી. વિરિયલ પ્રમેય મુજબ આ સંકોચન દ્વારા મુક્ત થતી ગુરુત્વાકર્ષણીય સંભવિત ઊર્જાનો અડધો ભાગ કોરનું તાપમાન વધારવા તરફ જાય છે, અને બાકીનો અડધો ભાગ દૂર ફેલાય છે. તાપમાનમાં આ વધારો દબાણમાં પણ વધારો કરે છે અને હાઇડ્રોસ્ટેટિક સંતુલનનું સંતુલન પુનઃસ્થાપિત કરે છે. તાપમાનમાં વધારો થવાથી સૂર્યની તેજસ્વીતા વધે છે, જેનાથી પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓના દરમાં વધારો થાય છે. વધેલા તાપમાન અને દબાણના ઢાળની ભરપાઈ કરવા માટે બાહ્ય સ્તરો વિસ્તરે છે, તેથી ત્રિજ્યા પણ વધે છે. કોઈ પણ તારો સંપૂર્ણપણે સ્થિર હોતો નથી, પરંતુ તારાઓ લાંબા સમય સુધી મુખ્ય ક્રમ (કેન્દ્રમાં હાઇડ્રોજનને બાળીને) પર રહે છે. સૂર્યના કિસ્સામાં, તે આશરે 4.6 અબજ વર્ષોથી મુખ્ય ક્રમમાં છે, અને આશરે 11 અબજ (1010) વર્ષોના કુલ મુખ્ય ક્રમ જીવનકાળ માટે આશરે 6.5 અબજ વર્ષોમાં લાલ રાક્ષસ બની જશે. આમ સ્થિર સ્થિતિની ધારણા એ ખૂબ જ સારો અંદાજ છે. સરળતા માટે, તારાઓની રચનાના સમીકરણો સ્પષ્ટ સમય અવલંબન વિના લખવામાં આવે છે, જેમાં તેજસ્વીતા ઢાળ સમીકરણનો અપવાદ છેઃ અહીં તેજસ્વીતા છે, એકમ દળ દીઠ પરમાણુ ઊર્જા ઉત્પાદન દર છે અને ન્યુટ્રિનો ઉત્સર્જનને કારણે તેજસ્વીતા છે (અન્ય જથ્થા માટે નીચે જુઓ). મુખ્ય ક્રમ પર સૂર્યની ધીમી ઉત્ક્રાંતિ પછી પરમાણુ પ્રજાતિઓમાં ફેરફાર (મુખ્યત્વે હાઇડ્રોજનનો વપરાશ અને હિલીયમનું ઉત્પાદન) દ્વારા નક્કી થાય છે. વિવિધ પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓના દરનો અંદાજ ઉચ્ચ ઊર્જા પર કણ ભૌતિકશાસ્ત્રના પ્રયોગો પરથી કરવામાં આવે છે, જે તારાઓની આંતરિક નીચી ઊર્જા (સૂર્ય હાઇડ્રોજનને ધીમે ધીમે બાળે છે) પર પાછા એક્સટ્રાપોલેટ થાય છે. ઐતિહાસિક રીતે, પરમાણુ પ્રતિક્રિયા દરમાં ભૂલો તારાઓની રચનામાં ભૂલના સૌથી મોટા સ્રોતોમાંથી એક રહી છે. અણુ પ્રજાતિઓની વિવિધ વિપુલતા (સામાન્ય રીતે સામૂહિક અપૂર્ણાંક દ્વારા) ની ગણતરી કરવા માટે કમ્પ્યુટરનો ઉપયોગ કરવામાં આવે છે. ચોક્કસ પ્રજાતિમાં ઉત્પાદનનો દર અને વિનાશનો દર હશે, તેથી તાપમાન અને ઘનતાની વિવિધ પરિસ્થિતિઓમાં સમય જતાં તેની વિપુલતાની ગણતરી કરવા માટે બંનેની જરૂર પડે છે. ઘણી પરમાણુ પ્રજાતિઓ હોવાથી, તમામ વિપુલતા એક સાથે કેવી રીતે બદલાય છે તેના પર નજર રાખવા માટે કોમ્પ્યુટરાઈઝ્ડ રિએક્શન નેટવર્કની જરૂર છે. વોગ્ટ-રસેલ પ્રમેય અનુસાર, સમગ્ર તારામાં દળ અને રચનાનું માળખું તેની ત્રિજ્યા, તેજસ્વીતા અને આંતરિક માળખું તેમજ તેના અનુગામી ઉત્ક્રાંતિને અનન્ય રીતે નિર્ધારિત કરે છે (જોકે આ "પ્રમેય" માત્ર તારાઓની ઉત્ક્રાંતિના ધીમા, સ્થિર તબક્કાઓને લાગુ કરવાનો ઈરાદો હતો અને ચોક્કસપણે તબક્કાઓ અને ઝડપી ઉત્ક્રાંતિના તબક્કાઓ વચ્ચેના સંક્રમણોને લાગુ પડતો નથી). સમય જતાં પરમાણુ પ્રજાતિઓની વિવિધ વિપુલતા વિશેની માહિતી, સ્થિતિના સમીકરણો સાથે, પૂરતા પ્રમાણમાં નાના સમયની વૃદ્ધિ કરીને અને દરેક તબક્કે તારાની અનન્ય આંતરિક રચના શોધવા માટે પુનરાવર્તનનો ઉપયોગ કરીને આંકડાકીય ઉકેલ માટે પૂરતી છે. પ્રમાણભૂત સૌર મોડેલનો હેતુ એસએસએમ બે હેતુઓ પૂરા પાડે છેઃ તે સૂર્યની ઉંમરે તારાઓના મોડેલને યોગ્ય તેજસ્વીતા અને ત્રિજ્યા મેળવવા માટે દબાણ કરીને હિલીયમની વિપુલતા અને મિશ્રણ લંબાઈ પરિમાણ માટે અંદાજો પૂરા પાડે છે, તે વધારાના ભૌતિકશાસ્ત્ર સાથે વધુ જટિલ મોડેલોનું મૂલ્યાંકન કરવાની રીત પ્રદાન કરે છે, જેમ કે પરિભ્રમણ, ચુંબકીય ક્ષેત્રો અને પ્રસરણ અથવા સંવહનની સારવારમાં સુધારાઓ, જેમ કે મોડેલિંગ તોફાન, અને સંવહન ઓવરશૂટિંગ. કણ ભૌતિકશાસ્ત્રના પ્રમાણભૂત મોડેલ અને પ્રમાણભૂત બ્રહ્માંડશાસ્ત્ર મોડેલની જેમ, એસએસએમ સમય જતાં સંબંધિત નવી સૈદ્ધાંતિક અથવા પ્રાયોગિક ભૌતિકશાસ્ત્રની શોધોના જવાબમાં બદલાય છે. સૂર્યમાં ઊર્જા પરિવહન સૂર્ય લેખમાં વર્ણવ્યા મુજબ, સૂર્યમાં કિરણોત્સર્ગી કેન્દ્ર અને સંવહન બાહ્ય આવરણ છે. કોરમાં, પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓને કારણે તેજસ્વીતા મુખ્યત્વે કિરણોત્સર્ગ દ્વારા બાહ્ય સ્તરોમાં પ્રસારિત થાય છે. જો કે, બાહ્ય સ્તરોમાં તાપમાનનો ઢાળ એટલો વધારે હોય છે કે કિરણોત્સર્ગ પૂરતી ઊર્જાનું પરિવહન કરી શકતો નથી. પરિણામે, થર્મલ સંવહન થાય છે કારણ કે થર્મલ સ્તંભો સૂર્યની સપાટી (ફોટોસ્ફિયર) પર ગરમ સામગ્રી વહન કરે છે. એકવાર સામગ્રી સપાટી પર ઠંડુ થઈ જાય, તે કિરણોત્સર્ગી ઝોનની ટોચ પરથી વધુ ગરમી મેળવવા માટે સંવહન ઝોનના આધાર પર નીચે તરફ નીચે પડે છે. તારાકીય માળખામાં વર્ણવ્યા મુજબ સૌર નમૂનામાં, તારાના કેન્દ્રથી r અંતરે એક ગોળાકાર કવચમાં ઘનતા, તાપમાન T (r), કુલ દબાણ (દ્રવ્ય વત્તા કિરણોત્સર્ગ) P (r), તેજસ્વીતા l (r) અને એકમ દળ દીઠ ઊર્જા ઉત્પાદન દરને ધ્યાનમાં લેવામાં આવે છે. ઊર્જાના કિરણોત્સર્ગી પરિવહનને કિરણોત્સર્ગી તાપમાન ઢાળ સમીકરણ દ્વારા વર્ણવવામાં આવે છેઃ જ્યાં κ એ દ્રવ્યની અસ્પષ્ટતા છે, σ એ સ્ટીફન-બોલ્ટ્ઝમેન અચળાંક છે, અને બોલ્ટ્ઝમેન અચળાંક એક પર સેટ છે. સંવહનને મિશ્રણ લંબાઈ સિદ્ધાંતનો ઉપયોગ કરીને વર્ણવવામાં આવે છે અને અનુરૂપ તાપમાન ઢાળ સમીકરણ (એડિયાબેટિક સંવહન માટે) છેઃ જ્યાં એડિયાબેટિક સૂચકાંક છે, જે ગેસમાં ચોક્કસ ગરમીનો ગુણોત્તર છે. (સંપૂર્ણ આયનીકૃત આદર્શ વાયુ માટે,.) સૂર્યના સંવહન ક્ષેત્રના પાયાની નજીક, સંવહન એડિયાબેટિક છે, પરંતુ સૂર્યની સપાટીની નજીક, સંવહન એડિયાબેટિક નથી. નજીકની સપાટીના સંવહનનું સિમ્યુલેશન વાતાવરણમાં કિરણોત્સર્ગી સ્થાનાંતરણને ધ્યાનમાં રાખીને, વિગતવાર ત્રિ-પરિમાણીય અને સમય-આધારિત હાઇડ્રોડાયનેમિકલ સિમ્યુલેશન દ્વારા સંવહન ક્ષેત્રના સૌથી ઉપરના ભાગનું વધુ વાસ્તવિક વર્ણન શક્ય છે. આવા સિમ્યુલેશન સૌર ગ્રાન્યુલેશનના અવલોકન કરેલ સપાટી માળખાને સફળતાપૂર્વક પુનઃઉત્પાદિત કરે છે, તેમજ સૌર કિરણોત્સર્ગી વર્ણપટમાં રેખાઓની વિગતવાર રૂપરેખાઓ, તોફાનના પેરામેટ્રીઝ્ડ મોડેલ્સના ઉપયોગ વિના. સિમ્યુલેશન માત્ર સૌર ત્રિજ્યાના ખૂબ જ નાના ભાગને આવરી લે છે, અને દેખીતી રીતે સામાન્ય સૌર મોડેલિંગમાં શામેલ થવામાં ઘણો સમય લે છે. મિશ્રણ-લંબાઈના વર્ણન પર આધારિત મોડેલ દ્વારા સંવહન ક્ષેત્રના એડિયાબેટિક ભાગ દ્વારા સરેરાશ સિમ્યુલેશનનું એક્સ્ટ્રાપોલેશન દર્શાવે છે કે સિમ્યુલેશન દ્વારા આગાહી કરાયેલ એડિયાબેટ આવશ્યકપણે સૌર સંવહન ક્ષેત્રની ઊંડાઈ સાથે સુસંગત હતું જે હેલિયોસિસમોલોજી દ્વારા નક્કી કરવામાં આવ્યું હતું. નજીકની સપાટીના સંવહનના આંકડાકીય અનુકરણો પર આધારિત અશાંત દબાણ અને ગતિ ઊર્જાની અસરો સહિત મિશ્રણ-લંબાઈ સિદ્ધાંતનું વિસ્તરણ વિકસાવવામાં આવ્યું છે. આ વિભાગ ક્રિસ્ટેનસન-ડાલ્સગાર્ડની હેલિયોસિસમોલોજીની સમીક્ષા, પ્રકરણ IV પરથી સ્વીકારવામાં આવ્યો છે. સ્થિતિના સમીકરણો તારાકીય માળખાના વિભેદક સમીકરણોના આંકડાકીય ઉકેલ માટે દબાણ, અપારદર્શકતા અને ઊર્જા ઉત્પાદન દર માટે સ્થિતિના સમીકરણોની જરૂર પડે છે, જે તારાકીય માળખામાં વર્ણવેલ છે, જે આ ચલોને ઘનતા, તાપમાન અને રચના સાથે સંબંધિત કરે છે. હેલિયોસિસમોલોજી એ સૂર્યમાં તરંગના ઓસિલેશનનો અભ્યાસ છે. સૂર્ય દ્વારા આ તરંગોના પ્રસારમાં ફેરફારો આંતરિક રચનાઓ દર્શાવે છે અને ખગોળશાસ્ત્રીઓને સૂર્યની આંતરિક પરિસ્થિતિઓની અત્યંત વિગતવાર રૂપરેખાઓ વિકસાવવાની મંજૂરી આપે છે. ખાસ કરીને, સૂર્યના બાહ્ય સ્તરોમાં સંવહન ક્ષેત્રનું સ્થાન માપી શકાય છે, અને સૂર્યના મૂળ વિશેની માહિતી, સૌથી જૂના ઉલ્કાઓથી સૂર્યની ઉંમરનું અનુમાન કરવાની પદ્ધતિથી સ્વતંત્ર રીતે, સૂર્યની ઉંમરની ગણતરી કરવા માટે, એસએસએમનો ઉપયોગ કરીને એક પદ્ધતિ પ્રદાન કરે છે. એસએસએમને કેવી રીતે શુદ્ધ કરી શકાય તેનું આ બીજું ઉદાહરણ છે. ન્યુટ્રિનો ઉત્પાદન હાઇડ્રોજન સૂર્યમાં વિવિધ ક્રિયાપ્રતિક્રિયાઓ દ્વારા હિલીયમમાં જોડાય છે. મોટાભાગના ન્યુટ્રિનો પીપી સાંકળ દ્વારા ઉત્પન્ન થાય છે, એક પ્રક્રિયા જેમાં ચાર પ્રોટોનને જોડીને બે પ્રોટોન, બે ન્યુટ્રોન, બે પોઝિટ્રોન અને બે ઇલેક્ટ્રોન ન્યુટ્રિનો ઉત્પન્ન થાય છે. ન્યુટ્રિનો પણ સી. એન. ઓ. ચક્ર દ્વારા ઉત્પન્ન થાય છે, પરંતુ તે પ્રક્રિયા અન્ય તારાઓની તુલનામાં સૂર્યમાં નોંધપાત્ર રીતે ઓછી મહત્વપૂર્ણ છે. સૂર્યમાં ઉત્પન્ન થતા મોટાભાગના ન્યુટ્રિનો પીપી સાંકળના પ્રથમ પગલાથી આવે છે પરંતુ તેમની ઊર્જા એટલી ઓછી છે (<0.425 MeV) કે તેમને શોધવાનું ખૂબ જ મુશ્કેલ છે. પીપી સાંકળની એક દુર્લભ બાજુ શાખા આશરે 15 એમઇવીની મહત્તમ ઊર્જા સાથે "બોરોન-8" ન્યુટ્રિનો ઉત્પન્ન કરે છે, અને આ શોધવા માટે સૌથી સરળ ન્યુટ્રિનો છે. પીપી સાંકળમાં ખૂબ જ દુર્લભ ક્રિયાપ્રતિક્રિયા "હેપ" ન્યુટ્રિનો ઉત્પન્ન કરે છે, જે સૂર્ય દ્વારા ઉત્પન્ન થવાની આગાહી કરાયેલ સૌથી વધુ ઊર્જા ધરાવતા ન્યુટ્રિનો છે. તેમની મહત્તમ ઊર્જા લગભગ 18 એમ. ઇ. વી. હોવાની આગાહી કરવામાં આવી છે. ઉપર વર્ણવેલ તમામ ક્રિયાપ્રતિક્રિયાઓ ઊર્જાના વર્ણપટ સાથે ન્યુટ્રિનો ઉત્પન્ન કરે છે. 7બીનું ઇલેક્ટ્રોન કેપ્ચર લગભગ 0.862 MeV (~90%) અથવા 0.384 MeV (~10%) પર ન્યુટ્રિનો ઉત્પન્ન કરે છે. ન્યુટ્રિનોની શોધ અન્ય કણો સાથે ન્યુટ્રિનોની ક્રિયાપ્રતિક્રિયાની નબળાઈનો અર્થ એ છે કે સૂર્યના કેન્દ્રમાં ઉત્પન્ન થતા મોટાભાગના ન્યુટ્રિનો શોષાયા વિના સૂર્યમાંથી પસાર થઈ શકે છે. તેથી, આ ન્યુટ્રિનોને શોધીને સૂર્યના કેન્દ્રનું સીધું નિરીક્ષણ કરવું શક્ય છે. કોસ્મિક ન્યુટ્રિનોને સફળતાપૂર્વક શોધવાનો પ્રથમ પ્રયોગ રે ડેવિસનો ક્લોરિન પ્રયોગ હતો, જેમાં પર્ક્લોરોઇથિલિનની વિશાળ ટાંકીમાં ક્લોરિનના કેન્દ્રકના કિરણોત્સર્ગી આર્ગોનમાં રૂપાંતરનું નિરીક્ષણ કરીને ન્યુટ્રિનોને શોધી કાઢવામાં આવ્યા હતા. આ ન્યુટ્રિનો માટે અપેક્ષિત પ્રતિક્રિયા ચેનલ હતી, પરંતુ માત્ર આર્ગોન ક્ષયની સંખ્યાની ગણતરી કરવામાં આવી હોવાથી, તે કોઈ દિશાસૂચક માહિતી આપતી ન હતી, જેમ કે ન્યુટ્રિનો ક્યાંથી આવ્યા હતા. આ પ્રયોગમાં તે સમયના પ્રમાણભૂત સૌર મોડેલ દ્વારા આગાહી કરવામાં આવી હતી તેટલા લગભગ 1/3 જેટલા ન્યુટ્રિનો મળી આવ્યા હતા, અને આ સમસ્યા સૌર ન્યુટ્રિનો સમસ્યા તરીકે જાણીતી બની હતી. જ્યારે હવે તે જાણીતું છે કે ક્લોરિન પ્રયોગમાં ન્યુટ્રિનો મળી આવ્યા હતા, તે સમયે કેટલાક ભૌતિકશાસ્ત્રીઓ આ પ્રયોગ અંગે શંકાસ્પદ હતા, મુખ્યત્વે કારણ કે તેઓ આવી રેડિયોકેમિકલ તકનીકો પર વિશ્વાસ કરતા ન હતા. ન્યુટ્રિનો-ઇલેક્ટ્રોન સ્થિતિસ્થાપક સ્કેટરિંગ દ્વારા ન્યુટ્રિનોને શોધવા માટે પૂરતી ઓછી ઊર્જા થ્રેશોલ્ડ સાથે વોટર ચેરેંકોવ ડિટેક્ટર, કામિઓકાંડે-II પ્રયોગ દ્વારા સૌર ન્યુટ્રિનોની સ્પષ્ટ શોધ પૂરી પાડવામાં આવી હતી. સ્થિતિસ્થાપક સ્કેટરિંગ ક્રિયાપ્રતિક્રિયામાં પ્રતિક્રિયાના બિંદુમાંથી બહાર આવતા ઇલેક્ટ્રોન એ દિશામાં ભારપૂર્વક નિર્દેશ કરે છે કે ન્યુટ્રિનો સૂર્યથી દૂર મુસાફરી કરી રહ્યો હતો. સૂર્ય તરફ "પાછું નિર્દેશ" કરવાની આ ક્ષમતા એ પ્રથમ નિર્ણાયક પુરાવો હતો કે સૂર્ય કેન્દ્રમાં પરમાણુ ક્રિયાપ્રતિક્રિયાઓ દ્વારા સંચાલિત છે. જ્યારે કામિઓકાંડે-2માં જોવા મળેલા ન્યુટ્રિનો સ્પષ્ટ રીતે સૂર્યમાંથી હતા, ત્યારે તે સમયના સિદ્ધાંતની સરખામણીમાં ન્યુટ્રિનોની ક્રિયાપ્રતિક્રિયાનો દર ફરીથી દબાવી દેવામાં આવ્યો હતો. આનાથી પણ ખરાબ બાબત એ છે કે, કામિઓકાંડે-2 પ્રયોગમાં ક્લોરિન પ્રયોગના 1/3 ને બદલે અનુમાનિત પ્રવાહનો લગભગ 1/2 ભાગ માપવામાં આવ્યો હતો. સૌર ન્યુટ્રિનો સમસ્યાનું સમાધાન આખરે સડબરી ન્યુટ્રિનો ઓબ્ઝર્વેટરી (એસ. એન. ઓ.) દ્વારા પ્રાયોગિક રીતે નક્કી કરવામાં આવ્યું હતું. રેડિયોકેમિકલ પ્રયોગો માત્ર ઇલેક્ટ્રોન ન્યુટ્રિનો પ્રત્યે સંવેદનશીલ હતા, અને પાણીના સેરેન્કોવ પ્રયોગોમાં સિગ્નલમાં ઇલેક્ટ્રોન ન્યુટ્રિનો સિગ્નલનું પ્રભુત્વ હતું. તેનાથી વિપરીત, એસ. એન. ઓ. પ્રયોગમાં ત્રણેય ન્યુટ્રિનો સ્વાદો પ્રત્યે સંવેદનશીલતા હતી. ઇલેક્ટ્રોન ન્યુટ્રિનો અને કુલ ન્યુટ્રિનો ફ્લક્સને એક સાથે માપવાથી પ્રયોગ દર્શાવે છે કે દમન એમએસડબલ્યુ અસરને કારણે હતું, ઇલેક્ટ્રોન ન્યુટ્રિનોને તેમની શુદ્ધ સ્વાદની સ્થિતિમાંથી બીજા ન્યુટ્રિનો માસ આઇગેનસ્ટેટમાં રૂપાંતરિત કરવામાં આવ્યા હતા કારણ કે તેઓ સૂર્યની બદલાતી ઘનતાને કારણે પડઘોમાંથી પસાર થયા હતા. પ્રતિધ્વનિ ઊર્જા આધારિત છે, અને 2MeV નજીક "ચાલુ" થાય છે. વોટર સેરેન્કોવ ડિટેક્ટર્સ માત્ર 5MeVથી ઉપરના ન્યુટ્રિનોને શોધી કાઢે છે, જ્યારે રેડિયોકેમિકલ પ્રયોગો ઓછી ઊર્જા (ક્લોરિન માટે 0.8MeV, ગેલિયમ માટે 0.2MeV) પ્રત્યે સંવેદનશીલ હતા, અને આ બે પ્રકારના પ્રયોગોમાં અવલોકન કરાયેલા ન્યુટ્રિનો દરમાં તફાવતનો સ્રોત હોવાનું બહાર આવ્યું છે. પ્રોટોન-પ્રોટોન સાંકળ હેપ ન્યુટ્રિનો (આગામી બિંદુ) સિવાય પ્રોટોન-પ્રોટોન સાંકળ પ્રતિક્રિયા (પીપી ન્યુટ્રિનો) માંથી તમામ ન્યુટ્રિનો મળી આવ્યા છે. ત્રણ તકનીકો અપનાવવામાં આવી છેઃ હોમસ્ટેક, ગેલેક્સ, જી. એન. ઓ. અને સેજ દ્વારા ઉપયોગમાં લેવાતી રેડિયોકેમિકલ તકનીક ન્યુટ્રિનો ફ્લક્સને લઘુત્તમ ઊર્જાથી ઉપર માપવા માટે માન્ય છે. ડિટેક્ટર એસ. એન. ઓ. એ ડ્યુટેરિયમ પર સ્કેટરિંગનો ઉપયોગ કર્યો હતો જેણે ઘટનાઓની ઊર્જાને માપવાની મંજૂરી આપી હતી, જેનાથી અનુમાનિત એસ. એસ. એમ. ન્યુટ્રિનો ઉત્સર્જનના એક ઘટકની ઓળખ થઈ હતી. છેવટે, કામિઓકાંડે, સુપર-કામિઓકાંડે, એસ. એન. ઓ., બોરેક્સિનો અને કામલેન્ડે ઇલેક્ટ્રોન પર સ્થિતિસ્થાપક સ્કેટરિંગનો ઉપયોગ કર્યો, જે ન્યુટ્રિનો ઊર્જાના માપનને મંજૂરી આપે છે. બોરોન8 ન્યુટ્રિનોને કામિઓકાંડે, સુપર-કામિઓકાંડે, એસ. એન. ઓ., બોરેક્સિનો, કામલેન્ડ દ્વારા જોવામાં આવ્યા છે. બેરિલિયમ 7, પેપ અને પી. પી. ન્યુટ્રિનો માત્ર બોરેક્સિનો દ્વારા જ જોવામાં આવ્યા છે. એચ. ઇ. પી. ન્યુટ્રિનો બોરોન-8 ન્યુટ્રિનોની સરખામણીમાં તેમના નાના પ્રવાહને કારણે હજુ સુધી સૌથી વધુ ઊર્જા ધરાવતા ન્યુટ્રિનો જોવા મળ્યા નથી, અત્યાર સુધી પ્રવાહ પર માત્ર મર્યાદા મૂકવામાં આવી છે. એસએસએમ દ્વારા આગાહી કરાયેલા પ્રવાહનું નિરીક્ષણ કરવા માટે હજી સુધી કોઈ પણ પ્રયોગમાં પૂરતી સંવેદનશીલતા નથી. સૌર ઊર્જા ઉત્પાદનના સી. એન. ઓ. ચક્રમાંથી સી. એન. ઓ. ચક્ર ન્યુટ્રિનો-એટલે કે સી. એન. ઓ.-ન્યુટ્રિનો-પણ 1 એમ. ઇ. વી. ની નીચે અવલોકનક્ષમ ઘટનાઓ પ્રદાન કરે તેવી અપેક્ષા છે. પ્રાયોગિક ઘોંઘાટ (પૃષ્ઠભૂમિ) ને કારણે તેઓ હજુ સુધી અવલોકન કરવામાં આવ્યા નથી. અલ્ટ્રા-પ્યોર સિન્ટિલેટર ડિટેક્ટર્સમાં એસએસએમ દ્વારા આગાહી કરાયેલા પ્રવાહની તપાસ કરવાની ક્ષમતા છે. આ શોધ બોરેક્સિનોમાં પહેલેથી જ શક્ય હોઈ શકે છે; આગામી વૈજ્ઞાનિક પ્રસંગો SNO + માં હશે અને, લાંબા ગાળે, LENA અને JUNO માં, ત્રણ ડિટેક્ટર્સ મોટા હશે પરંતુ બોરેક્સિનોના સમાન સિદ્ધાંતોનો ઉપયોગ કરશે. બોરેક્સિનો સહયોગે પુષ્ટિ કરી છે કે સી. એન. ઓ. ચક્ર સૂર્યના કેન્દ્રમાં ઊર્જા ઉત્પાદનમાં 1 ટકા હિસ્સો ધરાવે છે. ભવિષ્યના પ્રયોગો જ્યારે રેડિયોકેમિકલ પ્રયોગોએ અમુક અર્થમાં pp અને Be7 ન્યુટ્રિનોનું નિરીક્ષણ કર્યું છે ત્યારે તેઓએ માત્ર અભિન્ન પ્રવાહોને માપ્યા છે. સૌર ન્યુટ્રિનો પ્રયોગોની "હોલી ગ્રેઇલ" એક ડિટેક્ટર સાથે Be7 ન્યુટ્રિનોને શોધી કાઢશે જે વ્યક્તિગત ન્યુટ્રિનો ઊર્જા પ્રત્યે સંવેદનશીલ છે. આ પ્રયોગ એમએસડબલ્યુ અસરના ટર્ન-ઓનની શોધ કરીને એમએસડબલ્યુ પૂર્વધારણાનું પરીક્ષણ કરશે. કેટલાક વિદેશી મોડેલો હજુ પણ સૌર ન્યુટ્રિનો ખાધને સમજાવવા માટે સક્ષમ છે, તેથી એમએસડબલ્યુ ચાલુ થવાનું નિરીક્ષણ, અસરકારક રીતે, આખરે સૌર ન્યુટ્રિનો સમસ્યાનું સમાધાન કરશે. મુખ્ય તાપમાનની આગાહી બોરોન-8 ન્યુટ્રિનોના પ્રવાહ સૂર્યના કેન્દ્રના તાપમાન પ્રત્યે અત્યંત સંવેદનશીલ હોય છે. આ કારણોસર, બોરોન-8 ન્યુટ્રિનો ફ્લક્સના ચોક્કસ માપનનો ઉપયોગ સૂર્યના કેન્દ્રના તાપમાનના માપન તરીકે પ્રમાણભૂત સૌર મોડેલના માળખામાં થઈ શકે છે. આ અંદાજ ફિઓરેન્ટિની અને રિક્કી દ્વારા પ્રથમ એસ. એન. ઓ. પરિણામો પ્રકાશિત થયા પછી કરવામાં આવ્યો હતો, અને તેઓએ 5.0 ×106/સે. મી. 2· સે. ના નિર્ધારિત ન્યુટ્રિનો પ્રવાહમાંથી તાપમાન મેળવ્યું હતું. સૂર્યની સપાટી પર લિથિયમમાં ઘટાડો સૂર્યના ઉત્ક્રાંતિના તારાઓના નમૂનાઓ લિથિયમ (Li) સિવાય સૌર સપાટીની રાસાયણિક વિપુલતાની ખૂબ સારી આગાહી કરે છે. સૂર્ય પર લીની સપાટીની વિપુલતા પ્રોટોસોલર મૂલ્ય કરતાં 140 ગણી ઓછી છે. સૂર્યના જન્મ સમયે આદિકાળની વિપુલતા), છતાં સપાટીના સંવહન ક્ષેત્રના પાયા પરનું તાપમાન એટલું ગરમ નથી કે તે બળી શકે-અને તેથી-લી. આને સૌર લિથિયમ સમસ્યા તરીકે ઓળખવામાં આવે છે. સૂર્યની જેમ જ વય, દળ અને ધાતુના સૌર-પ્રકારનાં તારાઓમાં લીની વિપુલતાની વિશાળ શ્રેણી જોવા મળે છે. અવલોકન કરાયેલા ગ્રહો (એક્સોપ્લેનેટ્સ) સાથે અથવા વગરના આ પ્રકારના તારાઓના નિષ્પક્ષ નમૂનાના અવલોકનો દર્શાવે છે કે જાણીતા ગ્રહ ધરાવતા તારાઓમાં આદિકાળની લી વિપુલતાના એક ટકા કરતાં પણ ઓછા છે, અને બાકીના અડધા ભાગમાં લી કરતા દસ ગણા વધારે છે. એવી ધારણા કરવામાં આવે છે કે ગ્રહોની હાજરી મિશ્રણની માત્રામાં વધારો કરી શકે છે અને સંવહન ક્ષેત્રને એટલી હદે ઊંડું કરી શકે છે કે લી ને બાળી શકાય છે. આ માટે સંભવિત પદ્ધતિ એ છે કે ગ્રહો તારાની કોણીય ગતિ ઉત્ક્રાંતિને અસર કરે છે, આમ ગ્રહો વિનાના સમાન તારાઓની તુલનામાં તારાનું પરિભ્રમણ બદલાય છે; સૂર્ય તેના પરિભ્રમણને ધીમું કરે છે. મોડેલિંગમાં ક્યાં અને ક્યારે ખામી છે તે શોધવા માટે વધુ સંશોધનની જરૂર છે. આધુનિક સૂર્યના આંતરિક ભાગની હેલિયોઝિસ્મિક ચકાસણીઓની ચોકસાઈને ધ્યાનમાં રાખીને, પ્રોટોસ્ટેલર સૂર્યના મોડેલિંગને સમાયોજિત કરવાની જરૂર છે. પ્રોટોસ્ટાર સંદર્ભો બાહ્ય કડીઓ ડેવિડ ગ્યુન્થર સોલર મોડલ્સ દ્વારા એસએસએમનું વર્ણનઃ જ્હોન એન. બાહકોલ દ્વારા એક ઐતિહાસિક ઝાંખી એસ્ટ્રોફિઝિક્સ કન્સેપ્ચ્યુઅલ મોડલ્સ સન સ્ટેલર ઇવોલ્યુશન