Standard solar model
معیاری شمسی ماڈل (ایس ایس ایم) سورج کا ایک ریاضیاتی علاج ہے جو گیس کی ایک کروی گیند کے طور پر ہے (آئنائزیشن کی مختلف حالتوں میں، گہرے اندرونی حصے میں ہائیڈروجن مکمل طور پر آئنائزڈ پلازما ہونے کے ساتھ)۔ یہ ماڈل، تکنیکی طور پر ستارے کا کروی ہم آہنگی والا نیم جامد ماڈل ہے، جس میں بنیادی جسمانی اصولوں سے ماخوذ کئی تفریقی مساوات کے ذریعے بیان کردہ تارکی ساخت ہے۔ ماڈل حدود کے حالات، یعنی سورج کی چمک، رداس، عمر اور ساخت سے محدود ہے، جو اچھی طرح سے طے شدہ ہیں۔ سورج کی عمر کو براہ راست ناپا نہیں جا سکتا۔ اس کا اندازہ لگانے کا ایک طریقہ قدیم ترین الکاؤں کی عمر اور نظام شمسی کے ارتقاء کے نمونوں سے ہے۔ جدید دور کے سورج کے فوٹو گرافی میں ساخت، کمیت کے لحاظ سے، 74.9% ہائیڈروجن اور 23.8% ہیلیم ہے۔ تمام بھاری عناصر، جنہیں فلکیات میں دھاتیں کہا جاتا ہے، کمیت کا 2 فیصد سے بھی کم حصہ رکھتے ہیں۔ ایس ایس ایم کا استعمال تارکیی ارتقاء کے نظریہ کی صداقت کی جانچ کے لیے کیا جاتا ہے۔ درحقیقت، تارکیی ارتقاء ماڈل کے دو آزاد پیرامیٹرز کا تعین کرنے کا واحد طریقہ، ہیلیم کی کثرت اور اختلاط کی لمبائی کا پیرامیٹر (جو سورج میں کنویکشن ماڈل کے لیے استعمال ہوتا ہے)، ایس ایس ایم کو مشاہدہ شدہ سورج کو "فٹ" کرنے کے لیے ایڈجسٹ کرنا ہے۔ ایک پیمائش شدہ شمسی ماڈل ایک ستارے کو صفر عمر (پروٹوسٹیلر) سمجھا جاتا ہے جب یہ فرض کیا جاتا ہے کہ اس کی ساخت یکساں ہے اور اس کی زیادہ تر چمک جوہری رد عمل سے حاصل کرنا شروع ہوئی ہے (اس طرح گیس اور دھول کے بادل سے سکڑنے کی مدت کو نظر انداز کرتے ہوئے)۔ ایس ایس ایم حاصل کرنے کے لیے، صفر عمر میں ایک شمسی کمیت () تارکیی ماڈل عددی طور پر سورج کی عمر تک تیار کیا جاتا ہے۔ صفر دور کے شمسی ماڈل میں عناصر کی کثرت کا تخمینہ ابتدائی الکاؤں سے لگایا جاتا ہے۔ اس کثرت کی معلومات کے ساتھ، صفر عمر کی چمک (جیسے کہ موجودہ سورج کی چمک) پر ایک معقول اندازہ پھر ایک تکراری طریقہ کار کے ذریعے ماڈل کے لیے صحیح قدر میں تبدیل کیا جاتا ہے، اور پورے ماڈل میں درجہ حرارت، دباؤ اور کثافت کا حساب ستارے کی ساخت کی مساوات کو عددی طور پر حل کرکے کیا جاتا ہے، یہ فرض کرتے ہوئے کہ ستارہ مستحکم حالت میں ہے۔ اس ماڈل کو پھر سورج کی عمر تک عددی طور پر تیار کیا جاتا ہے۔ سورج کی چمک، سطح کی کثرت وغیرہ کی ناپی گئی اقدار سے کوئی تضاد۔ اس کے بعد ماڈل کو بہتر بنانے کے لیے استعمال کیا جا سکتا ہے۔ مثال کے طور پر، جب سے سورج وجود میں آیا ہے، کچھ ہیلیم اور بھاری عناصر روشنی کے دائرے سے باہر پھیل کر آباد ہو چکے ہیں۔ نتیجے کے طور پر، شمسی فوٹوسفیئر اب تقریبا 87 فیصد ہیلیم اور بھاری عناصر پر مشتمل ہے جتنا کہ پروٹوسٹیلر فوٹوسفیئر میں تھا۔ پروٹوسٹیلر شمسی فوٹوسفیئر 71.1% ہائیڈروجن، 27.4% ہیلیم، اور 1.5 فیصد دھاتیں تھیں۔ زیادہ درست ماڈل کے لیے پھیلاؤ کے ذریعے بھاری عنصر کے آباد ہونے کی پیمائش کی ضرورت ہوتی ہے۔ تارکی ساخت کی مساوات کی عددی ماڈلنگ تارکی ساخت کی تفریق مساوات، جیسے کہ ہائیڈروسٹیٹک توازن کی مساوات، عددی طور پر مربوط ہیں۔ تفریق مساوات کا تخمینہ تفریق مساوات کے ذریعے لگایا جاتا ہے۔ ستارے کے بارے میں تصور کیا جاتا ہے کہ وہ کروی طور پر ہم آہنگ خولوں سے بنا ہے اور عددی انضمام کو محدود مراحل میں انجام دیا جاتا ہے جس میں حالت کی مساوات کا استعمال کیا جاتا ہے، جس سے کثافت، درجہ حرارت اور ساخت کے لحاظ سے دباؤ، اوپیسیٹی اور توانائی پیدا کرنے کی شرح کے لیے تعلقات ملتے ہیں۔ سورج کے مرکز میں جوہری تعاملات کا ارتقاء پروٹون-پروٹون سلسلہ کے ذریعے ہائیڈروجن کے مرکزے کو ہیلیم کے مرکزے میں تبدیل کرکے اور (زیادہ بڑے ستاروں کے مقابلے سورج میں کم حد تک) سی این او سائیکل کے ذریعے اس کی ساخت کو تبدیل کرتا ہے۔ اس سے سورج کے مرکز میں اوسط سالماتی وزن میں اضافہ ہوتا ہے، جس سے دباؤ میں کمی واقع ہوتی ہے۔ یہ بنیادی معاہدوں کے طور پر نہیں ہوتا ہے۔ وائریل تھیوریم کے مطابق اس سنکچن سے خارج ہونے والی کشش ثقل کی ممکنہ توانائی کا آدھا حصہ کور کے درجہ حرارت کو بڑھانے کی طرف جاتا ہے، اور باقی آدھا خارج ہو جاتا ہے۔ درجہ حرارت میں یہ اضافہ دباؤ کو بھی بڑھاتا ہے اور ہائیڈروسٹیٹک توازن کے توازن کو بحال کرتا ہے۔ درجہ حرارت میں اضافے سے سورج کی چمک میں اضافہ ہوتا ہے، جس سے جوہری رد عمل کی شرح میں اضافہ ہوتا ہے۔ بیرونی پرتیں بڑھتے ہوئے درجہ حرارت اور دباؤ کے میلان کی تلافی کے لیے پھیلتی ہیں، اس لیے رداس بھی بڑھتا ہے۔ کوئی بھی ستارہ مکمل طور پر جامد نہیں ہوتا، لیکن ستارے طویل عرصے تک مرکزی ترتیب (مرکز میں جلتے ہوئے ہائیڈروجن) پر رہتے ہیں۔ سورج کے معاملے میں، یہ تقریبا 4.6 ارب سالوں سے مرکزی ترتیب پر ہے، اور تقریبا 11 ارب (1010) سالوں کی کل مرکزی ترتیب کی زندگی کے لیے تقریبا 6.5 ارب سالوں میں سرخ دیو بن جائے گا۔ اس طرح مستحکم حالت کا مفروضہ ایک بہت اچھا تخمینہ ہے۔ سادگی کے لیے، تارکیی ساخت کی مساوات واضح وقت کے انحصار کے بغیر لکھی جاتی ہیں، برائٹ گریڈینٹ مساوات کے استثناء کے ساتھ: یہاں برائٹ ہے، جوہری توانائی کی پیداوار کی شرح فی یونٹ ماس ہے اور نیوٹرینو کے اخراج کی وجہ سے برائٹ ہے (دیگر مقداروں کے لیے نیچے دیکھیں)۔ مرکزی ترتیب پر سورج کے سست ارتقاء کا تعین پھر جوہری انواع میں تبدیلی سے ہوتا ہے (بنیادی طور پر ہائیڈروجن کا استعمال اور ہیلیم تیار کیا جا رہا ہے)۔ مختلف جوہری تعاملات کی شرحوں کا تخمینہ اعلی توانائیوں پر ذرہ طبیعیات کے تجربات سے لگایا جاتا ہے، جو تارکیی اندرونی کی نچلی توانائیوں میں واپس آ جاتے ہیں (سورج ہائیڈروجن کو آہستہ آہستہ جلاتا ہے)۔ تاریخی طور پر، جوہری رد عمل کی شرحوں میں غلطیاں تارکیی ماڈلنگ میں غلطی کے سب سے بڑے ذرائع میں سے ایک رہی ہیں۔ جوہری انواع کی مختلف کثرت (عام طور پر بڑے پیمانے پر) کا حساب لگانے کے لیے کمپیوٹر استعمال کیے جاتے ہیں۔ ایک مخصوص نوع کی پیداوار کی شرح اور تباہی کی شرح ہوگی، لہذا دونوں کو وقت کے ساتھ، درجہ حرارت اور کثافت کے مختلف حالات میں اس کی کثرت کا حساب لگانے کی ضرورت ہے۔ چونکہ بہت سی جوہری انواع موجود ہیں، اس لیے کمپیوٹرائزڈ ری ایکشن نیٹ ورک کی ضرورت ہوتی ہے تاکہ اس بات پر نظر رکھی جا سکے کہ تمام کثرت کس طرح ایک ساتھ مختلف ہوتی ہیں۔ ووگٹ رسل تھیوریم کے مطابق، ایک ستارے میں کمیت اور ساخت کی ساخت منفرد طور پر اس کے رداس، روشنی اور اندرونی ساخت کے ساتھ ساتھ اس کے بعد کے ارتقاء کا تعین کرتی ہے (حالانکہ اس "تھیوریم" کا مقصد صرف ستاروں کے ارتقاء کے سست، مستحکم مراحل پر لاگو ہونا تھا اور یقینی طور پر مراحل اور تیز ارتقاء کے مراحل کے درمیان منتقلی پر لاگو نہیں ہوتا ہے)۔ وقت کے ساتھ ساتھ جوہری انواع کی مختلف کثرت کے بارے میں معلومات، حالت کی مساوات کے ساتھ، وقت میں کافی کم اضافہ کرکے اور ہر مرحلے پر ستارے کی منفرد اندرونی ساخت کو تلاش کرنے کے لیے تکرار کا استعمال کرکے عددی حل کے لیے کافی ہے۔ معیاری شمسی ماڈل کا مقصد ایس ایس ایم دو مقاصد کو پورا کرتا ہے: یہ سورج کی عمر میں تارکیی ماڈل کو صحیح روشنی اور رداس حاصل کرنے پر مجبور کرکے ہیلیم کی کثرت اور اختلاط کی لمبائی کے پیرامیٹر کا تخمینہ فراہم کرتا ہے، یہ اضافی طبیعیات کے ساتھ زیادہ پیچیدہ ماڈلز کا اندازہ کرنے کا ایک طریقہ فراہم کرتا ہے، جیسے کہ گردش، مقناطیسی میدان اور پھیلاؤ یا کنویکشن کے علاج میں بہتری، جیسے ہنگامہ آرائی ماڈلنگ، اور کنویکٹو اوورشوٹنگ۔ ذرہ طبیعیات کے معیاری ماڈل اور معیاری کاسمولوجی ماڈل کی طرح ایس ایس ایم وقت کے ساتھ متعلقہ نئی نظریاتی یا تجرباتی طبیعیات کی دریافتوں کے جواب میں تبدیل ہوتا ہے۔ سورج میں توانائی کی نقل و حمل جیسا کہ سورج کے مضمون میں بیان کیا گیا ہے، سورج کا ایک تابکار مرکز اور ایک مواصلاتی بیرونی لفافہ ہے۔ کور میں، جوہری رد عمل کی وجہ سے چمک بنیادی طور پر تابکاری کے ذریعے بیرونی تہوں میں منتقل ہوتی ہے۔ تاہم، بیرونی تہوں میں درجہ حرارت کا میلان اتنا زیادہ ہوتا ہے کہ تابکاری کافی توانائی منتقل نہیں کر سکتی۔ نتیجے کے طور پر، تھرمل کنویکشن اس وقت ہوتا ہے جب تھرمل کالم گرم مواد کو سورج کی سطح (فوٹوسفیئر) تک لے جاتے ہیں۔ ایک بار جب مواد سطح پر ٹھنڈا ہو جاتا ہے، تو یہ تابکاری زون کے اوپری حصے سے زیادہ گرمی حاصل کرنے کے لیے کنویکشن زون کی بنیاد پر نیچے کی طرف گر جاتا ہے۔ شمسی ماڈل میں، جیسا کہ تارکیی ساخت میں بیان کیا گیا ہے، ستارے کے مرکز سے r کے فاصلے پر موٹائی کے ایک کروی خول میں کثافت، درجہ حرارت T (r)، کل دباؤ (مادے کے ساتھ تابکاری) P (r)، روشنی l (r) اور توانائی پیدا کرنے کی شرح فی یونٹ ماس ε (r) پر غور کیا جاتا ہے۔ توانائی کی تابکار نقل و حمل کو تابکار درجہ حرارت کے میلان کی مساوات کے ذریعے بیان کیا جاتا ہے: جہاں κ مادے کی غیر واضحیت ہے، σ اسٹیفن-بولٹزمین مستقل ہے، اور بولٹزمین مستقل ایک پر مقرر ہے۔ کنویکشن کو اختلاط لمبائی کے نظریہ کا استعمال کرتے ہوئے بیان کیا گیا ہے اور اسی درجہ حرارت کے میلان کی مساوات (اڈیبیٹک کنویکشن کے لیے) یہ ہے: اڈیبیٹک انڈیکس کہاں ہے، گیس میں مخصوص حرارت کا تناسب۔ (مکمل طور پر آئنائزڈ مثالی گیس کے لیے،) سورج کے کنویکشن زون کی بنیاد کے قریب، کنویکشن ایڈیابٹک ہے، لیکن سورج کی سطح کے قریب، کنویکشن ایڈیابٹک نہیں ہے۔ قریب سطح کے کنویکشن کے تخروپن ماحول میں تابکاری کی منتقلی کو مدنظر رکھتے ہوئے تفصیلی تین جہتی اور وقت پر منحصر ہائیڈرو ڈائنامیکل تخروپن کے ذریعے کنویکشن زون کے اوپری حصے کی زیادہ حقیقت پسندانہ وضاحت ممکن ہے۔ اس طرح کے تخروپن شمسی دانے کے مشاہدہ شدہ سطح کے ڈھانچے کے ساتھ ساتھ شمسی تابکاری سپیکٹرم میں لائنوں کے تفصیلی پروفائلز کو ہنگامہ آرائی کے پیرامیٹرائزڈ ماڈلز کے استعمال کے بغیر کامیابی کے ساتھ دوبارہ پیش کرتے ہیں۔ تخروپن شمسی رداس کے صرف ایک بہت چھوٹے حصے کا احاطہ کرتا ہے، اور ظاہر ہے کہ عام شمسی ماڈلنگ میں شامل ہونے میں بہت زیادہ وقت لگتا ہے۔ اختلاط کی لمبائی کی تفصیل پر مبنی ماڈل کے ذریعے کنویکشن زون کے اڈیباٹک حصے کے ذریعے اوسط تخروپن کا ایکسٹریپولیشن، یہ ظاہر کرتا ہے کہ تخروپن کے ذریعے پیش گوئی کی گئی اڈیباٹ بنیادی طور پر شمسی کنویکشن زون کی گہرائی کے مطابق تھی جیسا کہ ہیلیوسیسمولوجی سے طے کیا گیا ہے۔ اختلاط کی لمبائی کے نظریہ کی توسیع، جس میں ہنگامہ خیز دباؤ اور حرکی توانائی کے اثرات شامل ہیں، جو قریب سطح کی ترسیل کے عددی تخروپن پر مبنی ہے، تیار کیا گیا ہے۔ یہ حصہ ہیلیوسیسمولوجی کے کرسٹینسن-ڈالسگارڈ کے جائزے، باب IV سے اخذ کیا گیا ہے۔ حالت کی مساوات ستاروں کی ساخت کی تفریقی مساوات کے عددی حل کے لیے دباؤ، اوپیسیٹی اور توانائی پیدا کرنے کی شرح کے لیے حالت کی مساوات کی ضرورت ہوتی ہے، جیسا کہ ستاروں کی ساخت میں بیان کیا گیا ہے، جو ان متغیرات کو کثافت، درجہ حرارت اور ساخت سے متعلق کرتی ہیں۔ ہیلیوسیسمولوجی سورج میں لہر کے ارتعاش کا مطالعہ ہے۔ سورج کے ذریعے ان لہروں کے پھیلاؤ میں ہونے والی تبدیلیاں اندرونی ڈھانچوں کو ظاہر کرتی ہیں اور ماہرین فلکیات کو سورج کے اندرونی حالات کے انتہائی تفصیلی خاکے تیار کرنے کا موقع فراہم کرتی ہیں۔ خاص طور پر، سورج کی بیرونی تہوں میں کنویکشن زون کے مقام کی پیمائش کی جا سکتی ہے، اور سورج کے مرکز کے بارے میں معلومات ایس ایس ایم کا استعمال کرتے ہوئے، سورج کی عمر کا حساب لگانے کے لیے ایک طریقہ فراہم کرتی ہے، آزادانہ طور پر سورج کی عمر کا اندازہ لگانے کے طریقہ سے قدیم ترین الکاؤں سے۔ یہ ایک اور مثال ہے کہ ایس ایس ایم کو کس طرح بہتر بنایا جا سکتا ہے۔ نیوٹرینو پروڈکشن ہائیڈروجن کو سورج میں کئی مختلف تعاملات کے ذریعے ہیلیم میں ملایا جاتا ہے۔ نیوٹرینو کی اکثریت پی پی چین کے ذریعے پیدا ہوتی ہے، یہ ایک ایسا عمل ہے جس میں چار پروٹون مل کر دو پروٹون، دو نیوٹرون، دو پوزیٹرون اور دو الیکٹران نیوٹرینو پیدا ہوتے ہیں۔ نیوٹرینو بھی سی این او سائیکل کے ذریعے تیار کیے جاتے ہیں، لیکن یہ عمل دوسرے ستاروں کے مقابلے سورج میں کافی کم اہم ہے۔ سورج میں پیدا ہونے والے زیادہ تر نیوٹرینو پی پی چین کے پہلے مرحلے سے آتے ہیں لیکن ان کی توانائی اتنی کم ہے (<0.425 MeV) کہ ان کا پتہ لگانا بہت مشکل ہے۔ پی پی چین کی ایک نایاب سائیڈ برانچ تقریبا 15 ایم ای وی کی زیادہ سے زیادہ توانائی کے ساتھ "بوران-8" نیوٹرینو پیدا کرتی ہے، اور یہ پتہ لگانے کے لیے سب سے آسان نیوٹرینو ہیں۔ پی پی سلسلہ میں ایک بہت ہی نایاب تعامل "ہیپ" نیوٹرینو پیدا کرتا ہے، جو سورج کی طرف سے پیدا ہونے والی سب سے زیادہ توانائی والے نیوٹرینو کی پیش گوئی ہے۔ ان کی زیادہ سے زیادہ توانائی تقریبا 18 میگاواٹ ہونے کی پیش گوئی کی گئی ہے۔ اوپر بیان کردہ تمام تعاملات توانائیوں کے سپیکٹرم کے ساتھ نیوٹرینو پیدا کرتے ہیں۔ 7Be کا الیکٹران کیپچر تقریبا 0.862 MeV (~90%) یا 0.384 MeV (~10%) پر نیوٹرینو پیدا کرتا ہے۔ نیوٹرینو کا پتہ لگانا دوسرے ذرات کے ساتھ نیوٹرینو کے تعاملات کی کمزوری کا مطلب ہے کہ سورج کے مرکز میں پیدا ہونے والے زیادہ تر نیوٹرینو جذب ہوئے بغیر سورج سے گزر سکتے ہیں۔ اس لیے ان نیوٹرینو کا پتہ لگا کر براہ راست سورج کے مرکز کا مشاہدہ کرنا ممکن ہے۔ کائناتی نیوٹرینو کا کامیابی سے پتہ لگانے والا پہلا تجربہ رے ڈیوس کا کلورین تجربہ تھا، جس میں نیوٹرینو کا پتہ پرکلوریویتھیلین کے ایک بڑے ٹینک میں کلورین کے مرکزے کو تابکار ارجن میں تبدیل کرنے کا مشاہدہ کرکے لگایا گیا تھا۔ یہ ایک رد عمل کا چینل تھا جو نیوٹرینو کے لیے متوقع تھا، لیکن چونکہ صرف آرگان کے سڑنے کی تعداد کو شمار کیا گیا تھا، اس لیے اس نے کوئی سمت کی معلومات نہیں دی، جیسے کہ نیوٹرینو کہاں سے آئے تھے۔ اس تجربے میں تقریبا ایک تہائی نیوٹرینو پائے گئے جس کی پیش گوئی اس وقت کے معیاری شمسی ماڈل نے کی تھی، اور یہ مسئلہ شمسی نیوٹرینو مسئلہ کے نام سے جانا جانے لگا۔ اگرچہ اب یہ معلوم ہے کہ کلورین کے تجربے نے نیوٹرینو کا پتہ لگایا، اس وقت کے کچھ طبیعیات دان اس تجربے پر شک کر رہے تھے، بنیادی طور پر اس وجہ سے کہ انہیں اس طرح کی ریڈیو کیمیکل تکنیکوں پر اعتماد نہیں تھا۔ شمسی نیوٹرینو کا غیر واضح پتہ کامیوکانڈے-II تجربے کے ذریعے فراہم کیا گیا تھا، جو کہ نیوٹرینو-الیکٹران لچکدار بکھرنے کے ذریعے نیوٹرینو کا پتہ لگانے کے لیے کافی کم توانائی کی حد والا واٹر چیرنکوف ڈٹیکٹر ہے۔ لچکدار بکھرے ہوئے تعامل میں رد عمل کے نقطہ سے باہر آنے والے الیکٹران اس سمت کی طرف مضبوطی سے اشارہ کرتے ہیں کہ نیوٹرینو سورج سے دور سفر کر رہا تھا۔ سورج کی طرف "پیچھے کی طرف اشارہ" کرنے کی یہ صلاحیت اس بات کا پہلا حتمی ثبوت تھی کہ سورج مرکز میں جوہری تعاملات سے چلتا ہے۔ اگرچہ کامیوکانڈے-II میں مشاہدہ کیے گئے نیوٹرینو واضح طور پر سورج سے تھے، لیکن نیوٹرینو تعاملات کی شرح کو اس وقت کے نظریہ کے مقابلے میں ایک بار پھر دبا دیا گیا تھا۔ اس سے بھی بدتر بات یہ ہے کہ کامیوکانڈے-II کے تجربے میں کلورین کے تجربے کے 1/3 کے بجائے تقریبا 1/2 پیش گوئی شدہ بہاؤ کی پیمائش کی گئی۔ شمسی نیوٹرینو کے مسئلے کا حل بالآخر تجرباتی طور پر سڈبری نیوٹرینو آبزرویٹری (ایس این او) نے طے کیا۔ ریڈیو کیمیکل تجربات صرف الیکٹران نیوٹرینو کے لیے حساس تھے، اور پانی کے سیرینکوف تجربات میں سگنل پر الیکٹران نیوٹرینو سگنل کا غلبہ تھا۔ اس کے برعکس ایس این او کے تجربے میں تینوں نیوٹرینو ذائقوں کے لیے حساسیت تھی۔ بیک وقت الیکٹران نیوٹرینو اور کل نیوٹرینو بہاؤ کی پیمائش کرکے اس تجربے سے یہ ظاہر ہوا کہ دباؤ ایم ایس ڈبلیو اثر کی وجہ سے تھا، الیکٹران نیوٹرینو کو ان کی خالص ذائقہ کی حالت سے دوسرے نیوٹرینو ماس آئجین اسٹیٹ میں تبدیل کرنا جب وہ سورج کی بدلتی کثافت کی وجہ سے گونج سے گزرتے ہیں۔ گونج توانائی پر منحصر ہے، اور 2MeV کے قریب "آن" ہو جاتی ہے۔ واٹر سیرینکوف ڈٹیکٹر صرف 5MeV سے اوپر کے نیوٹرینو کا پتہ لگاتے ہیں، جبکہ ریڈیو کیمیکل تجربات کم توانائی (کلورین کے لیے 0.8MeV، گیلیم کے لیے 0.2MeV) کے لیے حساس تھے، اور یہ دو قسم کے تجربات میں مشاہدہ شدہ نیوٹرینو کی شرحوں میں فرق کا ذریعہ ثابت ہوا۔ پروٹون-پروٹون سلسلہ پروٹون-پروٹون سلسلہ رد عمل (پی پی نیوٹرینو) سے تمام نیوٹرینو کا پتہ چلا ہے سوائے ہیپ نیوٹرینو (اگلا نقطہ) کے۔ تین تکنیکیں اپنائی گئی ہیں: ریڈیو کیمیکل تکنیک، جو ہوم اسٹیک، گیلکس، GNO اور SAGE کے ذریعہ استعمال کی جاتی ہے، نیوٹرینو کے بہاؤ کو کم سے کم توانائی سے اوپر کی پیمائش کرنے کی اجازت دیتی ہے۔ ڈٹیکٹر ایس این او نے ڈیوٹیریم پر بکھرنے کا استعمال کیا جس نے واقعات کی توانائی کی پیمائش کرنے کی اجازت دی، اس طرح پیش گوئی شدہ ایس ایس ایم نیوٹرینو اخراج کے واحد اجزاء کی شناخت کی گئی۔ آخر میں، کامیوکانڈے، سپر کامیوکانڈے، ایس این او، بورکسینو اور کاملینڈ نے الیکٹرانوں پر لچکدار بکھرنے کا استعمال کیا، جو نیوٹرینو توانائی کی پیمائش کی اجازت دیتا ہے۔ بورون 8 نیوٹرینو کو کامیوکانڈے، سپر کامیوکانڈے، ایس این او، بورکسینو، کاملینڈ نے دیکھا ہے۔ بیریلیم 7، پیپ، اور پی پی نیوٹرینو کو آج تک صرف بورکسینو نے دیکھا ہے۔ ایچ ای پی نیوٹرینو بوران-8 نیوٹرینو کے مقابلے میں ان کے چھوٹے بہاؤ کی وجہ سے اب تک سب سے زیادہ توانائی والے نیوٹرینو کا مشاہدہ نہیں کیا گیا ہے، اب تک بہاؤ پر صرف حدود رکھی گئی ہیں۔ ابھی تک کسی بھی تجربے میں ایس ایس ایم کی پیش گوئی کردہ بہاؤ کا مشاہدہ کرنے کے لیے اتنی حساسیت نہیں ہے۔ شمسی توانائی کی پیداوار کے CNO سائیکل سے CNO سائیکل نیوٹرینو-یعنی CNO-نیوٹرینو-سے بھی توقع کی جاتی ہے کہ وہ 1 MeV سے نیچے قابل مشاہدہ واقعات فراہم کریں گے۔ تجرباتی شور (پس منظر) کی وجہ سے ابھی تک ان کا مشاہدہ نہیں کیا گیا ہے۔ الٹرا پیور سنٹیلیٹر ڈٹیکٹر ایس ایس ایم کی طرف سے پیش گوئی کردہ بہاؤ کی تحقیقات کرنے کی صلاحیت رکھتے ہیں۔ یہ پتہ لگانا پہلے سے ہی بورکسینو میں ممکن ہو سکتا ہے ؛ اگلے سائنسی مواقع SNO + میں ہوں گے اور، طویل مدت میں، LENA اور JUNO میں، تین ڈٹیکٹر جو بڑے ہوں گے لیکن بورکسینو کے وہی اصول استعمال کریں گے۔ بورکسینو تعاون نے اس بات کی تصدیق کی ہے کہ سی این او سائیکل سورج کے مرکز کے اندر توانائی کی پیداوار کا 1 فیصد ہے۔ مستقبل کے تجربات اگرچہ ریڈیو کیمیکل تجربات نے کچھ معنوں میں پی پی اور بی 7 نیوٹرینو کا مشاہدہ کیا ہے لیکن انہوں نے صرف لازمی بہاؤ کی پیمائش کی ہے۔ شمسی نیوٹرینو تجربات کا "ہولی گریل" ایک ڈٹیکٹر کے ساتھ بی 7 نیوٹرینو کا پتہ لگائے گا جو انفرادی نیوٹرینو توانائیوں کے لیے حساس ہے۔ یہ تجربہ ایم ایس ڈبلیو اثر کے باری پر تلاش کرکے ایم ایس ڈبلیو مفروضے کی جانچ کرے گا۔ کچھ غیر ملکی ماڈل اب بھی شمسی نیوٹرینو کے خسارے کی وضاحت کرنے کے قابل ہیں، لہذا ایم ایس ڈبلیو کے آن ہونے کا مشاہدہ بالآخر شمسی نیوٹرینو کے مسئلے کو حل کرے گا۔ بنیادی درجہ حرارت کی پیش گوئی بوران-8 نیوٹرینو کا بہاؤ سورج کے مرکز کے درجہ حرارت کے لیے انتہائی حساس ہے۔ اس وجہ سے، بوران-8 نیوٹرینو بہاؤ کی ایک درست پیمائش کو معیاری شمسی ماڈل کے فریم ورک میں سورج کے مرکز کے درجہ حرارت کی پیمائش کے طور پر استعمال کیا جا سکتا ہے۔ یہ تخمینہ فیورینٹینی اور رچی نے پہلے ایس این او کے نتائج شائع ہونے کے بعد انجام دیا تھا، اور انہوں نے 5.2 × 106/سی ایم 2 کے طے شدہ نیوٹرینو بہاؤ سے درجہ حرارت حاصل کیا۔ شمسی سطح پر لتیم کی کمی سورج کے ارتقاء کے تارکیی ماڈل شمسی سطح کی کیمیائی کثرت کی بہت اچھی پیش گوئی کرتے ہیں سوائے لتیم (Li) کے۔ سورج پر لی کی سطح کی کثرت پروٹو سولر ویلیو سے 140 گنا کم ہے (یعنی۔ سورج کی پیدائش کے وقت ابتدائی کثرت)، پھر بھی سطح کے کنویکٹو زون کی بنیاد پر درجہ حرارت اتنا گرم نہیں ہوتا ہے کہ جل سکے-اور اس وجہ سے-Li ختم ہو جاتا ہے۔ اسے سولر لیتھیم کا مسئلہ کہا جاتا ہے۔ لی کی کثرت کا ایک بڑا سلسلہ شمسی قسم کے ستاروں میں دیکھا جاتا ہے جن کی عمر، کمیت اور دھات کاری اسی طرح کی ہوتی ہے جیسے سورج۔ مشاہدہ شدہ سیاروں (exoplanets) کے ساتھ یا اس کے بغیر اس قسم کے ستاروں کے غیر جانبدار نمونے کے مشاہدات سے پتہ چلتا ہے کہ معلوم سیارے والے ستاروں میں ابتدائی لی کی کثرت کا ایک فیصد سے بھی کم ہے، اور باقی نصف میں دس گنا زیادہ لی ہے۔ یہ قیاس کیا جاتا ہے کہ سیاروں کی موجودگی اختلاط کی مقدار میں اضافہ کر سکتی ہے اور کنویکٹو زون کو اس حد تک گہرا کر سکتی ہے کہ لی کو جلایا جا سکتا ہے۔ اس کے لیے ایک ممکنہ طریقہ کار یہ خیال ہے کہ سیارے ستارے کے کونیی رفتار کے ارتقاء کو متاثر کرتے ہیں، اس طرح سیاروں کے بغیر اسی طرح کے ستاروں کے مقابلے میں ستارے کی گردش کو تبدیل کرتے ہیں۔ سورج کی صورت میں اس کی گردش سست ہو جاتی ہے۔ ماڈلنگ میں غلطی کہاں اور کب ہے اس کا پتہ لگانے کے لیے مزید تحقیق کی ضرورت ہے۔ جدید دور کے سورج کے اندرونی حصے کے ہیلیوسیسمک تحقیقات کی درستگی کو دیکھتے ہوئے، امکان ہے کہ پروٹوسٹیلر سورج کے ماڈلنگ کو ایڈجسٹ کرنے کی ضرورت ہے۔ پروٹوسٹار حوالہ جات بیرونی لنکس بھی دیکھیں ڈیوڈ گینتھر سولر ماڈلز کے ذریعہ ایس ایس ایم کی تفصیل: جان این بہکال ایسٹرو فزکس کے تصوراتی ماڈل سن اسٹیلر ارتقاء کا ایک تاریخی جائزہ