แบบจำลองดวงอาทิตย์มาตรฐาน ( SSM ) เป็นแบบจำลอง ทางคณิตศาสตร์ ของดวงอาทิตย์ใน รูปทรง กลมของก๊าซ (ในสถานะการแตกตัวเป็นไอออน ที่แตกต่างกัน โดยไฮโดรเจนในส่วนลึกภายในเป็นพลาสมา ที่แตกตัวเป็นไอออนอย่างสมบูรณ์ ) แบบจำลองดาวฤกษ์นี้ ในทางเทคนิคคือ แบบจำลอง กึ่งคงที่แบบสมมาตรทรงกลม ของดาวฤกษ์มีโครงสร้างดาวฤกษ์ที่อธิบายโดยสมการเชิงอนุพันธ์หลายสมการที่ได้มาจากหลักการทางฟิสิกส์พื้นฐาน แบบจำลองนี้ถูกจำกัดด้วยเงื่อนไขขอบเขตได้แก่ความสว่างรัศมี อายุ และองค์ประกอบของดวงอาทิตย์ ซึ่งได้รับการกำหนดไว้อย่างดี อายุของดวงอาทิตย์ไม่สามารถวัดได้โดยตรง วิธีหนึ่งในการประมาณอายุคือจากอายุของอุกกาบาตที่เก่าแก่ที่สุด และแบบจำลองวิวัฒนาการของระบบสุริยะ^{[ 1 ]}องค์ประกอบในชั้นโฟโตสเฟียร์ของดวงอาทิตย์ในปัจจุบัน โดยมวล คือ ไฮโดรเจน 74.9% และฮีเลียม 23.8% ^{[ 2 ]}ธาตุที่หนักกว่าทั้งหมด ซึ่งเรียกว่าโลหะในทางดาราศาสตร์ มีมวลน้อยกว่า 2 เปอร์เซ็นต์ แบบจำลอง SSM ใช้เพื่อทดสอบความถูกต้องของทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ อันที่จริง วิธีเดียวที่จะกำหนดพารามิเตอร์อิสระสองตัวของแบบจำลองวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ ได้แก่ ปริมาณฮีเลียมและ พารามิเตอร์ ความยาวการผสม (ซึ่งใช้ในการจำลองการพาความร้อนในดวงอาทิตย์) คือการปรับแบบจำลอง SSM ให้ "เข้ากัน" กับดวงอาทิตย์ที่สังเกตได้

ดาวฤกษ์จะถือว่ามีอายุเป็นศูนย์ (ดาวฤกษ์ก่อนกำเนิด) เมื่อถือว่ามีองค์ประกอบที่เป็นเนื้อเดียวกันและเพิ่งเริ่มได้รับความสว่างส่วนใหญ่จากปฏิกิริยานิวเคลียร์ (โดยไม่สนใจช่วงเวลาของการหดตัวจากเมฆก๊าซและฝุ่น) เพื่อให้ได้ SSM แบบจำลองดาวฤกษ์มวล 1 เท่าของอาทิตย์ ( M☉ ) ที่มีอายุเป็นศูนย์จะถูกวิวัฒนาการเชิงตัวเลขไปจนถึงอายุของดวงอาทิตย์ ความอุดมสมบูรณ์ของธาตุในแบบจำลองดวงอาทิตย์ที่มีอายุเป็นศูนย์นั้นประมาณจากอุกกาบาตดั้งเดิม^{[ 2 ]}พร้อมกับข้อมูลความอุดมสมบูรณ์นี้ การคาดเดาที่สมเหตุสมผลเกี่ยวกับความสว่างที่มีอายุเป็นศูนย์ (เช่น ความสว่างของดวงอาทิตย์ในปัจจุบัน) จะถูกแปลงโดยกระบวนการวนซ้ำเป็นค่าที่ถูกต้องสำหรับแบบจำลอง และอุณหภูมิ ความดัน และความหนาแน่นตลอดทั้งแบบจำลองจะถูกคำนวณโดยการแก้สมการโครงสร้างของดาวฤกษ์เชิงตัวเลขโดยสมมติว่าดาวฤกษ์อยู่ในสภาวะคงที่จากนั้นแบบจำลองจะถูกวิวัฒนาการเชิงตัวเลขไปจนถึงอายุของดวงอาทิตย์ ความคลาดเคลื่อนใดๆ จากค่าที่วัดได้ของความสว่างของดวงอาทิตย์ ปริมาณธาตุบนพื้นผิว ฯลฯ สามารถนำมาใช้ปรับปรุงแบบจำลองได้ ตัวอย่างเช่น นับตั้งแต่ดวงอาทิตย์ก่อตัวขึ้น ฮีเลียมและธาตุหนักบางส่วนได้ตกตะกอนออกจากชั้นโฟโตสเฟียร์โดยการแพร่กระจาย ส่งผลให้ชั้นโฟโตสเฟียร์ของดวงอาทิตย์ในปัจจุบันมีฮีเลียมและธาตุหนักอยู่ประมาณ 87% ของปริมาณที่ชั้นโฟโตสเฟียร์ของดาวฤกษ์แรกเริ่มเคยมี โดยชั้นโฟโตสเฟียร์ของดาวฤกษ์แรกเริ่มประกอบด้วยไฮโดรเจน 71.1% ฮีเลียม 27.4% และโลหะ 1.5% ^{[ 2 ]}จำเป็นต้องมีการวัดการตกตะกอนของธาตุหนักโดยการแพร่กระจายเพื่อสร้างแบบจำลองที่แม่นยำยิ่งขึ้น

สมการเชิงอนุพันธ์ของโครงสร้างดาวฤกษ์ เช่น สมการสมดุลอุทกสถิต จะถูกรวมเข้าด้วยกันในเชิงตัวเลข สมการเชิงอนุพันธ์จะถูกประมาณด้วยสมการผลต่างสมมติว่าดาวฤกษ์ประกอบด้วยเปลือกทรงกลมสมมาตร และการรวมเชิงตัวเลขจะดำเนินการในขั้นตอนจำกัดโดยใช้สมการสถานะซึ่งให้ความสัมพันธ์สำหรับความดัน ความทึบแสง และอัตราการสร้างพลังงานในแง่ของความหนาแน่น อุณหภูมิ และองค์ประกอบ^{[ 3 ]}

ปฏิกิริยานิวเคลียร์ในแกนกลางของดวงอาทิตย์เปลี่ยนองค์ประกอบของมัน โดยการเปลี่ยน นิวเคลียส ของไฮโดรเจนเป็นนิวเคลียสของฮีเลียม โดย ห่วงโซ่โปรตอน-โปรตอนและ (ในระดับที่น้อยกว่าในดวงอาทิตย์เมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า) วัฏจักร CNOสิ่งนี้จะเพิ่มน้ำหนักโมเลกุลเฉลี่ยในแกนกลางของดวงอาทิตย์ ซึ่งควรจะนำไปสู่การลดลงของความดัน แต่สิ่งนี้ไม่เกิดขึ้น เนื่องจากแกนกลางกลับหดตัวลง ตามทฤษฎีวิเรียลพลังงานศักย์โน้มถ่วงครึ่งหนึ่งที่ปล่อยออกมาจากการหดตัวนี้จะไปเพิ่มอุณหภูมิของแกนกลาง และอีกครึ่งหนึ่งจะแผ่รังสีออกไป การเพิ่มขึ้นของอุณหภูมินี้ยังเพิ่มความดันและฟื้นฟูสมดุลของสมดุลอุทกสถิตความสว่างของดวงอาทิตย์เพิ่มขึ้นเนื่องจากการเพิ่มขึ้นของอุณหภูมิ ทำให้เพิ่มอัตราการเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ ชั้นนอกขยายตัวเพื่อชดเชยการเพิ่มขึ้นของอุณหภูมิและความชันของความดัน ดังนั้นรัศมีจึงเพิ่มขึ้นด้วย^{[ 3 ]}

ไม่มีดาวฤกษ์ดวงใดที่หยุดนิ่งโดยสมบูรณ์ แต่ดาวฤกษ์จะอยู่ในลำดับหลัก (เผาไหม้ไฮโดรเจนในแกนกลาง) เป็นเวลานาน ในกรณีของดวงอาทิตย์ มันอยู่ในลำดับหลักมาประมาณ 4.6 พันล้านปีแล้ว และจะกลายเป็นดาวยักษ์แดงในอีกประมาณ 6.5 พันล้านปี^{[ 5 ]}ทำให้มีอายุขัยในลำดับหลักรวมประมาณ 11 พันล้านปี (10 ¹⁰ ) ดังนั้นสมมติฐานของสภาวะคงที่จึงเป็นการประมาณที่ดีมาก เพื่อความง่าย สมการโครงสร้างของดาวฤกษ์จึงเขียนโดยไม่มีการพึ่งพาเวลาอย่างชัดเจน ยกเว้นสมการการไล่ระดับความสว่าง: ในที่นี้Lคือความสว่างεคืออัตราการสร้างพลังงานนิวเคลียร์ต่อหน่วยมวล และε คือความสว่างเนื่องจากการปล่อยนิวตริโน (ดู ปริมาณอื่นๆ ด้านล่าง ) วิวัฒนาการที่ช้าของดวงอาทิตย์ในลำดับหลักจึงถูกกำหนดโดยการเปลี่ยนแปลงของชนิดนิวเคลียร์ (โดยหลักคือไฮโดรเจนถูกบริโภคและฮีเลียมถูกผลิตขึ้น) อัตราการเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ต่างๆ นั้นประเมินจากผลการทดลองฟิสิกส์อนุภาคที่พลังงานสูง ซึ่งนำมาคาดการณ์ย้อนกลับไปยังพลังงานที่ต่ำกว่าภายในดาวฤกษ์ (ดวงอาทิตย์เผาไหม้ไฮโดรเจนค่อนข้างช้า) ในอดีต ข้อผิดพลาดในอัตราการเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์เป็นหนึ่งในแหล่งที่มาของข้อผิดพลาดที่ใหญ่ที่สุดในการสร้างแบบจำลองดาวฤกษ์ คอมพิวเตอร์ถูกนำมาใช้ในการคำนวณปริมาณที่เปลี่ยนแปลงไป (โดยปกติจะวัดจากสัดส่วนมวล) ของชนิดนิวเคลียร์ต่างๆ ชนิดใดชนิดหนึ่งจะมีอัตราการผลิตและอัตราการทำลาย ดังนั้นจึงจำเป็นต้องใช้ทั้งสองอัตราในการคำนวณปริมาณของมันในช่วงเวลาต่างๆ ภายใต้สภาวะอุณหภูมิและความหนาแน่นที่แตกต่างกัน เนื่องจากมีชนิดนิวเคลียร์จำนวนมาก จึง จำเป็นต้องมี เครือข่ายปฏิกิริยา ด้วยคอมพิวเตอร์ เพื่อติดตามการเปลี่ยนแปลงของปริมาณทั้งหมดไปพร้อมๆ กัน $${\displaystyle {\frac {dL}{dr}}=4\pi r^{2}\rho \left(\varepsilon -\varepsilon _{\nu }\right)}$$

ตามทฤษฎีบท Vogt–Russellมวลและโครงสร้างองค์ประกอบตลอดทั้งดาวฤกษ์จะกำหนดรัศมี ความสว่าง และโครงสร้างภายในของดาวฤกษ์ได้อย่างเฉพาะเจาะจง รวมถึงวิวัฒนาการในภายหลังด้วย (แม้ว่า "ทฤษฎีบท" นี้ตั้งใจจะนำไปใช้กับระยะวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่ช้าและเสถียรเท่านั้น และแน่นอนว่าไม่สามารถนำไปใช้กับการเปลี่ยนผ่านระหว่างระยะต่างๆ และระยะวิวัฒนาการที่รวดเร็วได้) ^{[ 3 ]} ข้อมูลเกี่ยวกับความอุดมสมบูรณ์ของชนิดนิวเคลียร์ที่เปลี่ยนแปลงไปตามเวลา พร้อมกับสมการสถานะ เพียงพอสำหรับการแก้ปัญหาเชิงตัวเลขโดยการใช้ช่วงเวลาเพิ่มที่เล็กพอ และใช้การวนซ้ำเพื่อค้นหาโครงสร้างภายในที่เป็นเอกลักษณ์ของดาวฤกษ์ในแต่ละระยะ

SSM มีวัตถุประสงค์สองประการ:

• แบบจำลองนี้ให้ค่าประมาณสำหรับปริมาณฮีเลียมและพารามิเตอร์ความยาวการผสม โดยบังคับให้แบบจำลองดาวฤกษ์มีความสว่างและรัศมีที่ถูกต้องตามอายุของดวงอาทิตย์
• วิธีการนี้ช่วยให้สามารถประเมินแบบจำลองที่ซับซ้อนมากขึ้นซึ่งมีฟิสิกส์เพิ่มเติม เช่น การหมุน สนามแม่เหล็ก และการแพร่กระจาย หรือการปรับปรุงการจัดการการพาความร้อน เช่น การจำลองความปั่นป่วน และการพาความร้อนเกินขอบเขต

เช่นเดียวกับแบบจำลองมาตรฐานของฟิสิกส์อนุภาคและ แบบจำลอง จักรวาลวิทยามาตรฐาน แบบจำลองมาตรฐาน ของฟิสิกส์ (SSM) เปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลาเพื่อตอบสนองต่อการค้นพบ ทางทฤษฎีหรือ การทดลอง ทางฟิสิกส์ ใหม่ๆ ที่เกี่ยวข้อง

ดวงอาทิตย์มีแกนกลางที่แผ่รังสีและชั้นนอกที่พาความร้อน ในแกนกลาง ความสว่างที่เกิดจากปฏิกิริยานิวเคลียร์จะถูกส่งไปยังชั้นนอกโดยส่วนใหญ่ผ่านการแผ่รังสี อย่างไรก็ตาม ในชั้นนอกนั้น ความแตกต่างของอุณหภูมิสูงมากจนการแผ่รังสีไม่สามารถส่งผ่านพลังงานได้เพียงพอ ดังนั้นจึงเกิดการพาความร้อนขึ้น โดยเสาความร้อนจะนำพาสสารร้อนไปยังพื้นผิว (โฟโตสเฟียร์) ของดวงอาทิตย์ เมื่อสสารเย็นลงที่พื้นผิว มันจะตกลงมาด้านล่างสู่ฐานของเขตพาความร้อน เพื่อรับความร้อนเพิ่มเติมจากด้านบนของเขตแผ่รังสี

ในแบบจำลองดวงอาทิตย์ ดังที่อธิบายไว้ในโครงสร้างดาวฤกษ์เราจะพิจารณาความหนาแน่นอุณหภูมิT ( r ) ความดัน รวม (สสารบวกรังสี) P ( r ) ความสว่างl ( r ) และอัตราการสร้างพลังงานต่อหน่วยมวลε ( r ) ในเปลือกทรงกลมที่มีความหนา dr ที่ระยะrจากศูนย์กลางของดาวฤกษ์ ${\displaystyle \rho (r)}$

การถ่ายเทพลังงานโดยการแผ่รังสีอธิบายได้ด้วยสมการความชันของอุณหภูมิจากการแผ่รังสี: โดยที่κคือค่าความทึบแสงของสสาร, σคือค่าคงที่ของสเตฟาน-โบลต์ซมันน์และค่าคงที่ของโบลต์ซมันน์ถูกกำหนดให้เท่ากับหนึ่ง $${\displaystyle {dT \over dr}=-{3\kappa \rho l \over 16\pi r^{2}\sigma T^{3}},}$$

การพาความร้อนอธิบายโดยใช้ทฤษฎีความยาวการผสม^{[ 6 ]}และสมการความชันของอุณหภูมิที่สอดคล้องกัน (สำหรับ การพาความร้อน แบบอะเดียแบติก ) คือ: โดยที่γ = c / c คือดัชนีอะเดียแบติกซึ่งเป็นอัตราส่วนของความร้อนจำเพาะในแก๊ส (สำหรับแก๊สอุดมคติที่แตกตัวเป็นไอออนอย่างสมบูรณ์γ = 5/3 ) $${\displaystyle {dT \over dr}=\left(1-{1 \over \gamma }\right){T \over P}{dP \over dr},}$$

บริเวณใกล้ฐานของเขตการพาความร้อนของดวงอาทิตย์ การพาความร้อนจะเป็นแบบอะเดียแบติก แต่บริเวณใกล้พื้นผิวของดวงอาทิตย์ การพาความร้อนจะไม่เป็นแบบอะเดียแบติก

การอธิบายส่วนบนสุดของโซนการพาความร้อนที่สมจริงยิ่งขึ้นนั้นเป็นไปได้ผ่าน การจำลอง ทางอุทกพลศาสตร์ แบบสามมิติและขึ้นอยู่กับเวลาโดยละเอียด โดยคำนึงถึงการถ่ายเทรังสีในชั้นบรรยากาศ^{[ 7 ]}การจำลองดังกล่าวสามารถจำลองโครงสร้างพื้นผิวของการเกิดเม็ดบนดวงอาทิตย์ที่สังเกตได้ [ 8 ] รวมถึงรายละเอียดโปรไฟล์ของเส้นในสเปกตรัมการแผ่รังสีของดวงอาทิตย์ได้สำเร็จโดยไม่^{ต้องใช้แบบ}จำลองความปั่นป่วน แบบ พารามิเตอร์^{[ 9 ]}การจำลองครอบคลุมเพียงเศษส่วนเล็ก ๆ ของรัศมีดวงอาทิตย์ และเห็นได้ชัดว่าใช้เวลานานเกินไปที่จะรวมไว้ในการสร้างแบบจำลองดวงอาทิตย์ทั่วไป การประมาณค่าการจำลองเฉลี่ยผ่าน ส่วนอะเดีย แบติกของโซนการพาความร้อนโดยใช้แบบจำลองที่อิงตามคำอธิบายความยาวการผสม แสดงให้เห็นว่าอะเดียแบติกที่ทำนายโดยการจำลองนั้นสอดคล้องกับความลึกของโซนการพาความร้อนของดวงอาทิตย์ที่กำหนดจากเฮลิโอซีสมอโลยี^{[ 10 ]} ได้มีการพัฒนาการ ขยายทฤษฎีความยาวการผสม ซึ่งรวมถึงผลกระทบของความดันปั่นป่วนและพลังงานจลน์โดยอาศัยการจำลองเชิงตัวเลขของการพาความร้อนใกล้พื้นผิว^{[ 11 ]}

ส่วนนี้ดัดแปลงมาจาก บทวิจารณ์เรื่องเฮลิโอซีสโมโลยีของ Christensen-Dalsgaardบทที่ IV ^{[ 12 ]}

การแก้สมการเชิงอนุพันธ์ของโครงสร้างดาวฤกษ์ด้วยวิธีเชิงตัวเลข จำเป็นต้องใช้สมการสถานะสำหรับความดัน ความทึบแสง และอัตราการสร้างพลังงาน ดังที่อธิบายไว้ในโครงสร้างดาวฤกษ์ซึ่งเชื่อมโยงตัวแปรเหล่านี้กับความหนาแน่น อุณหภูมิ และองค์ประกอบ

เฮลิโอซีสโมโลยีคือการศึกษาการสั่นของคลื่นในดวงอาทิตย์ การเปลี่ยนแปลงในการแพร่กระจายของคลื่นเหล่านี้ผ่านดวงอาทิตย์เผยให้เห็นโครงสร้างภายในและช่วยให้นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์สามารถพัฒนารายละเอียดอย่างมากเกี่ยวกับสภาพภายในของดวงอาทิตย์ โดยเฉพาะอย่างยิ่ง ตำแหน่งของโซนการพาความร้อนในชั้นนอกของดวงอาทิตย์สามารถวัดได้ และข้อมูลเกี่ยวกับแกนกลางของดวงอาทิตย์ให้วิธีการโดยใช้ SSM ในการคำนวณอายุของดวงอาทิตย์ โดยไม่ขึ้นอยู่กับวิธีการอนุมานอายุของดวงอาทิตย์จากอุกกาบาตที่เก่าแก่ที่สุด^{[ 13 ]}นี่เป็นอีกตัวอย่างหนึ่งของวิธีการปรับปรุง SSM

ในดวงอาทิตย์ ไฮโดรเจนถูกหลอมรวมเป็นฮีเลียมผ่านปฏิกิริยาหลายรูปแบบ นิวตริโนส่วนใหญ่ถูกผลิตขึ้นผ่านกระบวนการpp chainซึ่งเป็นกระบวนการที่โปรตอนสี่ตัวรวมกันเพื่อสร้างโปรตอน สองตัว นิวตรอนสอง ตัว โพซิตรอนสองตัวและนิวตริโนอิเล็กตรอนสองตัว นอกจากนี้ นิวตริโนยังถูกผลิตขึ้นจากวัฏจักร CNO ด้วย แต่กระบวนการนั้นมีความสำคัญน้อยกว่ามากในดวงอาทิตย์เมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ดวงอื่น

นิวตริโนส่วนใหญ่ที่ผลิตในดวงอาทิตย์มาจากขั้นตอนแรกของห่วงโซ่ pp แต่พลังงานของพวกมันต่ำมาก (<0.425 MeV ) ^{[ 14 ]}จึงตรวจจับได้ยากมาก สาขาย่อยที่หายากของห่วงโซ่ pp ผลิตนิวตริโน " โบรอน -8" ที่มีพลังงานสูงสุดประมาณ 15 MeV และนิวตริโนเหล่านี้เป็นนิวตริโนที่ตรวจจับได้ง่ายที่สุด ปฏิสัมพันธ์ที่หายากมากในห่วงโซ่ pp ผลิตนิวตริโน "hep"ซึ่งเป็นนิวตริโนที่มีพลังงานสูงสุดที่คาดการณ์ว่าจะผลิตโดยดวงอาทิตย์ คาดการณ์ว่าจะมีพลังงานสูงสุดประมาณ 18 MeV

ปฏิสัมพันธ์ทั้งหมดที่อธิบายไว้ข้างต้นก่อให้เกิดนิวตริโนที่มีพลังงานหลากหลายการจับอิเล็กตรอนของ⁷ Be ก่อให้เกิดนิวตริโนที่มีพลังงานประมาณ 0.862 MeV (~90%) หรือ 0.384 MeV (~10%) ^{[ 14 ]}

เนื่องจากนิวตริโนมีปฏิสัมพันธ์กับอนุภาคอื่นค่อนข้างอ่อนแอ นิวตริโนส่วนใหญ่ที่ผลิตขึ้นในแกนกลางของดวงอาทิตย์จึงสามารถทะลุผ่านดวงอาทิตย์ไปได้โดยไม่ถูกดูดซับดังนั้นจึงเป็นไปได้ที่จะสังเกตแกนกลางของดวงอาทิตย์โดยตรงโดยการตรวจจับนิวตริโนเหล่านี้

การทดลองครั้งแรกที่ตรวจจับนิวตริโนจากอวกาศได้สำเร็จคือการทดลองคลอรีนของเรย์ เดวิส ซึ่งตรวจจับนิวตริโนได้โดยการสังเกตการเปลี่ยนนิวเคลียสของคลอรีน ไปเป็น อาร์กอนกัมมันตรังสีในถัง ขนาดใหญ่ ที่บรรจุเปอร์คลอโรเอทิลีน นี่เป็นช่องทางการเกิดปฏิกิริยาที่คาดการณ์ไว้สำหรับนิวตริโน แต่เนื่องจากนับเฉพาะจำนวนการสลายตัวของอาร์กอนเท่านั้น จึงไม่ให้ข้อมูลทิศทางใดๆ เช่น นิวตริโนมาจากที่ใด การทดลองนี้พบนิวตริโนประมาณ 1/3 ของจำนวนที่คาดการณ์ไว้โดยแบบจำลองดวงอาทิตย์มาตรฐานในขณะนั้น และปัญหานี้จึงเป็นที่รู้จักกันในชื่อปัญหานิวตริโนจากดวงอาทิตย์

แม้ว่าปัจจุบันเป็นที่ทราบกันดีแล้วว่าการทดลองคลอรีนตรวจพบอนุภาคนิวตริโน แต่ในขณะนั้นนักฟิสิกส์บางคนยังคงสงสัยในการทดลองนี้ โดยส่วนใหญ่เป็นเพราะพวกเขาไม่เชื่อมั่นในเทคนิคทางเคมีรังสีดังกล่าว การตรวจพบอนุภาคนิวตริโนจากดวงอาทิตย์อย่างชัดเจนนั้นได้มาจากการทดลองKamiokande-II ซึ่งเป็น เครื่องตรวจจับเชเรนคอฟ ในน้ำ ที่มีเกณฑ์พลังงานต่ำพอที่จะตรวจจับอนุภาคนิวตริโนผ่านการกระเจิงแบบยืดหยุ่น ของนิวตริโนและอิเล็กตรอน ในปฏิกิริยาการกระเจิงแบบยืดหยุ่น อิเล็กตรอนที่ออกมาจากจุดปฏิกิริยาจะชี้ไปในทิศทางที่นิวตริโนกำลังเคลื่อนที่อย่างชัดเจน ซึ่งก็คือชี้ออกไปจากดวงอาทิตย์ ความสามารถในการ "ชี้กลับ" ไปยังดวงอาทิตย์นี้เป็นหลักฐานที่แน่ชัดครั้งแรกว่าดวงอาทิตย์ได้รับพลังงานจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ในแกนกลาง แม้ว่านิวตริโนที่สังเกตได้ใน Kamiokande-II จะมาจากดวงอาทิตย์อย่างชัดเจน แต่ก็ยังมีอัตราการเกิดปฏิกิริยาของนิวตริโนที่ต่ำกว่าทฤษฎีในขณะนั้น ที่แย่ไปกว่านั้น การทดลอง Kamiokande-II วัดค่าฟลักซ์ได้เพียงประมาณครึ่งหนึ่งของค่าที่คาดการณ์ไว้ แทนที่จะเป็น 1/3 เหมือนในการทดลองคลอรีน

ในที่สุด วิธีแก้ปัญหาเรื่องนิวตริโนจากดวงอาทิตย์ก็ได้รับการพิสูจน์แล้วจากการทดลองโดยหอดูดาวนิวตริโนซัดเบอรี (SNO) การทดลองทางเคมีรังสีนั้นไวต่อเฉพาะนิวตริโนอิเล็กตรอนเท่านั้น และสัญญาณในการทดลองเชเรนคอฟในน้ำนั้นถูกครอบงำด้วยสัญญาณนิวตริโนอิเล็กตรอน ในทางตรงกันข้าม การทดลองของ SNO นั้นไวต่อทุกนิวตริโนทั้งสามชนิด โดยการวัดฟลักซ์ของนิวตริโนอิเล็กตรอนและนิวตริโนทั้งหมดพร้อมกัน การทดลองแสดงให้เห็นว่าการลดทอนนั้นเกิดจากปรากฏการณ์ MSWซึ่งเป็นการเปลี่ยนนิวตริโนอิเล็กตรอนจากสถานะรสชาติบริสุทธิ์ไปเป็นสถานะมวลนิวตริโนที่สองเมื่อพวกมันผ่านเรโซแนนซ์เนื่องจากความหนาแน่นของดวงอาทิตย์ที่เปลี่ยนแปลงไป เรโซแนนซ์นี้ขึ้นอยู่กับพลังงาน และ "เปิดใช้งาน" ใกล้ 2 MeV ^{[ 14 ]}เครื่องตรวจจับ Cherenkov ในน้ำจะตรวจจับนิวตริโนที่มีพลังงานสูงกว่าประมาณ 5 MeV เท่านั้น ในขณะที่การทดลองทางเคมีรังสีมีความไวต่อพลังงานที่ต่ำกว่า (0.8 MeV สำหรับคลอรีน , 0.2 MeV สำหรับแกลเลียม ) และพบว่านี่เป็นสาเหตุของความแตกต่างในอัตรานิวตริโนที่สังเกตได้ในการทดลองทั้งสองประเภท

นิวตริโนทั้งหมดจากปฏิกิริยาลูกโซ่โปรตอน-โปรตอน (นิวตริโน PP) ได้รับการตรวจพบแล้ว ยกเว้นนิวตริโน hep (หัวข้อถัดไป) มีการใช้เทคนิคสามวิธี ได้แก่ เทคนิคทางเคมีรังสี ซึ่งใช้โดยHomestake , GALLEX , GNOและSAGEทำให้สามารถวัดฟลักซ์นิวตริโนที่สูงกว่าพลังงานขั้นต่ำได้ เครื่องตรวจจับ SNO ใช้การกระเจิงบนดิวเทอเรียม ซึ่งทำให้สามารถวัดพลังงานของเหตุการณ์ได้ จึงสามารถระบุส่วนประกอบแต่ละส่วนของการปล่อยนิวตริโน SSM ที่คาดการณ์ไว้ได้ สุดท้ายนี้ Kamiokande , Super-Kamiokande , SNO, BorexinoและKamLANDใช้การกระเจิงแบบยืดหยุ่นบนอิเล็กตรอน ซึ่งทำให้สามารถวัดพลังงานของนิวตริโนได้ นิวตริโนโบรอน 8 ได้รับการตรวจพบโดย Kamiokande, Super-Kamiokande, SNO, Borexino และ KamLAND ส่วนนิวตริโนเบริลเลียม 7, pep และ PP ได้รับการตรวจพบโดย Borexino เท่านั้นจนถึงปัจจุบัน

นิวตริโนที่มีพลังงานสูงสุดยังไม่สามารถสังเกตได้เนื่องจากปริมาณฟลักซ์น้อยมากเมื่อเทียบกับนิวตริโนโบรอน-8 ดังนั้นจนถึงขณะนี้จึงมีการกำหนดเพียงขีดจำกัดของฟลักซ์เท่านั้น ยังไม่มีการทดลองใดที่มีความไว เพียงพอ ที่จะสังเกตฟลักซ์ที่ทำนายโดยแบบจำลองมาตรฐาน (SSM) ได้

นิวตริโนจากวัฏจักร CNOของการสร้างพลังงานแสงอาทิตย์ – เช่น นิวตริโน CNO – คาดว่าจะให้เหตุการณ์ที่สังเกตได้ต่ำกว่า 1 MeV ยังไม่สามารถสังเกตได้เนื่องจากสัญญาณรบกวนจากการทดลอง (พื้นหลัง) เครื่องตรวจจับแบบสแกนทิลเลเตอร์ที่บริสุทธิ์มากมีศักยภาพที่จะตรวจสอบฟลักซ์ที่ทำนายโดย SSM การตรวจจับนี้อาจเป็นไปได้แล้วในBorexinoโอกาสทางวิทยาศาสตร์ครั้งต่อไปจะเป็นใน SNO+ และในระยะยาวใน LENA และ JUNO ซึ่งเป็นเครื่องตรวจจับสามเครื่องที่จะมีขนาดใหญ่กว่า แต่จะใช้หลักการเดียวกันกับ Borexino คณะทำงาน Borexino ได้ยืนยันแล้วว่าวัฏจักร CNO คิดเป็น 1% ของการสร้างพลังงานภายในแกนกลางของดวงอาทิตย์^{[ 15 ]}

แม้ว่าการทดลองทางเคมีรังสีจะสังเกตเห็นนิวตริโน pp และ Be7 ได้บ้าง แต่ก็วัดได้เพียงฟลักซ์รวมเท่านั้นเป้าหมายสูงสุดของการทดลองนิวตริโนจากดวงอาทิตย์คือการตรวจจับนิวตริโน Be7 ด้วยเครื่องตรวจจับที่ไวต่อพลังงานของนิวตริโนแต่ละตัว การทดลองนี้จะทดสอบสมมติฐาน MSW โดยการค้นหาจุดเริ่มต้นของผลกระทบ MSW แบบจำลอง แปลกใหม่ บาง แบบยังคงสามารถอธิบายการขาดแคลนนิวตริโนจากดวงอาทิตย์ได้ ดังนั้นการสังเกตจุดเริ่มต้นของ MSW จะช่วยแก้ปัญหาเรื่องนิวตริโนจากดวงอาทิตย์ได้ในที่สุด

ฟลักซ์ของนิวตริโนโบรอน-8 มีความไวสูงต่ออุณหภูมิของแกนกลางของดวงอาทิตย์[ ^{16 ] ด้วย}เหตุนี้ การวัดฟลักซ์ของนิวตริโนโบรอน-8 ที่แม่นยำจึงสามารถนำมาใช้ในกรอบของแบบจำลองดวงอาทิตย์มาตรฐานเพื่อวัดอุณหภูมิของแกนกลางของดวงอาทิตย์ได้ การประมาณค่านี้ดำเนินการโดย Fiorentini และ Ricci หลังจากมีการเผยแพร่ ผลลัพธ์ SNO ครั้งแรก และพวกเขาได้อุณหภูมิจากฟลักซ์นิวตริโนที่กำหนดไว้ที่ 5.2 ล้าน/cm² ^· s ^{[ 17 ]}${\displaystyle \phi ({\ce {^8B}})\propto T^{25}}$${\displaystyle T_{\text{sun}}=15.7\times 10^{6}\;{\text{K}}\;\pm 1\%}$

แบบจำลองดาวฤกษ์ของการวิวัฒนาการของดวงอาทิตย์ทำนายความอุดมสมบูรณ์ทางเคมีบนพื้นผิวของดวงอาทิตย์ได้ค่อนข้างดี ยกเว้นลิเธียม (Li) ความอุดมสมบูรณ์ของ Li บนพื้นผิวของดวงอาทิตย์นั้นน้อยกว่า ค่า ของดวงอาทิตย์ ในยุคแรกเริ่ม (กล่าวคือ ความอุดมสมบูรณ์ดั้งเดิมเมื่อดวงอาทิตย์ถือกำเนิด) ถึง 140 เท่า ^{[ 18 ]}แต่อุณหภูมิที่ฐานของโซนการพาความร้อนบนพื้นผิวนั้นไม่ร้อนพอที่จะเผาไหม้ – และทำให้ Li หมดไป^{[ 19 ]}นี่คือสิ่งที่เรียกว่าปัญหาลิเธียมของดวงอาทิตย์ มีการสังเกตความอุดมสมบูรณ์ของ Li ที่หลากหลายในดาวฤกษ์ประเภทเดียวกับดวงอาทิตย์ที่มีอายุ มวล และความเป็นโลหะเหมือนกับดวงอาทิตย์ การสังเกตตัวอย่างดาวฤกษ์ประเภทนี้ที่ไม่ลำเอียง ไม่ว่าจะมีดาวเคราะห์ที่สังเกตได้หรือไม่ ( ดาวเคราะห์นอกระบบ ) แสดงให้เห็นว่าดาวฤกษ์ที่มีดาวเคราะห์ที่รู้จักนั้นมีความอุดมสมบูรณ์ของ Li น้อยกว่าหนึ่งเปอร์เซ็นต์ของความอุดมสมบูรณ์ดั้งเดิม และครึ่งหนึ่งที่เหลือมี Li มากกว่าสิบเท่า มีการตั้งสมมติฐานว่าการมีอยู่ของดาวเคราะห์อาจเพิ่มปริมาณการผสมและทำให้โซนการพาความร้อนลึกขึ้นจนถึงระดับที่ Li สามารถถูกเผาไหม้ได้ กลไกที่เป็นไปได้สำหรับเรื่องนี้คือแนวคิดที่ว่าดาวเคราะห์ส่งผลต่อวิวัฒนาการของโมเมนตัมเชิงมุมของดาวฤกษ์ จึงทำให้การหมุนของดาวฤกษ์เปลี่ยนแปลงไปเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ที่คล้ายกันที่ไม่มีดาวเคราะห์ ในกรณีของดวงอาทิตย์ การหมุนจะช้าลง^{[ 20 ]}จำเป็นต้องมีการวิจัยเพิ่มเติมเพื่อค้นหาว่าข้อผิดพลาดในการสร้างแบบจำลองอยู่ที่ใดและเมื่อใด เมื่อพิจารณาถึงความแม่นยำของ การสำรวจ คลื่นไหวสะเทือนของดวงอาทิตย์ในปัจจุบันแล้ว เป็นไปได้ว่าการสร้างแบบจำลองของดวงอาทิตย์ในยุคก่อนดาวฤกษ์จำเป็นต้องได้รับการปรับปรุง

• โปรโตสตาร์

• คำอธิบายเกี่ยวกับ SSM โดย David Guenther
• แบบจำลองพลังงานแสงอาทิตย์: ภาพรวมทางประวัติศาสตร์ โดย จอห์น เอ็น. บาห์คอล