Standard solar model
স্ট্যান্ডার্ড সোলার মডেল (এস. এস. এম) হল সূর্যকে গ্যাসের একটি গোলাকার বল হিসাবে গাণিতিক চিকিত্সা (আয়নকরণের বিভিন্ন অবস্থায়, গভীর অভ্যন্তরে হাইড্রোজেন সম্পূর্ণরূপে আয়নিত প্লাজমা সহ)। এই মডেলটি, প্রযুক্তিগতভাবে একটি তারার গোলাকার প্রতিসম অর্ধ-স্থিতিশীল মডেল, মৌলিক ভৌত নীতিগুলি থেকে প্রাপ্ত বেশ কয়েকটি ডিফারেনশিয়াল সমীকরণ দ্বারা বর্ণিত নাক্ষত্রিক কাঠামো রয়েছে। মডেলটি সীমানা শর্ত দ্বারা সীমাবদ্ধ, যেমন সূর্যের উজ্জ্বলতা, ব্যাসার্ধ, বয়স এবং গঠন, যা ভালভাবে নির্ধারিত হয়। সূর্যের বয়স সরাসরি পরিমাপ করা যায় না; এটি অনুমান করার একটি উপায় হল প্রাচীনতম উল্কাপাতের বয়স এবং সৌরজগতের বিবর্তনের মডেল। আধুনিক দিনের সূর্যের আলোকমণ্ডলে ভর অনুসারে গঠন হল 74.9% হাইড্রোজেন এবং 23.8% হিলিয়াম। জ্যোতির্বিদ্যায় ধাতু নামে পরিচিত সমস্ত ভারী উপাদানগুলি ভরের 2 শতাংশেরও কম। নাক্ষত্রিক বিবর্তন তত্ত্বের বৈধতা পরীক্ষা করতে এস. এস. এম ব্যবহার করা হয়। প্রকৃতপক্ষে, নাক্ষত্রিক বিবর্তন মডেলের দুটি মুক্ত পরামিতি, হিলিয়াম প্রাচুর্য এবং মিশ্রণ দৈর্ঘ্যের পরামিতি (সূর্যের পরিচলন মডেলের জন্য ব্যবহৃত) নির্ধারণের একমাত্র উপায় হল এস. এস. এম-কে পর্যবেক্ষিত সূর্যের সঙ্গে "মানানসই" করার জন্য সামঞ্জস্য করা। একটি ক্রমাঙ্কিত সৌর মডেল একটি নক্ষত্রকে শূন্য যুগে (প্রোটোস্টেলার) বলে মনে করা হয় যখন এটি একটি সমজাতীয় গঠন এবং পারমাণবিক প্রতিক্রিয়া থেকে তার বেশিরভাগ উজ্জ্বলতা অর্জন করতে শুরু করেছে বলে ধরে নেওয়া হয় (তাই গ্যাস এবং ধুলোর মেঘ থেকে সংকোচনের সময়কালকে অবহেলা করে)। এস. এস. এম প্রাপ্তির জন্য, শূন্য বয়সে একটি সৌর ভর () নাক্ষত্রিক মডেল সূর্যের বয়স পর্যন্ত সংখ্যাসূচকভাবে বিকশিত হয়। শূন্য যুগের সৌর মডেলের উপাদানগুলির প্রাচুর্য আদিম উল্কাপিণ্ড থেকে অনুমান করা হয়। এই প্রাচুর্য তথ্যের পাশাপাশি, শূন্য-যুগের উজ্জ্বলতার একটি যুক্তিসঙ্গত অনুমান (যেমন বর্তমান সূর্যের উজ্জ্বলতা) তারপর একটি পুনরাবৃত্তিমূলক পদ্ধতি দ্বারা মডেলের জন্য সঠিক মানে রূপান্তরিত হয় এবং মডেল জুড়ে তাপমাত্রা, চাপ এবং ঘনত্ব গণনা করা হয় সংখ্যাগতভাবে নাক্ষত্রিক কাঠামোর সমীকরণগুলি সমাধান করে নক্ষত্রটিকে একটি স্থির অবস্থায় ধরে নিয়ে। মডেলটি তারপর সূর্যের বয়স পর্যন্ত সংখ্যাসূচকভাবে বিকশিত হয়। সূর্যের উজ্জ্বলতা, পৃষ্ঠের প্রাচুর্য ইত্যাদির পরিমাপ করা মানগুলির সাথে কোনও অসঙ্গতি। তারপর মডেলটি পরিমার্জন করতে ব্যবহার করা যেতে পারে। উদাহরণস্বরূপ, সূর্য গঠনের পর থেকে, কিছু হিলিয়াম এবং ভারী উপাদান আলোকমণ্ডল থেকে বিচ্ছুরণের মাধ্যমে বসতি স্থাপন করেছে। ফলস্বরূপ, সৌর আলোকমণ্ডলে এখন প্রোটোস্টেলার আলোকমণ্ডলের মতো প্রায় 87 শতাংশ হিলিয়াম এবং ভারী উপাদান রয়েছে; প্রোটোস্টেলার সৌর আলোকমণ্ডল ছিল হাইড্রোজেন, হিলিয়াম এবং 1.5 শতাংশ ধাতু। আরও সঠিক মডেলের জন্য বিচ্ছুরণ দ্বারা ভারী-উপাদান স্থিরকরণের একটি পরিমাপ প্রয়োজন। নাক্ষত্রিক কাঠামো সমীকরণের সংখ্যাসূচক মডেলিং নাক্ষত্রিক কাঠামোর ডিফারেনশিয়াল সমীকরণ, যেমন হাইড্রোস্ট্যাটিক ভারসাম্যের সমীকরণ, সংখ্যাসূচকভাবে সংহত করা হয়। ডিফারেনশিয়াল সমীকরণগুলি পার্থক্য সমীকরণ দ্বারা আনুমানিক করা হয়। নক্ষত্রটি গোলাকার প্রতিসম কোষ দ্বারা গঠিত বলে মনে করা হয় এবং ঘনত্ব, তাপমাত্রা এবং গঠনের পরিপ্রেক্ষিতে চাপ, অস্বচ্ছতা এবং শক্তি উৎপাদনের হারের জন্য সম্পর্ক প্রদান করে অবস্থার সমীকরণগুলি ব্যবহার করে সীমাবদ্ধ পদক্ষেপে সংখ্যাসূচক সংহতকরণ করা হয়। প্রোটন-প্রোটন শৃঙ্খল দ্বারা হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াসকে হিলিয়াম নিউক্লিয়াসে রূপান্তরিত করে এবং (আরও বিশাল তারার তুলনায় সূর্যের মধ্যে কম পরিমাণে) সি. এন. ও চক্রের মাধ্যমে সূর্যের কেন্দ্রে সূর্যের পারমাণবিক প্রতিক্রিয়াগুলির বিবর্তন তার গঠন পরিবর্তন করে। এটি সূর্যের কেন্দ্রে গড় আণবিক ওজন বৃদ্ধি করে, যার ফলে চাপ হ্রাস পাওয়া উচিত। এটি মূল চুক্তির পরিবর্তে ঘটে না। ভিরিয়াল উপপাদ্য অনুসারে, এই সংকোচন দ্বারা প্রকাশিত মহাকর্ষীয় সম্ভাব্য শক্তির অর্ধেক কেন্দ্রের তাপমাত্রা বাড়ানোর দিকে যায় এবং বাকি অর্ধেক বিকিরণ হয়। তাপমাত্রার এই বৃদ্ধি চাপও বাড়ায় এবং হাইড্রোস্ট্যাটিক ভারসাম্যের ভারসাম্য পুনরুদ্ধার করে। তাপমাত্রা বৃদ্ধির ফলে সূর্যের উজ্জ্বলতা বৃদ্ধি পায়, যা পারমাণবিক প্রতিক্রিয়ার হার বৃদ্ধি করে। বর্ধিত তাপমাত্রা এবং চাপের গ্রেডিয়েন্টের জন্য বাইরের স্তরগুলি প্রসারিত হয়, তাই ব্যাসার্ধও বৃদ্ধি পায়। কোনও তারা সম্পূর্ণরূপে স্থির থাকে না, তবে তারা দীর্ঘ সময়ের জন্য মূল ক্রমে (কেন্দ্রে জ্বলন্ত হাইড্রোজেন) থাকে। সূর্যের ক্ষেত্রে, এটি প্রায় 4.6 বিলিয়ন বছর ধরে মূল ক্রমে রয়েছে এবং প্রায় 11 বিলিয়ন (1010) বছরের মোট প্রধান ক্রমের জীবনকালের জন্য প্রায় 6.5 বিলিয়ন বছরের মধ্যে একটি লাল দৈত্য হয়ে উঠবে। সুতরাং স্থির অবস্থার অনুমান একটি খুব ভাল অনুমান। সরলতার জন্য, নাক্ষত্রিক কাঠামোর সমীকরণগুলি স্পষ্ট সময় নির্ভরতা ছাড়াই লেখা হয়, লুমিনোসিটি গ্রেডিয়েন্ট সমীকরণ ব্যতীতঃ এখানে লুমিনোসিটি, প্রতি একক ভরের পারমাণবিক শক্তি উৎপাদনের হার এবং নিউট্রিনো নির্গমনের কারণে লুমিনোসিটি (অন্যান্য পরিমাণের জন্য নীচে দেখুন)। প্রধান ক্রমে সূর্যের ধীর বিবর্তন তখন পারমাণবিক প্রজাতির পরিবর্তনের দ্বারা নির্ধারিত হয় (প্রধানত হাইড্রোজেন গ্রহণ করা হচ্ছে এবং হিলিয়াম উত্পাদিত হচ্ছে)। বিভিন্ন পারমাণবিক প্রতিক্রিয়ার হার উচ্চ শক্তিতে কণা পদার্থবিজ্ঞানের পরীক্ষা-নিরীক্ষা থেকে অনুমান করা হয়, যা নাক্ষত্রিক অভ্যন্তরের নিম্ন শক্তিতে ফিরে যায় (সূর্য বরং ধীরে ধীরে হাইড্রোজেন জ্বালায়)। ঐতিহাসিকভাবে, পারমাণবিক বিক্রিয়ার হারের ত্রুটিগুলি নাক্ষত্রিক মডেলিংয়ে ত্রুটির অন্যতম বৃহত্তম উৎস। পারমাণবিক প্রজাতির বিভিন্ন প্রাচুর্য (সাধারণত ভর ভগ্নাংশ দ্বারা) গণনা করার জন্য কম্পিউটার ব্যবহার করা হয়। একটি নির্দিষ্ট প্রজাতির উৎপাদনের হার এবং ধ্বংসের হার থাকবে, তাই তাপমাত্রা এবং ঘনত্বের বিভিন্ন পরিস্থিতিতে সময়ের সাথে সাথে এর প্রাচুর্য গণনা করার জন্য উভয়েরই প্রয়োজন। যেহেতু অনেকগুলি পারমাণবিক প্রজাতি রয়েছে, তাই সমস্ত প্রাচুর্য কীভাবে একসাথে পরিবর্তিত হয় তার উপর নজর রাখার জন্য একটি কম্পিউটারাইজড প্রতিক্রিয়া নেটওয়ার্কের প্রয়োজন। ভগট-রাসেল উপপাদ্য অনুসারে, একটি নক্ষত্র জুড়ে ভর এবং গঠন কাঠামো অনন্যভাবে তার ব্যাসার্ধ, উজ্জ্বলতা এবং অভ্যন্তরীণ কাঠামো, পাশাপাশি তার পরবর্তী বিবর্তন নির্ধারণ করে (যদিও এই "উপপাদ্য" শুধুমাত্র নাক্ষত্রিক বিবর্তনের ধীর, স্থিতিশীল পর্যায়ে প্রয়োগ করার উদ্দেশ্যে করা হয়েছিল এবং অবশ্যই পর্যায় এবং দ্রুত বিবর্তনীয় পর্যায়ের মধ্যে পরিবর্তনের ক্ষেত্রে প্রযোজ্য নয়)। সময়ের সাথে সাথে পারমাণবিক প্রজাতির বিভিন্ন প্রাচুর্য সম্পর্কে তথ্য, অবস্থার সমীকরণগুলির সাথে, একটি সংখ্যাসূচক সমাধানের জন্য যথেষ্ট ছোট সময় বৃদ্ধি গ্রহণ করে এবং প্রতিটি পর্যায়ে তারার অনন্য অভ্যন্তরীণ কাঠামো খুঁজে বের করার জন্য পুনরাবৃত্তি ব্যবহার করে। স্ট্যান্ডার্ড সৌর মডেলের উদ্দেশ্য এসএসএম দুটি উদ্দেশ্যে কাজ করেঃ এটি সূর্যের বয়সে সঠিক উজ্জ্বলতা এবং ব্যাসার্ধের জন্য নাক্ষত্রিক মডেলকে বাধ্য করে হিলিয়ামের প্রাচুর্য এবং মিশ্রণ দৈর্ঘ্যের পরামিতিগুলির জন্য অনুমান সরবরাহ করে, এটি অতিরিক্ত পদার্থবিজ্ঞানের সাথে আরও জটিল মডেলগুলির মূল্যায়ন করার একটি উপায় সরবরাহ করে, যেমন ঘূর্ণন, চৌম্বক ক্ষেত্র এবং বিচ্ছুরণ বা পরিচলন চিকিত্সার উন্নতি, যেমন মডেলিং টার্বুলেন্স এবং কনভেক্টিভ ওভারশুটিং। কণা পদার্থবিজ্ঞানের স্ট্যান্ডার্ড মডেল এবং স্ট্যান্ডার্ড মহাজাগতিক মডেলের মতো এস. এস. এম প্রাসঙ্গিক নতুন তাত্ত্বিক বা পরীক্ষামূলক পদার্থবিজ্ঞান আবিষ্কারের প্রতিক্রিয়ায় সময়ের সাথে পরিবর্তিত হয়। সূর্যের মধ্যে শক্তি পরিবহন যেমন সূর্যের নিবন্ধে বর্ণনা করা হয়েছে, সূর্যের একটি বিকিরণ কেন্দ্র এবং একটি পরিবাহী বাইরের আবরণ রয়েছে। মূল অংশে, পারমাণবিক প্রতিক্রিয়ার কারণে উজ্জ্বলতা মূলত বিকিরণের মাধ্যমে বাইরের স্তরে সঞ্চারিত হয়। তবে, বাইরের স্তরগুলিতে তাপমাত্রার ঢাল এত বেশি যে বিকিরণ পর্যাপ্ত শক্তি পরিবহন করতে পারে না। ফলস্বরূপ, তাপীয় পরিচলন ঘটে যখন তাপীয় স্তম্ভগুলি সূর্যের পৃষ্ঠে (আলোকমণ্ডল) গরম উপাদান বহন করে। একবার পদার্থটি পৃষ্ঠে শীতল হয়ে গেলে, এটি বিকিরণ অঞ্চলের শীর্ষ থেকে আরও তাপ পাওয়ার জন্য পরিচলন অঞ্চলের গোড়ায় নিচের দিকে নেমে যায়। একটি সৌর মডেলে, যেমন নাক্ষত্রিক কাঠামোতে বর্ণনা করা হয়েছে, তারার কেন্দ্র থেকে r দূরত্বে একটি গোলাকার শেলের ঘনত্ব, তাপমাত্রা T (r), মোট চাপ (পদার্থ এবং বিকিরণ) P (r), উজ্জ্বলতা l (r) এবং প্রতি একক ভর ε (r) শক্তি উৎপাদনের হার বিবেচনা করা হয়। শক্তির বিকিরণ পরিবহনকে বিকিরণ তাপমাত্রার গ্রেডিয়েন্ট সমীকরণ দ্বারা বর্ণনা করা হয়ঃ যেখানে κ হল পদার্থের অস্বচ্ছতা, σ হল স্টেফান-বোল্টজম্যান ধ্রুবক, এবং বোল্টজম্যান ধ্রুবক একটিতে সেট করা হয়। মিশ্রণ দৈর্ঘ্য তত্ত্ব ব্যবহার করে পরিবাহিতা বর্ণনা করা হয় এবং সংশ্লিষ্ট তাপমাত্রার গ্রেডিয়েন্ট সমীকরণ (অ্যাডিয়াব্যাটিক পরিচলন জন্য) হলঃ অ্যাডিয়াব্যাটিক সূচক কোথায়, গ্যাসের নির্দিষ্ট তাপের অনুপাত। (একটি সম্পূর্ণ আয়নিত আদর্শ গ্যাসের জন্য,) সূর্যের পরিচলন অঞ্চলের ভিত্তির কাছাকাছি, পরিচলনটি অ্যাডিয়াব্যাটিক, তবে সূর্যের পৃষ্ঠের কাছাকাছি, পরিচলন অ্যাডিয়াব্যাটিক নয়। বায়ুমণ্ডলে বিকিরণ স্থানান্তর বিবেচনা করে বিশদ ত্রিমাত্রিক এবং সময়-নির্ভর হাইড্রোডায়নামিকাল সিমুলেশনের মাধ্যমে পরিচলন অঞ্চলের উপরের অংশের আরও বাস্তবসম্মত বর্ণনা সম্ভব। এই ধরনের সিমুলেশনগুলি সফলভাবে সৌর গ্রানুলেশনের পর্যবেক্ষিত পৃষ্ঠ কাঠামো, সেইসাথে সৌর বিকিরণ বর্ণালীতে লাইনের বিস্তারিত প্রোফাইল পুনরুত্পাদন করে, অশান্তির প্যারামিট্রাইজড মডেল ব্যবহার না করে। সিমুলেশনগুলি কেবল সৌর ব্যাসার্ধের একটি খুব ছোট ভগ্নাংশকে আচ্ছাদন করে এবং স্পষ্টতই সাধারণ সৌর মডেলিংয়ে অন্তর্ভুক্ত হতে অনেক বেশি সময় নেয়। মিশ্রণ-দৈর্ঘ্যের বর্ণনার উপর ভিত্তি করে একটি মডেলের মাধ্যমে পরিচলন অঞ্চলের অ্যাডিয়াব্যাটিক অংশের মাধ্যমে একটি গড় অনুকরণের এক্সট্রপোলেশন দেখায় যে অনুকরণ দ্বারা পূর্বাভাস দেওয়া অ্যাডিয়াব্যাট মূলত সৌর পরিচলন অঞ্চলের গভীরতার সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ ছিল যা হেলিওসিসমোলজি থেকে নির্ধারিত হয়। কাছাকাছি-পৃষ্ঠের পরিচলন সংখ্যাসূচক অনুকরণের উপর ভিত্তি করে অশান্ত চাপ এবং গতিশক্তির প্রভাব সহ মিশ্রণ-দৈর্ঘ্য তত্ত্বের একটি সম্প্রসারণ তৈরি করা হয়েছে। এই বিভাগটি ক্রিস্টেনসেন-ডালসগার্ড রিভিউ অফ হেলিওসিসমোলজি, চতুর্থ অধ্যায় থেকে গৃহীত হয়েছে। অবস্থার সমীকরণ নাক্ষত্রিক কাঠামোর ডিফারেনশিয়াল সমীকরণের সংখ্যাসূচক সমাধানের জন্য চাপ, অস্বচ্ছতা এবং শক্তি উৎপাদনের হারের জন্য অবস্থার সমীকরণ প্রয়োজন, যা নাক্ষত্রিক কাঠামোতে বর্ণিত হয়েছে, যা এই চলকগুলিকে ঘনত্ব, তাপমাত্রা এবং গঠনের সাথে সম্পর্কিত করে। হেলিওসিসমোলজি হল সূর্যের তরঙ্গ দোলন নিয়ে গবেষণা। সূর্যের মধ্য দিয়ে এই তরঙ্গগুলির প্রসারণের পরিবর্তনগুলি অভ্যন্তরীণ কাঠামো প্রকাশ করে এবং জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞানীদের সূর্যের অভ্যন্তরীণ অবস্থার অত্যন্ত বিশদ প্রোফাইল বিকাশের অনুমতি দেয়। বিশেষত, সূর্যের বাইরের স্তরগুলিতে পরিচলন অঞ্চলের অবস্থান পরিমাপ করা যেতে পারে এবং সূর্যের মূল সম্পর্কে তথ্য প্রাচীনতম উল্কাপাতের থেকে সূর্যের বয়স অনুমান করার পদ্ধতি থেকে স্বাধীনভাবে সূর্যের বয়স গণনা করার জন্য এসএসএম ব্যবহার করে একটি পদ্ধতি সরবরাহ করে। এস. এস. এম-কে কীভাবে পরিমার্জিত করা যায় তার এটি আরেকটি উদাহরণ। নিউট্রিনো উৎপাদন হাইড্রোজেন সূর্যের বিভিন্ন মিথস্ক্রিয়ার মাধ্যমে হিলিয়ামে সংযুক্ত হয়। বেশিরভাগ নিউট্রিনো পিপি চেইনের মাধ্যমে উত্পাদিত হয়, এমন একটি প্রক্রিয়া যেখানে চারটি প্রোটন একত্রিত হয়ে দুটি প্রোটন, দুটি নিউট্রন, দুটি পজিট্রন এবং দুটি ইলেক্ট্রন নিউট্রিনো তৈরি হয়। নিউট্রিনোও সি. এন. ও চক্র দ্বারা উত্পাদিত হয়, তবে অন্যান্য নক্ষত্রের তুলনায় সূর্যের মধ্যে এই প্রক্রিয়াটি যথেষ্ট কম গুরুত্বপূর্ণ। সূর্যের মধ্যে উৎপাদিত বেশিরভাগ নিউট্রিনো পিপি চেইনের প্রথম ধাপ থেকে আসে তবে তাদের শক্তি এত কম (<0.425 এমইভি) যে সেগুলি সনাক্ত করা খুব কঠিন। পিপি চেইনের একটি বিরল পার্শ্ব শাখা প্রায় 15 এমইভি সর্বোচ্চ শক্তি সহ "বোরন-8" নিউট্রিনো তৈরি করে এবং এগুলি সনাক্ত করা সবচেয়ে সহজ নিউট্রিনো। পিপি শৃঙ্খলে একটি খুব বিরল মিথস্ক্রিয়া "হেপ" নিউট্রিনো তৈরি করে, যা সূর্য দ্বারা উত্পাদিত হওয়ার পূর্বাভাস দেওয়া সর্বোচ্চ শক্তি নিউট্রিনো। এগুলির সর্বোচ্চ শক্তি প্রায় 18 মেগাওয়াট হবে বলে পূর্বাভাস দেওয়া হয়েছে। উপরে বর্ণিত সমস্ত মিথস্ক্রিয়া শক্তির একটি বর্ণালী সহ নিউট্রিনো তৈরি করে। 7বি-এর ইলেক্ট্রন ক্যাপচার মোটামুটিভাবে 0.862 এমইভি (~90%) বা 0.384 এমইভি (~10%)-তে নিউট্রিনো তৈরি করে। নিউট্রিনো সনাক্তকরণ অন্যান্য কণাগুলির সাথে নিউট্রিনোর মিথস্ক্রিয়ার দুর্বলতার অর্থ হল সূর্যের কেন্দ্রে উত্পাদিত বেশিরভাগ নিউট্রিনো শোষিত না হয়ে সূর্যের মধ্য দিয়ে যেতে পারে। অতএব, এই নিউট্রিনোগুলি সনাক্ত করে সরাসরি সূর্যের কেন্দ্রস্থল পর্যবেক্ষণ করা সম্ভব। মহাজাগতিক নিউট্রিনো সফলভাবে সনাক্ত করার প্রথম পরীক্ষাটি ছিল রে ডেভিসের ক্লোরিন পরীক্ষা, যেখানে পারক্লোরোইথিলিন-এর একটি বড় ট্যাঙ্কে ক্লোরিন নিউক্লিয়াসের তেজস্ক্রিয় আর্গনে রূপান্তর পর্যবেক্ষণ করে নিউট্রিনো সনাক্ত করা হয়েছিল। এটি নিউট্রিনোগুলির জন্য প্রত্যাশিত একটি প্রতিক্রিয়া চ্যানেল ছিল, কিন্তু যেহেতু শুধুমাত্র আর্গন ক্ষয়ের সংখ্যা গণনা করা হয়েছিল, তাই এটি কোনও দিকনির্দেশক তথ্য দেয়নি, যেমন নিউট্রিনোগুলি কোথা থেকে এসেছে। এই পরীক্ষায় সেই সময়ের আদর্শ সৌর মডেলের পূর্বাভাস অনুযায়ী প্রায় এক-তৃতীয়াংশ নিউট্রিনো পাওয়া গেছে এবং এই সমস্যাটি সৌর নিউট্রিনো সমস্যা হিসাবে পরিচিত হয়ে ওঠে। যদিও এখন জানা গেছে যে ক্লোরিন পরীক্ষাটি নিউট্রিনো সনাক্ত করেছে, সেই সময়ে কিছু পদার্থবিজ্ঞানী এই পরীক্ষাটি নিয়ে সন্দেহ করেছিলেন, মূলত কারণ তারা এই ধরনের রেডিওকেমিক্যাল কৌশলগুলিকে বিশ্বাস করতেন না। নিউট্রিনো-ইলেকট্রন ইলাস্টিক বিচ্ছুরণের মাধ্যমে নিউট্রিনো সনাক্ত করার জন্য যথেষ্ট কম শক্তির সীমা সহ একটি জল চেরেনকভ ডিটেক্টর কামিওকান্ডে-2 পরীক্ষার মাধ্যমে সৌর নিউট্রিনোগুলির দ্ব্যর্থহীন সনাক্তকরণ সরবরাহ করা হয়েছিল। স্থিতিস্থাপক বিচ্ছুরণ মিথস্ক্রিয়ায় বিক্রিয়ার বিন্দু থেকে বেরিয়ে আসা ইলেকট্রনগুলি সূর্য থেকে দূরে নিউট্রিনো যে দিকে যাচ্ছিল তার দিকে জোরালোভাবে নির্দেশ করে। সূর্যের দিকে ফিরে তাকানোর এই ক্ষমতা ছিল প্রথম চূড়ান্ত প্রমাণ যে সূর্য কেন্দ্রে পারমাণবিক মিথস্ক্রিয়া দ্বারা চালিত হয়। যদিও কামিওকান্দে-2-এ পর্যবেক্ষণ করা নিউট্রিনোগুলি স্পষ্টভাবে সূর্য থেকে ছিল, সেই সময়ের তত্ত্বের তুলনায় নিউট্রিনো মিথস্ক্রিয়ার হার আবার দমন করা হয়েছিল। আরও খারাপ, কামিওকান্দে-2য় পরীক্ষায় ক্লোরিন পরীক্ষার 1/3-এর পরিবর্তে পূর্বাভাসকৃত প্রবাহের প্রায় 1/2 পরিমাপ করা হয়েছিল। সৌর নিউট্রিনো সমস্যার সমাধান অবশেষে পরীক্ষামূলকভাবে সাদবারি নিউট্রিনো অবজারভেটরি (এস. এন. ও) দ্বারা নির্ধারিত হয়েছিল। রেডিওকেমিক্যাল পরীক্ষাগুলি শুধুমাত্র ইলেক্ট্রন নিউট্রিনোগুলির প্রতি সংবেদনশীল ছিল এবং সেরেনকভ পরীক্ষার জলের সংকেতটি ইলেক্ট্রন নিউট্রিনো সংকেত দ্বারা প্রভাবিত ছিল। এস. এন. ও পরীক্ষায়, বিপরীতে, তিনটি নিউট্রিনো স্বাদের প্রতি সংবেদনশীলতা ছিল। একই সঙ্গে ইলেক্ট্রন নিউট্রিনো এবং মোট নিউট্রিনো প্রবাহ পরিমাপ করে পরীক্ষাটি দেখায় যে দমন এমএসডাব্লু প্রভাবের কারণে হয়েছিল, সূর্যের পরিবর্তিত ঘনত্বের কারণে অনুরণনের মধ্য দিয়ে যাওয়ার সময় ইলেক্ট্রন নিউট্রিনোগুলির বিশুদ্ধ স্বাদ অবস্থা থেকে দ্বিতীয় নিউট্রিনো ভর আইগেনস্টেট রূপান্তরিত হয়েছিল। অনুরণনটি শক্তির উপর নির্ভরশীল এবং 2এমইভি-র কাছাকাছি "চালু" হয়। ওয়াটার সেরেনকভ ডিটেক্টরগুলি শুধুমাত্র 5এমইভি-র উপরে নিউট্রিনো সনাক্ত করে, যেখানে রেডিওকেমিক্যাল পরীক্ষাগুলি নিম্ন শক্তির প্রতি সংবেদনশীল ছিল (ক্লোরিনের জন্য 0.8MeV, গ্যালিয়ামের জন্য 0.2MeV), এবং এটি দুই ধরনের পরীক্ষায় পর্যবেক্ষিত নিউট্রিনো হারের পার্থক্যের উৎস হিসাবে প্রমাণিত হয়। প্রোটন-প্রোটন শৃঙ্খল হেপ নিউট্রিনো (পরবর্তী বিন্দু) ছাড়া প্রোটন-প্রোটন শৃঙ্খল বিক্রিয়া (পিপি নিউট্রিনো) থেকে সমস্ত নিউট্রিনো সনাক্ত করা হয়েছে। তিনটি কৌশল গ্রহণ করা হয়েছেঃ হোমস্টেক, গ্যালেক্স, জি. এন. ও এবং সেজে দ্বারা ব্যবহৃত রেডিওকেমিক্যাল কৌশলটি নিউট্রিনো ফ্লাক্সকে ন্যূনতম শক্তির উপরে পরিমাপ করার অনুমতি দেয়। ডিটেক্টর এস. এন. ও ডিউটেরিয়ামের উপর বিচ্ছুরণ ব্যবহার করে যা ঘটনাগুলির শক্তি পরিমাপ করার অনুমতি দেয়, যার ফলে পূর্বাভাসকৃত এস. এস. এম নিউট্রিনো নির্গমনের একক উপাদানগুলি সনাক্ত করা যায়। পরিশেষে, কামিওকান্ডে, সুপার-কামিওকান্ডে, এস. এন. ও, বোরেক্সিনো এবং কামল্যান্ড ইলেকট্রনের উপর স্থিতিস্থাপক বিক্ষেপণ ব্যবহার করে, যা নিউট্রিনো শক্তির পরিমাপের অনুমতি দেয়। কামিওকান্ডে, সুপার-কামিওকান্ডে, এস. এন. ও, বোরেক্সিনো, কামল্যান্ড দ্বারা বোরন8 নিউট্রিনো দেখা গেছে। বেরিলিয়াম 7, পেপ এবং পিপি নিউট্রিনো এখন পর্যন্ত শুধুমাত্র বোরেক্সিনো দ্বারা দেখা গেছে। এইচইপি নিউট্রিনো বোরন-8 নিউট্রিনোর তুলনায় তাদের ছোট প্রবাহের কারণে সর্বোচ্চ শক্তির নিউট্রিনো এখনও দেখা যায়নি, এখনও পর্যন্ত প্রবাহের উপর কেবল সীমা স্থাপন করা হয়েছে। এসএসএম দ্বারা পূর্বাভাস দেওয়া প্রবাহ পর্যবেক্ষণ করার জন্য এখনও পর্যন্ত কোনও পরীক্ষার যথেষ্ট সংবেদনশীলতা নেই। সৌর শক্তি উৎপাদনের সি. এন. ও চক্র থেকে সি. এন. ও চক্র নিউট্রিনো-অর্থাৎ সি. এন. ও-নিউট্রিনো-ও 1 এম. ই. ভি-র নিচে পর্যবেক্ষণযোগ্য ঘটনা সরবরাহ করবে বলে আশা করা হচ্ছে। পরীক্ষামূলক গোলমালের (পটভূমি) কারণে এগুলি এখনও পর্যবেক্ষণ করা হয়নি। অতি-বিশুদ্ধ সিন্টিলেটর ডিটেক্টরগুলির এস. এস. এম দ্বারা ভবিষ্যদ্বাণী করা প্রবাহ অনুসন্ধান করার সম্ভাবনা রয়েছে। এই সনাক্তকরণ ইতিমধ্যেই বোরেক্সিনোতে সম্ভব হতে পারে; পরবর্তী বৈজ্ঞানিক অনুষ্ঠানগুলি এস. এন. ও +-এ হবে এবং দীর্ঘমেয়াদে, এল. ই. এন. এ এবং জুনো-তে, তিনটি ডিটেক্টর বড় হবে তবে বোরেক্সিনোর একই নীতি ব্যবহার করবে। বোরেক্সিনো সহযোগিতা নিশ্চিত করেছে যে সি. এন. ও চক্র সূর্যের কেন্দ্রের মধ্যে শক্তি উৎপাদনের 1 শতাংশের জন্য দায়ী। ভবিষ্যতের পরীক্ষাগুলি যদিও রেডিওকেমিক্যাল পরীক্ষাগুলি কিছু অর্থে পিপি এবং বিই 7 নিউট্রিনোগুলি পর্যবেক্ষণ করেছে তারা কেবল অবিচ্ছেদ্য প্রবাহগুলি পরিমাপ করেছে। সৌর নিউট্রিনো পরীক্ষার "হোলি গ্রেল" পৃথক নিউট্রিনো শক্তির প্রতি সংবেদনশীল একটি ডিটেক্টর দিয়ে বিই 7 নিউট্রিনো সনাক্ত করবে। এই পরীক্ষাটি এমএসডাব্লু প্রভাবের টার্ন-অন অনুসন্ধান করে এমএসডাব্লু অনুমান পরীক্ষা করবে। কিছু বহিরাগত মডেল এখনও সৌর নিউট্রিনো ঘাটতি ব্যাখ্যা করতে সক্ষম, তাই এমএসডাব্লু চালু পর্যবেক্ষণ, কার্যত, অবশেষে সৌর নিউট্রিনো সমস্যার সমাধান করবে। মূল তাপমাত্রার পূর্বাভাস বোরন-8 নিউট্রিনোর প্রবাহ সূর্যের মূল তাপমাত্রার প্রতি অত্যন্ত সংবেদনশীল। এই কারণে, বোরন-8 নিউট্রিনো ফ্লাক্সের একটি সুনির্দিষ্ট পরিমাপ সূর্যের কেন্দ্রের তাপমাত্রার পরিমাপ হিসাবে আদর্শ সৌর মডেলের কাঠামোতে ব্যবহার করা যেতে পারে। প্রথম এস. এন. ও ফলাফল প্রকাশিত হওয়ার পরে ফিওরেন্তিনি এবং রিচি দ্বারা এই অনুমানটি করা হয়েছিল এবং তারা একটি নির্ধারিত নিউট্রিনো ফ্লাক্স থেকে 5.2 ×106/সেমি2·এস তাপমাত্রা অর্জন করেছিল। সৌর পৃষ্ঠে লিথিয়াম হ্রাস সূর্যের বিবর্তনের নাক্ষত্রিক মডেলগুলি লিথিয়াম (লি) ব্যতীত সৌর পৃষ্ঠের রাসায়নিক প্রাচুর্যের পূর্বাভাস খুব ভালভাবে দেয়। সূর্যের পৃষ্ঠে লি-এর প্রাচুর্য প্রোটোসোলার মানের চেয়ে 140 গুণ কম (অর্থাৎ। সূর্যের জন্মের সময় আদিম প্রাচুর্য), তবুও পৃষ্ঠের পরিচলন অঞ্চলের গোড়ায় তাপমাত্রা পোড়ানোর মতো যথেষ্ট গরম নয়-এবং তাই হ্রাস-লি। এটি সৌর লিথিয়াম সমস্যা হিসাবে পরিচিত। সূর্যের মতো একই বয়স, ভর এবং ধাতবতার সৌর-ধরনের তারাগুলিতে প্রচুর পরিমাণে লি-এর প্রাচুর্য দেখা যায়। পর্যবেক্ষিত গ্রহ (এক্সোপ্ল্যানেট) সহ বা ছাড়া এই ধরনের তারার একটি নিরপেক্ষ নমুনা পর্যবেক্ষণে দেখা গেছে যে পরিচিত গ্রহ বহনকারী তারাগুলিতে আদিম লি প্রাচুর্যের এক শতাংশেরও কম রয়েছে এবং বাকি অর্ধেকের মধ্যে দশগুণ বেশি লি রয়েছে। অনুমান করা হয় যে গ্রহের উপস্থিতি মিশ্রণের পরিমাণ বাড়িয়ে দিতে পারে এবং পরিচলন অঞ্চলটিকে এতটাই গভীর করে তুলতে পারে যে লি পুড়িয়ে ফেলা যেতে পারে। এর জন্য একটি সম্ভাব্য প্রক্রিয়া হল এই ধারণা যে গ্রহগুলি তারার কৌণিক ভরবেগের বিবর্তনকে প্রভাবিত করে, এইভাবে গ্রহবিহীন অনুরূপ তারার তুলনায় তারার ঘূর্ণন পরিবর্তন করে; সূর্যের ক্ষেত্রে তার ঘূর্ণন ধীর হয়ে যায়। মডেলিংয়ে কোথায় এবং কখন ত্রুটি রয়েছে তা খুঁজে বের করার জন্য আরও গবেষণা প্রয়োজন। আধুনিক দিনের সূর্যের অভ্যন্তরের হেলিওসেসমিক প্রোবের নির্ভুলতার পরিপ্রেক্ষিতে, সম্ভবত প্রোটোস্টেলার সূর্যের মডেলিং সামঞ্জস্য করা দরকার। আরও দেখুন প্রোটোস্টার রেফারেন্স এক্সটার্নাল লিঙ্ক ডেভিড গুয়েন্টার সোলার মডেলস দ্বারা এসএসএম-এর বর্ণনাঃ জন এন বাহকাল অ্যাস্ট্রোফিজিক্স কনসেপচুয়াল মডেল সান স্টেলার বিবর্তন দ্বারা একটি ঐতিহাসিক ওভারভিউ