Standard solar model
நிலையான சூரிய மாதிரி (எஸ். எஸ். எம்) என்பது சூரியனை ஒரு கோள வாயு பந்தாக கணித சிகிச்சையாகும் (அயனியாக்கத்தின் மாறுபட்ட நிலைகளில், ஆழமான உட்புறத்தில் உள்ள ஹைட்ரஜன் முற்றிலும் அயனியாக்கப்பட்ட பிளாஸ்மாவாக உள்ளது). இந்த மாதிரி, தொழில்நுட்ப ரீதியாக ஒரு நட்சத்திரத்தின் கோள சமச்சீர் அரை-நிலையான மாதிரி, அடிப்படை இயற்பியல் கொள்கைகளிலிருந்து பெறப்பட்ட பல வேறுபட்ட சமன்பாடுகளால் விவரிக்கப்படும் விண்மீன் கட்டமைப்பைக் கொண்டுள்ளது. இந்த மாதிரி எல்லை நிலைமைகளால் கட்டுப்படுத்தப்படுகிறது, அதாவது சூரியனின் ஒளிரும் தன்மை, ஆரம், வயது மற்றும் கலவை ஆகியவை நன்கு தீர்மானிக்கப்படுகின்றன. சூரியனின் வயதை நேரடியாக அளவிட முடியாது; அதை மதிப்பிடுவதற்கான ஒரு வழி பழமையான விண்கற்களின் வயது மற்றும் சூரிய மண்டலத்தின் பரிணாம வளர்ச்சியின் மாதிரிகள் ஆகும். நவீனகால சூரியனின் ஒளி மண்டலத்தில் உள்ள கலவையானது, நிறை அடிப்படையில், 74.9% ஹைட்ரஜன் மற்றும் 23.8% ஹீலியம் ஆகும். வானியலில் உலோகங்கள் என்று அழைக்கப்படும் அனைத்து கனமான தனிமங்களும் வெகுஜனத்தில் 2 சதவீதத்திற்கும் குறைவாகவே உள்ளன. விண்மீன் பரிணாமக் கோட்பாட்டின் செல்லுபடியை சோதிக்க எஸ். எஸ். எம் பயன்படுத்தப்படுகிறது. உண்மையில், விண்மீன் பரிணாம மாதிரியின் இரண்டு இலவச அளவுருக்களைத் தீர்மானிப்பதற்கான ஒரே வழி, ஹீலியம் மிகுதியும் கலப்பு நீள அளவுருவும் (சூரியனில் வெப்பச்சலனத்தை மாதிரியாகப் பயன்படுத்தப்படுகிறது), எஸ். எஸ். எம் ஐ கவனிக்கப்பட்ட சூரியனுக்கு "பொருந்தும்" வகையில் சரிசெய்வதாகும். ஒரு அளவீடு செய்யப்பட்ட சூரிய மாதிரி ஒரு நட்சத்திரம் பூஜ்ஜிய வயதில் (புரோட்டோஸ்டெல்லார்) கருதப்படுகிறது, அது ஒரு ஒரே மாதிரியான கலவையைக் கொண்டிருப்பதாகக் கருதப்படும்போது, அதன் பெரும்பாலான ஒளிரும் தன்மையை அணு எதிர்வினைகளிலிருந்து பெறத் தொடங்குகிறது (எனவே வாயு மற்றும் தூசி மேகத்திலிருந்து சுருக்கத்தின் காலத்தை புறக்கணிக்கிறது). எஸ்எஸ்எம் பெற, பூஜ்ஜிய வயதில் ஒரு சூரிய நிறை () விண்மீன் மாதிரி சூரியனின் வயதிற்கு எண்ணியல் ரீதியாக உருவாக்கப்பட்டது. பூஜ்ஜிய வயது சூரிய மாதிரியில் உள்ள தனிமங்களின் மிகுதியானது ஆரம்பகால விண்கற்களிலிருந்து மதிப்பிடப்படுகிறது. இந்த ஏராளமான தகவல்களுடன், பூஜ்ஜிய வயது ஒளிரும் தன்மை (இன்றைய சூரியனின் ஒளிரும் தன்மை போன்றவை) பற்றிய ஒரு நியாயமான யூகம் பின்னர் ஒரு மறு செய்கை செயல்முறையால் மாதிரியின் சரியான மதிப்பாக மாற்றப்படுகிறது, மேலும் மாதிரி முழுவதும் வெப்பநிலை, அழுத்தம் மற்றும் அடர்த்தி ஆகியவை நட்சத்திர கட்டமைப்பின் சமன்பாடுகளை எண்ணியல் ரீதியாக தீர்ப்பதன் மூலம் கணக்கிடப்படுகின்றன. இந்த மாதிரி பின்னர் சூரியனின் வயது வரை எண்ணியல் ரீதியாக உருவாகிறது. சூரியனின் ஒளிரும் தன்மை, மேற்பரப்பு மிகுதிகள் போன்றவற்றின் அளவிடப்பட்ட மதிப்புகளிலிருந்து ஏதேனும் முரண்பாடு இருந்தால். பின்னர் மாதிரியை செம்மைப்படுத்த பயன்படுத்தப்படலாம். உதாரணமாக, சூரியன் உருவானதிலிருந்து, சில ஹீலியம் மற்றும் கனமான தனிமங்கள் ஒளி மண்டலத்திலிருந்து பரவுவதன் மூலம் குடியேறியுள்ளன. இதன் விளைவாக, சூரிய ஒளிமண்டலத்தில் இப்போது புரோட்டோஸ்டெல்லார் ஒளிமண்டலத்தில் இருந்ததை விட 87 சதவீதம் ஹீலியம் மற்றும் கனமான கூறுகள் உள்ளன; புரோட்டோஸ்டெல்லார் சூரிய ஒளிமண்டலத்தில் ஹைட்ரஜன், ஹீலியம் மற்றும் 1.5 சதவீதம் உலோகங்கள் உள்ளன. மிகவும் துல்லியமான மாதிரிக்கு பரவுவதன் மூலம் கனமான-உறுப்பு குடியேற்றத்தின் அளவீடு தேவைப்படுகிறது. விண்மீன் அமைப்பு சமன்பாடுகளின் எண் மாதிரியாக்கம் விண்மீன் கட்டமைப்பின் வேறுபட்ட சமன்பாடுகள், ஹைட்ரோஸ்டேடிக் சமநிலை சமன்பாடு போன்றவை எண்ணியல் ரீதியாக ஒருங்கிணைக்கப்படுகின்றன. வேறுபட்ட சமன்பாடுகள் வேறுபட்ட சமன்பாடுகளால் தோராயமாக மதிப்பிடப்படுகின்றன. இந்த நட்சத்திரம் கோள சமச்சீர் குண்டுகளால் ஆனது என்று கற்பனை செய்யப்படுகிறது மற்றும் நிலைச் சமன்பாடுகளைப் பயன்படுத்தி வரையறுக்கப்பட்ட படிகளில் மேற்கொள்ளப்படும் எண் ஒருங்கிணைப்பு, அடர்த்தி, வெப்பநிலை மற்றும் கலவை ஆகியவற்றின் அடிப்படையில் அழுத்தம், ஒளிபுகா தன்மை மற்றும் ஆற்றல் உற்பத்தி விகிதத்திற்கான உறவுகளை வழங்குகிறது. புரோட்டான்-புரோட்டான் சங்கிலியால் ஹைட்ரஜன் கருக்களை ஹீலியம் கருக்களாக மாற்றுவதன் மூலமும், (அதிக பெரிய நட்சத்திரங்களை விட சூரியனில் குறைந்த அளவிற்கு) சிஎன்ஓ சுழற்சியின் மூலமும் சூரியனின் மையத்தில் உள்ள சூரிய அணு எதிர்வினைகளின் பரிணாமம் அதன் கலவையை மாற்றுகிறது. இது சூரியனின் மையத்தில் சராசரி மூலக்கூறு எடையை அதிகரிக்கிறது, இது அழுத்தம் குறைவதற்கு வழிவகுக்கும். இது முக்கிய ஒப்பந்தங்களாக நடக்காது. வைரியல் தேற்றத்தின் படி, இந்த சுருக்கத்தால் வெளியிடப்படும் ஈர்ப்பு விசை ஆற்றலின் பாதி மையத்தின் வெப்பநிலையை உயர்த்துவதை நோக்கி செல்கிறது, மற்ற பாதி கதிர்வீச்சு செய்யப்படுகிறது. வெப்பநிலையில் இந்த அதிகரிப்பு அழுத்தத்தை அதிகரிக்கிறது மற்றும் ஹைட்ரோஸ்டேடிக் சமநிலையின் சமநிலையை மீட்டெடுக்கிறது. சூரியனின் ஒளிரும் தன்மை வெப்பநிலை உயர்வால் அதிகரிக்கிறது, இது அணு எதிர்வினைகளின் விகிதத்தை அதிகரிக்கிறது. அதிகரித்த வெப்பநிலை மற்றும் அழுத்த சாய்வுகளை ஈடுசெய்ய வெளிப்புற அடுக்குகள் விரிவடைகின்றன, எனவே ஆரமும் அதிகரிக்கிறது. எந்த நட்சத்திரமும் முற்றிலும் நிலையானதாக இல்லை, ஆனால் நட்சத்திரங்கள் நீண்ட காலத்திற்கு முக்கிய வரிசையில் (மையத்தில் ஹைட்ரஜனை எரிப்பது) உள்ளன. சூரியனைப் பொறுத்தவரை, இது சுமார் 4.6 பில்லியன் ஆண்டுகளாக முக்கிய வரிசையில் உள்ளது, மேலும் சுமார் 6.5 பில்லியன் ஆண்டுகளில் சுமார் 11 பில்லியன் (1010) ஆண்டுகளின் மொத்த முக்கிய வரிசை வாழ்க்கைக்கு ஒரு சிவப்பு ராட்சதனாக மாறும். எனவே நிலையான நிலையின் அனுமானம் ஒரு நல்ல தோராயமாகும். எளிமையைப் பொறுத்தவரை, விண்மீன் அமைப்பு சமன்பாடுகள் வெளிப்படையான நேர சார்பு இல்லாமல் எழுதப்படுகின்றன, ஒளிரும் சாய்வு சமன்பாட்டைத் தவிரஃ இங்கே ஒளிரும் தன்மை, ஒரு யூனிட் வெகுஜனத்திற்கு அணு ஆற்றல் உற்பத்தி விகிதம் மற்றும் நியூட்ரினோ உமிழ்வு காரணமாக ஒளிரும் தன்மை (மற்ற அளவுகளுக்கு கீழே காண்க). முக்கிய வரிசையில் சூரியனின் மெதுவான பரிணாமம் பின்னர் அணு இனங்களின் மாற்றத்தால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது (முக்கியமாக ஹைட்ரஜன் நுகரப்படுகிறது மற்றும் ஹீலியம் உற்பத்தி செய்யப்படுகிறது). பல்வேறு அணு எதிர்வினைகளின் விகிதங்கள் அதிக ஆற்றல்களில் உள்ள துகள் இயற்பியல் சோதனைகளிலிருந்து மதிப்பிடப்படுகின்றன, அவை விண்மீன் உட்புறங்களின் குறைந்த ஆற்றல்களுக்கு மீண்டும் விரிவுபடுத்தப்படுகின்றன (சூரியன் ஹைட்ரஜனை மெதுவாக எரிக்கிறது). வரலாற்று ரீதியாக, அணு எதிர்வினை விகிதங்களில் உள்ள பிழைகள் விண்மீன் மாதிரியில் பிழையின் மிகப்பெரிய ஆதாரங்களில் ஒன்றாகும். அணு இனங்களின் மாறுபட்ட மிகுதிகளை (பொதுவாக வெகுஜன பின்னத்தால்) கணக்கிட கணினிகள் பயன்படுத்தப்படுகின்றன. ஒரு குறிப்பிட்ட இனங்கள் உற்பத்தி விகிதம் மற்றும் அழிவு விகிதத்தைக் கொண்டிருக்கும், எனவே காலப்போக்கில், வெப்பநிலை மற்றும் அடர்த்தியின் மாறுபட்ட நிலைமைகளில் அதன் மிகுதியைக் கணக்கிட இரண்டும் தேவைப்படுகின்றன. பல அணு இனங்கள் இருப்பதால், அனைத்து மிகுதிகளும் எவ்வாறு ஒன்றாக வேறுபடுகின்றன என்பதைக் கண்காணிக்க கணினிமயமாக்கப்பட்ட எதிர்வினை நெட்வொர்க் தேவைப்படுகிறது. வோக்ட்-ரஸ்ஸல் தேற்றத்தின்படி, ஒரு நட்சத்திரம் முழுவதும் உள்ள நிறை மற்றும் கலவை அமைப்பு அதன் ஆரம், ஒளிரும் தன்மை மற்றும் உள் அமைப்பு மற்றும் அதன் அடுத்தடுத்த பரிணாம வளர்ச்சியை தனித்துவமாக தீர்மானிக்கிறது (இருப்பினும் இந்த "தேற்றம்" விண்மீன் பரிணாமத்தின் மெதுவான, நிலையான கட்டங்களுக்கு மட்டுமே பொருந்தும் நோக்கம் கொண்டது மற்றும் நிச்சயமாக நிலைகள் மற்றும் விரைவான பரிணாம நிலைகளுக்கு இடையிலான மாற்றங்களுக்கு பொருந்தாது). காலப்போக்கில் அணு உயிரினங்களின் மாறுபட்ட மிகுதிகளைப் பற்றிய தகவல்கள், நிலையின் சமன்பாடுகளுடன், போதுமான சிறிய நேர அதிகரிப்புகளை எடுத்துக்கொள்வதன் மூலமும், ஒவ்வொரு கட்டத்திலும் நட்சத்திரத்தின் தனித்துவமான உள் கட்டமைப்பைக் கண்டறிய மறு செய்கையைப் பயன்படுத்துவதன் மூலமும் ஒரு எண் தீர்வுக்கு போதுமானது. நிலையான சூரிய மாதிரியின் நோக்கம் எஸ். எஸ். எம் இரண்டு நோக்கங்களுக்கு உதவுகிறதுஃ சூரியனின் வயதில் சரியான ஒளிரும் தன்மையையும் ஆரத்தையும் கொண்டிருக்க விண்மீன் மாதிரியை கட்டாயப்படுத்துவதன் மூலம் ஹீலியம் மிகுதியாகவும் கலப்பு நீள அளவுருவிற்கும் மதிப்பீடுகளை வழங்குகிறது, இது சுழற்சி, காந்தப்புலங்கள் மற்றும் பரவல் அல்லது வெப்பச்சலனத்தின் சிகிச்சையில் மேம்பாடுகள் போன்ற கூடுதல் இயற்பியலுடன் மிகவும் சிக்கலான மாதிரிகளை மதிப்பீடு செய்ய ஒரு வழியை வழங்குகிறது. துகள் இயற்பியலின் நிலையான மாதிரி மற்றும் நிலையான அண்டவியல் மாதிரியைப் போலவே, தொடர்புடைய புதிய கோட்பாட்டு அல்லது சோதனை இயற்பியல் கண்டுபிடிப்புகளுக்கு பதிலளிக்கும் வகையில் எஸ். எஸ். எம் காலப்போக்கில் மாறுகிறது. சூரியனில் ஆற்றல் போக்குவரத்து சூரிய கட்டுரையில் விவரிக்கப்பட்டுள்ளபடி, சூரியன் ஒரு கதிர்வீச்சு மையத்தையும் ஒரு வெப்பச்சலன வெளிப்புற உறையையும் கொண்டுள்ளது. மையத்தில், அணு எதிர்வினைகள் காரணமாக ஏற்படும் ஒளிரும் தன்மை வெளிப்புற அடுக்குகளுக்கு முக்கியமாக கதிர்வீச்சு மூலம் பரவுகிறது. இருப்பினும், வெளிப்புற அடுக்குகளில் வெப்பநிலை சாய்வு மிகவும் அதிகமாக இருப்பதால் கதிர்வீச்சு போதுமான ஆற்றலை கொண்டு செல்ல முடியாது. இதன் விளைவாக, வெப்ப நெடுவரிசைகள் சூரியனின் மேற்பரப்புக்கு (ஒளிக்கோளம்) சூடான பொருளை எடுத்துச் செல்வதால் வெப்ப வெப்பச்சலனம் ஏற்படுகிறது. மேற்பரப்பில் பொருள் குளிர்ந்தவுடன், கதிர்வீச்சு மண்டலத்தின் மேற்புறத்திலிருந்து அதிக வெப்பத்தைப் பெற, அது வெப்பச்சலன மண்டலத்தின் அடிப்பகுதிக்கு மீண்டும் கீழ்நோக்கி விழுகிறது. ஒரு சூரிய மாதிரியில், விண்மீன் கட்டமைப்பில் விவரிக்கப்பட்டுள்ளபடி, அடர்த்தி, வெப்பநிலை T (r), மொத்த அழுத்தம் (பொருள் மற்றும் கதிர்வீச்சு) P (r), ஒளிரும் தன்மை l (r) மற்றும் ஒரு யூனிட் வெகுஜனத்திற்கு ஆற்றல் உற்பத்தி விகிதம் ε (r) ஒரு கோள ஷெல்லின் தடிமன் dr நட்சத்திரத்தின் மையத்திலிருந்து r தூரத்தில் உள்ளது. ஆற்றலின் கதிர்வீச்சு போக்குவரத்து கதிர்வீச்சு வெப்பநிலை சாய்வு சமன்பாட்டால் விவரிக்கப்படுகிறதுஃ இங்கு κ என்பது பொருளின் ஒளிபுகா தன்மை, σ என்பது ஸ்டீபன்-போல்ட்ஸ்மேன் மாறிலி, மற்றும் போல்ட்ஸ்மேன் மாறிலி ஒன்றுக்கு அமைக்கப்பட்டுள்ளது. கலப்பு நீளக் கோட்பாட்டைப் பயன்படுத்தி வெப்பச்சலனம் விவரிக்கப்படுகிறது மற்றும் அதனுடன் தொடர்புடைய வெப்பநிலை சாய்வு சமன்பாடு (அடிபயாடிக் வெப்பச்சலனத்திற்கு): அடிபயாடிக் குறியீடு எங்கே, வாயுவில் குறிப்பிட்ட வெப்பங்களின் விகிதம். (முழுமையாக அயனியாக்கப்பட்ட இலட்சிய வாயுவுக்கு,.) சூரியனின் வெப்பச்சலன மண்டலத்தின் அடிப்பகுதிக்கு அருகில், வெப்பச்சலனம் அடிபயாடிக் ஆகும், ஆனால் சூரியனின் மேற்பரப்புக்கு அருகில், வெப்பச்சலனம் அடிபயாடிக் அல்ல. மேற்பரப்புக்கு அருகிலுள்ள வெப்பச்சலனத்தின் உருவகப்படுத்துதல்கள் வளிமண்டலத்தில் கதிர்வீச்சு பரிமாற்றத்தை கணக்கில் எடுத்துக்கொண்டு, விரிவான முப்பரிமாண மற்றும் நேரத்தை சார்ந்த ஹைட்ரோடினமிகல் உருவகப்படுத்துதல்கள் மூலம் வெப்பச்சலன மண்டலத்தின் மேல் பகுதியைப் பற்றிய மிகவும் யதார்த்தமான விளக்கம் சாத்தியமாகும். இத்தகைய உருவகப்படுத்துதல்கள் சூரிய கிரானுலேஷனின் கவனிக்கப்பட்ட மேற்பரப்பு கட்டமைப்பையும், சூரிய கதிர்வீச்சு நிறமாலையில் உள்ள கோடுகளின் விரிவான சுயவிவரங்களையும், கொந்தளிப்பின் அளவுரு மாதிரிகளைப் பயன்படுத்தாமல் வெற்றிகரமாக இனப்பெருக்கம் செய்கின்றன. உருவகப்படுத்துதல்கள் சூரிய ஆரத்தின் மிகச் சிறிய பகுதியை மட்டுமே உள்ளடக்கியது, மேலும் பொதுவான சூரிய மாதிரியில் சேர்க்கப்படுவதற்கு மிகவும் நேரத்தை எடுத்துக்கொள்கின்றன. கலப்பு-நீளம் விளக்கத்தின் அடிப்படையில் ஒரு மாதிரியின் மூலம் வெப்பச்சலன மண்டலத்தின் அடியாபாடிக் பகுதியின் மூலம் சராசரி உருவகப்படுத்துதலின் விரிவாக்கம், உருவகப்படுத்துதலால் கணிக்கப்பட்ட அடியாபாட் ஹீலியோசிஸ்மாலஜியிலிருந்து தீர்மானிக்கப்பட்ட சூரிய வெப்பச்சலன மண்டலத்தின் ஆழத்துடன் அடிப்படையில் ஒத்துப்போகிறது என்பதை நிரூபித்தது. மேற்பரப்புக்கு அருகிலுள்ள வெப்பச்சலனத்தின் எண் உருவகப்படுத்துதல்களை அடிப்படையாகக் கொண்ட கொந்தளிப்பான அழுத்தம் மற்றும் இயக்க ஆற்றலின் விளைவுகள் உட்பட கலவை-நீளம் கோட்பாட்டின் விரிவாக்கம் உருவாக்கப்பட்டுள்ளது. இந்த பகுதி ஹீலியோசிஸ்மாலஜி, அத்தியாயம் IV இன் கிறிஸ்டென்சன்-டால்ஸ்கார்ட் மதிப்பாய்விலிருந்து தழுவி எடுக்கப்பட்டுள்ளது. விண்மீன் கட்டமைப்பின் வேறுபட்ட சமன்பாடுகளின் எண் தீர்வுக்கு விண்மீன் கட்டமைப்பில் விவரிக்கப்பட்டுள்ளபடி அழுத்தம், ஒளிபுகா தன்மை மற்றும் ஆற்றல் உற்பத்தி விகிதத்திற்கான நிலை சமன்பாடுகள் தேவைப்படுகின்றன, அவை இந்த மாறிகளை அடர்த்தி, வெப்பநிலை மற்றும் கலவையுடன் தொடர்புபடுத்துகின்றன. ஹீலியோசிஸ்மாலஜி என்பது சூரியனில் அலை அலைவுகளைப் பற்றிய ஆய்வு ஆகும். சூரியனின் வழியாக இந்த அலைகளின் பரப்புதலில் ஏற்படும் மாற்றங்கள் உள் கட்டமைப்புகளை வெளிப்படுத்துகின்றன மற்றும் வானியற்பியலாளர்கள் சூரியனின் உட்புற நிலைமைகளின் மிக விரிவான சுயவிவரங்களை உருவாக்க அனுமதிக்கின்றன. குறிப்பாக, சூரியனின் வெளிப்புற அடுக்குகளில் உள்ள வெப்பச்சலன மண்டலத்தின் இருப்பிடத்தை அளவிட முடியும், மேலும் சூரியனின் மையத்தைப் பற்றிய தகவல்கள் எஸ். எஸ். எம். ஐப் பயன்படுத்தி, சூரியனின் வயதைக் கணக்கிட ஒரு முறையை வழங்குகிறது, இது சூரியனின் வயதை மிக பழமையான விண்கற்களிலிருந்து ஊகிக்கும் முறையிலிருந்து சுயாதீனமாக உள்ளது. எஸ்எஸ்எம் எவ்வாறு சுத்திகரிக்கப்படலாம் என்பதற்கு இது மற்றொரு எடுத்துக்காட்டு. நியூட்ரினோ உற்பத்தி ஹைட்ரஜன் சூரியனில் பல வேறுபட்ட தொடர்புகள் மூலம் ஹீலியத்துடன் இணைக்கப்பட்டுள்ளது. பெரும்பாலான நியூட்ரினோக்கள் pp சங்கிலியின் மூலம் உற்பத்தி செய்யப்படுகின்றன, இதில் நான்கு புரோட்டான்கள் இணைந்து இரண்டு புரோட்டான்கள், இரண்டு நியூட்ரான்கள், இரண்டு பாசிட்ரான்கள் மற்றும் இரண்டு எலக்ட்ரான் நியூட்ரினோக்களை உற்பத்தி செய்கின்றன. நியூட்ரினோக்கள் சிஎன்ஓ சுழற்சியால் உற்பத்தி செய்யப்படுகின்றன, ஆனால் அந்த செயல்முறை மற்ற நட்சத்திரங்களை விட சூரியனில் கணிசமாக குறைவாகவே உள்ளது. சூரியனில் உற்பத்தி செய்யப்படும் பெரும்பாலான நியூட்ரினோக்கள் pp சங்கிலியின் முதல் படியிலிருந்து வருகின்றன, ஆனால் அவற்றின் ஆற்றல் மிகவும் குறைவாக உள்ளது (<0.425 MeV) அவற்றைக் கண்டறிவது மிகவும் கடினம். பிபி சங்கிலியின் ஒரு அரிய பக்க கிளை தோராயமாக 15 மெகாவாட் அதிகபட்ச ஆற்றலுடன் "போரான்-8" நியூட்ரினோக்களை உருவாக்குகிறது, மேலும் இவை கண்டறிய எளிதான நியூட்ரினோக்கள் ஆகும். பிபி சங்கிலியில் மிகவும் அரிதான தொடர்பு "ஹெப்" நியூட்ரினோக்களை உருவாக்குகிறது, இது சூரியனால் உற்பத்தி செய்யப்படும் என்று கணிக்கப்பட்ட மிக உயர்ந்த ஆற்றல் நியூட்ரினோக்கள் ஆகும். அவை அதிகபட்சமாக சுமார் 18 மெகாவாட் ஆற்றலைக் கொண்டிருக்கும் என்று கணிக்கப்பட்டுள்ளது. மேலே விவரிக்கப்பட்ட அனைத்து தொடர்புகளும் ஆற்றல்களின் நிறமாலையுடன் நியூட்ரினோக்களை உருவாக்குகின்றன. 7Be இன் எலக்ட்ரான் பிடிப்பு தோராயமாக 0.862 MeV (~90%) அல்லது 0.384 MeV (~10%) இல் நியூட்ரினோக்களை உருவாக்குகிறது. நியூட்ரினோ கண்டறிதல் மற்ற துகள்களுடனான நியூட்ரினோவின் தொடர்புகளின் பலவீனம் என்பது சூரியனின் மையத்தில் உற்பத்தி செய்யப்படும் பெரும்பாலான நியூட்ரினோக்கள் உறிஞ்சப்படாமல் சூரியனின் வழியாக செல்ல முடியும் என்பதாகும். எனவே, இந்த நியூட்ரினோக்களைக் கண்டறிவதன் மூலம் சூரியனின் மையத்தை நேரடியாகக் கண்காணிக்க முடியும். காஸ்மிக் நியூட்ரினோக்களை வெற்றிகரமாக கண்டறிந்த முதல் சோதனை ரே டேவிஸின் குளோரின் பரிசோதனையாகும், இதில் பெர்குளோரோஎதிலீனின் ஒரு பெரிய தொட்டியில் குளோரின் கருக்கள் கதிரியக்க ஆர்கானாக மாற்றப்படுவதைக் கவனிப்பதன் மூலம் நியூட்ரினோக்கள் கண்டறியப்பட்டன. இது நியூட்ரினோக்களுக்கு எதிர்பார்க்கப்பட்ட ஒரு எதிர்வினை சேனலாக இருந்தது, ஆனால் ஆர்கான் சிதைவுகளின் எண்ணிக்கை மட்டுமே கணக்கிடப்பட்டதால், நியூட்ரினோக்கள் எங்கிருந்து வந்தன என்பது போன்ற எந்த திசை தகவலையும் இது வழங்கவில்லை. அந்த காலத்தின் நிலையான சூரிய மாதிரியால் கணிக்கப்பட்ட அளவுக்கு மூன்றில் ஒரு பங்கு நியூட்ரினோக்களை இந்த சோதனை கண்டறிந்தது, மேலும் இந்த சிக்கல் சூரிய நியூட்ரினோ சிக்கல் என்று அறியப்பட்டது. குளோரின் பரிசோதனை நியூட்ரினோக்களைக் கண்டறிந்ததாக இப்போது அறியப்பட்டாலும், அந்த நேரத்தில் சில இயற்பியலாளர்கள் இந்த பரிசோதனையை சந்தேகித்தனர், முக்கியமாக அவர்கள் அத்தகைய கதிரியக்க வேதியியல் நுட்பங்களை நம்பவில்லை என்பதால். நியூட்ரினோ-எலக்ட்ரான் நெகிழ்ச்சி சிதறல் மூலம் நியூட்ரினோக்களைக் கண்டறிய போதுமான குறைந்த ஆற்றல் வரம்பைக் கொண்ட நீர் செரென்கோவ் டிடெக்டரான காமியோகண்டே-II பரிசோதனையால் சூரிய நியூட்ரினோக்களை சந்தேகத்திற்கு இடமின்றி கண்டறிந்தது. நெகிழ்வான சிதறல் தொடர்புகளில் எதிர்வினை புள்ளியில் இருந்து வெளிவரும் எலக்ட்ரான்கள் நியூட்ரினோ சூரியனில் இருந்து விலகி பயணிக்கும் திசையை வலுவாக சுட்டிக்காட்டுகின்றன. சூரியனை "பின்னோக்கி சுட்டிக்காட்டும்" இந்த திறன், சூரியன் மையத்தில் உள்ள அணுசக்தி தொடர்புகளால் இயக்கப்படுகிறது என்பதற்கான முதல் உறுதியான சான்றாகும். காமியோகண்டே-II இல் காணப்பட்ட நியூட்ரினோக்கள் சூரியனில் இருந்து தெளிவாக வந்திருந்தாலும், நியூட்ரினோ தொடர்புகளின் விகிதம் அந்த நேரத்தில் இருந்த கோட்பாட்டுடன் ஒப்பிடும்போது மீண்டும் அடக்கப்பட்டது. இதைவிட மோசமானது என்னவென்றால், கமியோகண்டே-II பரிசோதனை குளோரின் பரிசோதனையின் மூன்றில் ஒரு பங்கிற்கு பதிலாக கணிக்கப்பட்ட பாய்ச்சலில் இரண்டில் ஒரு பங்கை அளவிட்டது. சூரிய நியூட்ரினோ சிக்கலுக்கான தீர்வு இறுதியாக சுட்பரி நியூட்ரினோ ஆய்வகத்தால் (எஸ். என். ஓ) சோதனை ரீதியாக தீர்மானிக்கப்பட்டது. கதிரியக்க வேதியியல் சோதனைகள் எலக்ட்ரான் நியூட்ரினோக்களுக்கு மட்டுமே உணர்திறன் கொண்டவை, மேலும் நீர் செரென்கோவ் சோதனைகளில் உள்ள சமிக்ஞை எலக்ட்ரான் நியூட்ரினோ சமிக்ஞையால் ஆதிக்கம் செலுத்தியது. இதற்கு மாறாக, எஸ்என்ஓ பரிசோதனை, மூன்று நியூட்ரினோ சுவைகளுக்கும் உணர்திறன் கொண்டது. எலக்ட்ரான் நியூட்ரினோ மற்றும் மொத்த நியூட்ரினோ ஃப்ளக்ஸ்களை ஒரே நேரத்தில் அளவிடுவதன் மூலம், எம். எஸ். டபிள்யூ விளைவு, எலக்ட்ரான் நியூட்ரினோக்கள் அவற்றின் தூய சுவை நிலையில் இருந்து இரண்டாவது நியூட்ரினோ மாஸ் ஐகென்ஸ்டேடாக மாற்றப்படுவதால் அவை சூரியனின் மாறிவரும் அடர்த்தி காரணமாக ஒரு அதிர்வு வழியாகச் செல்லும்போது ஒடுக்கம் ஏற்பட்டது என்பதை சோதனை நிரூபித்தது. அதிர்வு ஆற்றலைப் பொறுத்தது, மேலும் 2MeV க்கு அருகில் "இயக்கப்படுகிறது". நீர் செரென்கோவ் கண்டறிதல்கள் சுமார் 5MeV க்கு மேல் உள்ள நியூட்ரினோக்களை மட்டுமே கண்டறிகின்றன, அதே நேரத்தில் கதிரியக்க வேதியியல் சோதனைகள் குறைந்த ஆற்றலுக்கு (குளோரினுக்கு 0.8MeV, காலியத்திற்கு 0.2MeV) உணர்திறன் கொண்டவை, மேலும் இது இரண்டு வகையான சோதனைகளில் காணப்பட்ட நியூட்ரினோ விகிதங்களில் உள்ள வேறுபாட்டின் ஆதாரமாக மாறியது. புரோட்டான்-புரோட்டான் சங்கிலி ஹெப் நியூட்ரினோக்கள் (அடுத்த புள்ளி) தவிர புரோட்டான்-புரோட்டான் சங்கிலி எதிர்வினையிலிருந்து (பிபி நியூட்ரினோக்கள்) அனைத்து நியூட்ரினோக்களும் கண்டறியப்பட்டுள்ளன. மூன்று நுட்பங்கள் பின்பற்றப்பட்டுள்ளனஃ ஹோம்ஸ்டேக், கேலக்ஸ், க்னோ மற்றும் சேஜ் ஆகியவற்றால் பயன்படுத்தப்படும் கதிரியக்க வேதியியல் நுட்பம் நியூட்ரினோ ஃப்ளக்ஸை குறைந்தபட்ச ஆற்றலுக்கு மேல் அளவிட அனுமதிக்கிறது. கண்டறிதல் எஸ்என்ஓ டியூடேரியத்தில் சிதறலைப் பயன்படுத்தியது, இது நிகழ்வுகளின் ஆற்றலை அளவிட அனுமதித்தது, இதன் மூலம் கணிக்கப்பட்ட எஸ்எஸ்எம் நியூட்ரினோ உமிழ்வின் ஒற்றை கூறுகளை அடையாளம் கண்டது. இறுதியாக, காமியோகண்டே, சூப்பர்-காமியோகண்டே, எஸ்என்ஓ, போரேக்சினோ மற்றும் காம்லேண்ட் ஆகியவை எலக்ட்ரான்களில் மீள் சிதறலைப் பயன்படுத்தின, இது நியூட்ரினோ ஆற்றலை அளவிட அனுமதிக்கிறது. போரோன்8 நியூட்ரினோக்கள் காமியோகண்டே, சூப்பர்-காமியோகண்டே, எஸ்என்ஓ, போரேக்சினோ, காம்லேண்ட் ஆகியவற்றால் காணப்படுகின்றன. பெரிலியம் 7, பெப் மற்றும் பிபி நியூட்ரினோக்கள் இன்று வரை போரெக்ஸினோவால் மட்டுமே காணப்படுகின்றன. HEP நியூட்ரினோக்கள் போரான்-8 நியூட்ரினோக்களுடன் ஒப்பிடும்போது அவற்றின் சிறிய ஃப்ளக்ஸ் காரணமாக மிக உயர்ந்த ஆற்றல் நியூட்ரினோக்கள் இன்னும் காணப்படவில்லை, இதுவரை ஃப்ளக்ஸ் மீது வரம்புகள் மட்டுமே வைக்கப்பட்டுள்ளன. எஸ். எஸ். எம் முன்னறிவித்த ஃப்ளக்ஸைக் கவனிக்க எந்தப் பரிசோதனையும் போதுமான உணர்திறனைக் கொண்டிருக்கவில்லை. சூரிய ஆற்றல் உற்பத்தியின் சிஎன்ஓ சுழற்சியில் இருந்து சிஎன்ஓ சுழற்சி நியூட்ரினோக்கள்-அதாவது சிஎன்ஓ-நியூட்ரினோக்கள்-1 மெகாவாட்டிற்குக் கீழே கவனிக்கக்கூடிய நிகழ்வுகளை வழங்கும் என்று எதிர்பார்க்கப்படுகிறது. சோதனைச் சத்தம் (பின்னணி) காரணமாக அவை இன்னும் கவனிக்கப்படவில்லை. அல்ட்ரா-தூய சிண்டிலேட்டர் டிடெக்டர்கள் எஸ். எஸ். எம் கணிக்கப்பட்ட ஃப்ளக்ஸை ஆராயும் திறனைக் கொண்டுள்ளன. இந்த கண்டறிதல் ஏற்கனவே போரேக்சினோவில் சாத்தியமாக இருக்கலாம்; அடுத்த அறிவியல் நிகழ்வுகள் எஸ்என்ஓ + இல் இருக்கும், மேலும் நீண்ட காலத்திற்கு, லெனா மற்றும் ஜூனோவில், மூன்று டிடெக்டர்கள் பெரியதாக இருக்கும், ஆனால் போரேக்சினோவின் அதே கொள்கைகளைப் பயன்படுத்தும். சூரியனின் மையப்பகுதியில் உள்ள ஆற்றல் உற்பத்தியில் சிஎன்ஓ சுழற்சி 1 சதவீதம் ஆகும் என்பதை போரேக்ஸினோ ஒத்துழைப்பு உறுதிப்படுத்தியுள்ளது. எதிர்கால சோதனைகள் கதிரியக்க வேதியியல் சோதனைகள் ஏதோ ஒரு வகையில் pp மற்றும் Be7 நியூட்ரினோக்களைக் கவனித்திருந்தாலும் அவை ஒருங்கிணைந்த ஃப்ளக்ஸ்களை மட்டுமே அளவிட்டுள்ளன. சூரிய நியூட்ரினோ சோதனைகளின் "ஹோலி கிரெயில்" தனிப்பட்ட நியூட்ரினோ ஆற்றல்களுக்கு உணர்திறன் கொண்ட ஒரு டிடெக்டருடன் Be7 நியூட்ரினோக்களைக் கண்டறியும். இந்த சோதனை எம். எஸ். டபிள்யூ விளைவின் திருப்பத்தைத் தேடுவதன் மூலம் எம். எஸ். டபிள்யூ கருதுகோளைச் சோதிக்கும். சில கவர்ச்சியான மாதிரிகள் இன்னும் சூரிய நியூட்ரினோ பற்றாக்குறையை விளக்கும் திறன் கொண்டவை, எனவே எம். எஸ். டபிள்யூ இயக்கத்தின் அவதானிப்பு, இறுதியில், சூரிய நியூட்ரினோ சிக்கலை தீர்க்கும். முக்கிய வெப்பநிலை முன்கணிப்பு போரான்-8 நியூட்ரினோக்களின் பாய்வு சூரியனின் மையத்தின் வெப்பநிலைக்கு மிகவும் உணர்திறன் கொண்டது. இந்த காரணத்திற்காக, சூரியனின் மையத்தின் வெப்பநிலையை அளவிடுவதற்கு நிலையான சூரிய மாதிரியின் கட்டமைப்பில் போரான்-8 நியூட்ரினோ ஃப்ளக்ஸின் துல்லியமான அளவீட்டைப் பயன்படுத்தலாம். முதல் எஸ்என்ஓ முடிவுகள் வெளியிடப்பட்ட பிறகு ஃபியோரெண்டினி மற்றும் ரிச்சி ஆகியோரால் இந்த மதிப்பீடு செய்யப்பட்டது, மேலும் அவர்கள் ஒரு தீர்மானிக்கப்பட்ட நியூட்ரினோ ஃப்ளக்ஸ் 5,2 × 106/செமீ2·எஸ் வெப்பநிலையைப் பெற்றனர். சூரிய மேற்பரப்பில் லித்தியம் குறைவது சூரியனின் பரிணாம வளர்ச்சியின் விண்மீன் மாதிரிகள் லித்தியம் (Li) தவிர சூரிய மேற்பரப்பு இரசாயன மிகுதியை நன்கு கணிக்கிறது. சூரியனில் உள்ள லீயின் மேற்பரப்பு மிகுதியானது புரோட்டோசோலார் மதிப்பை விட 140 மடங்கு குறைவாக உள்ளது (அதாவது. சூரியனின் பிறப்பின் போது அசல் மிகுதி), இருப்பினும் மேற்பரப்பு வெப்பச்சலன மண்டலத்தின் அடிப்பகுதியில் உள்ள வெப்பநிலை எரிக்க போதுமான வெப்பமாக இல்லை-எனவே குறைகிறது-Li. இது சோலார் லித்தியம் சிக்கல் என்று அழைக்கப்படுகிறது. சூரியனின் அதே வயது, நிறை மற்றும் உலோகத்தன்மை கொண்ட சூரிய வகை நட்சத்திரங்களில் ஏராளமான லீ மிகுதிகள் காணப்படுகின்றன. இந்த வகை நட்சத்திரங்களின் பக்கச்சார்பற்ற மாதிரியின் அவதானிப்புகள் காணப்பட்ட கிரகங்களுடன் அல்லது இல்லாமல் (எக்ஸோபிளானெட்டுகள்) அறியப்பட்ட கிரகத்தை தாங்கும் நட்சத்திரங்கள் ஆதி லீ மிகுதியில் ஒரு சதவீதத்திற்கும் குறைவாக இருப்பதைக் காட்டியது, மீதமுள்ள பாதியில் பத்து மடங்கு லீ இருந்தது. கிரகங்களின் இருப்பு கலப்பின் அளவை அதிகரிக்கலாம் மற்றும் லி எரிக்கக்கூடிய அளவிற்கு வெப்பச்சலன மண்டலத்தை ஆழப்படுத்தலாம் என்று அனுமானிக்கப்படுகிறது. இதற்கு ஒரு சாத்தியமான வழிமுறை என்னவென்றால், கிரகங்கள் நட்சத்திரத்தின் கோண உந்த பரிணாமத்தை பாதிக்கின்றன, இதனால் கிரகங்கள் இல்லாத ஒத்த நட்சத்திரங்களுடன் ஒப்பிடுகையில் நட்சத்திரத்தின் சுழற்சியை மாற்றுகிறது; சூரியன் அதன் சுழற்சியை குறைக்கும் விஷயத்தில். மாடலிங்கில் எங்கே, எப்போது தவறு உள்ளது என்பதைக் கண்டறிய மேலும் ஆராய்ச்சி தேவைப்படுகிறது. நவீனகால சூரியனின் உட்புறத்தின் ஹீலியோசிஸ்மிக் ஆய்வுகளின் துல்லியத்தைப் பொறுத்தவரை, புரோட்டோஸ்டெல்லார் சூரியனின் மாதிரியை சரிசெய்ய வேண்டும். மேலும் காண்க புரோட்டோஸ்டார் குறிப்புகள் வெளிப்புற இணைப்புகள் டேவிட் குந்தர் சூரிய மாதிரிகள் மூலம் எஸ்எஸ்எம் விளக்கம்ஃ ஜான் என். பாகால் வானியற்பியல் கருத்தியல் மாதிரிகள் சூரிய விண்மீன் பரிணாமம் ஒரு வரலாற்று கண்ணோட்டம்