Standard solar model
ಸ್ಟ್ಯಾಂಡರ್ಡ್ ಸೋಲಾರ್ ಮಾಡೆಲ್ (ಎಸ್. ಎಸ್. ಎಂ) ಸೂರ್ಯನನ್ನು ಅನಿಲದ ಗೋಳಾಕಾರದ ಚೆಂಡು ಎಂದು ಗಣಿತದ ಚಿಕಿತ್ಸೆಯಾಗಿದೆ (ಅಯಾನೀಕರಣದ ವಿವಿಧ ಸ್ಥಿತಿಗಳಲ್ಲಿ, ಆಳವಾದ ಒಳಭಾಗದಲ್ಲಿರುವ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಸಂಪೂರ್ಣವಾಗಿ ಅಯಾನೀಕರಿಸಿದ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾವಾಗಿದೆ). ಈ ಮಾದರಿಯು, ತಾಂತ್ರಿಕವಾಗಿ ಒಂದು ನಕ್ಷತ್ರದ ಗೋಳಾಕಾರದ ಸಮ್ಮಿತೀಯ ಅರೆ-ಸ್ಥಿರ ಮಾದರಿಯಾಗಿದ್ದು, ಮೂಲ ಭೌತಿಕ ತತ್ವಗಳಿಂದ ಪಡೆದ ಹಲವಾರು ಭೇದಾತ್ಮಕ ಸಮೀಕರಣಗಳಿಂದ ವಿವರಿಸಲಾದ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ರಚನೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. ಈ ಮಾದರಿಯು ಗಡಿ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಗಳಿಂದ ನಿರ್ಬಂಧಿತವಾಗಿದೆ, ಅವುಗಳೆಂದರೆ ಸೂರ್ಯನ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆ, ತ್ರಿಜ್ಯ, ವಯಸ್ಸು ಮತ್ತು ಸಂಯೋಜನೆ, ಇವುಗಳನ್ನು ಚೆನ್ನಾಗಿ ನಿರ್ಧರಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಸೂರ್ಯನ ವಯಸ್ಸನ್ನು ನೇರವಾಗಿ ಅಳೆಯಲು ಸಾಧ್ಯವಿಲ್ಲ; ಇದನ್ನು ಅಂದಾಜು ಮಾಡಲು ಒಂದು ಮಾರ್ಗವೆಂದರೆ ಅತ್ಯಂತ ಹಳೆಯ ಉಲ್ಕೆಗಳ ವಯಸ್ಸು ಮತ್ತು ಸೌರವ್ಯೂಹದ ವಿಕಾಸದ ಮಾದರಿಗಳು. ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಪ್ರಕಾರ ಆಧುನಿಕ ಸೂರ್ಯನ ದ್ಯುತಿಗೋಳದಲ್ಲಿನ ಸಂಯೋಜನೆಯು 74.9% ಜಲಜನಕ ಮತ್ತು 23.8% ಹೀಲಿಯಂ ಆಗಿದೆ. ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರದಲ್ಲಿ ಲೋಹಗಳು ಎಂದು ಕರೆಯಲ್ಪಡುವ ಎಲ್ಲಾ ಭಾರವಾದ ಅಂಶಗಳು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಶೇಕಡಾ 2 ಕ್ಕಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿರುತ್ತವೆ. ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಿಕಾಸ ಸಿದ್ಧಾಂತದ ಸಿಂಧುತ್ವವನ್ನು ಪರೀಕ್ಷಿಸಲು ಎಸ್. ಎಸ್. ಎಂ. ಅನ್ನು ಬಳಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ವಾಸ್ತವವಾಗಿ, ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಿಕಾಸ ಮಾದರಿಯ ಎರಡು ಮುಕ್ತ ನಿಯತಾಂಕಗಳನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸುವ ಏಕೈಕ ಮಾರ್ಗವೆಂದರೆ ಹೀಲಿಯಂ ಸಮೃದ್ಧತೆ ಮತ್ತು ಮಿಶ್ರಣದ ಉದ್ದದ ನಿಯತಾಂಕ (ಸೂರ್ಯನಲ್ಲಿ ಸಂವಹನವನ್ನು ರೂಪಿಸಲು ಬಳಸಲಾಗುತ್ತದೆ), ಎಸ್ಎಸ್ಎಂ ಅನ್ನು ವೀಕ್ಷಿಸಿದ ಸೂರ್ಯನಿಗೆ ಸರಿಹೊಂದುವಂತೆ ಸರಿಹೊಂದಿಸುವುದು. ಒಂದು ಮಾಪನಾಂಕ ನಿರ್ಣಯಿಸಿದ ಸೌರ ಮಾದರಿಯು ಒಂದು ನಕ್ಷತ್ರವು ಏಕರೂಪದ ಸಂಯೋಜನೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ ಮತ್ತು ಪರಮಾಣು ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯೆಗಳಿಂದ ಅದರ ಹೆಚ್ಚಿನ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆಯನ್ನು ಪಡೆಯಲು ಪ್ರಾರಂಭಿಸಿದೆ ಎಂದು ಭಾವಿಸಿದಾಗ ಅದನ್ನು ಶೂನ್ಯ ವಯಸ್ಸಿನ (ಪ್ರೊಟೊಸ್ಟೆಲ್ಲಾರ್) ನಕ್ಷತ್ರವೆಂದು ಪರಿಗಣಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ (ಆದ್ದರಿಂದ ಅನಿಲ ಮತ್ತು ಧೂಳಿನ ಮೋಡದಿಂದ ಸಂಕೋಚನದ ಅವಧಿಯನ್ನು ನಿರ್ಲಕ್ಷಿಸುತ್ತದೆ). ಎಸ್ಎಸ್ಎಂ ಅನ್ನು ಪಡೆಯಲು, ಶೂನ್ಯ ವಯಸ್ಸಿನಲ್ಲಿ ಒಂದು ಸೌರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ () ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಮಾದರಿಯನ್ನು ಸೂರ್ಯನ ವಯಸ್ಸಿಗೆ ಸಂಖ್ಯಾತ್ಮಕವಾಗಿ ಅಭಿವೃದ್ಧಿಪಡಿಸಲಾಗಿದೆ. ಶೂನ್ಯ ಯುಗದ ಸೌರ ಮಾದರಿಯಲ್ಲಿನ ಅಂಶಗಳ ಸಮೃದ್ಧಿಯನ್ನು ಆದಿಸ್ವರೂಪದ ಉಲ್ಕೆಗಳಿಂದ ಅಂದಾಜಿಸಲಾಗಿದೆ. ಈ ಸಮೃದ್ಧ ಮಾಹಿತಿಯ ಜೊತೆಗೆ, ಶೂನ್ಯ-ಯುಗದ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆಯ (ಇಂದಿನ ಸೂರ್ಯನ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆಯಂತಹ) ಸಮಂಜಸವಾದ ಊಹೆಯನ್ನು ನಂತರ ಪುನರಾವರ್ತಿತ ವಿಧಾನದಿಂದ ಮಾದರಿಗೆ ಸರಿಯಾದ ಮೌಲ್ಯವಾಗಿ ಪರಿವರ್ತಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ, ಮತ್ತು ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ರಚನೆಯ ಸಮೀಕರಣಗಳನ್ನು ಸಂಖ್ಯಾತ್ಮಕವಾಗಿ ಪರಿಹರಿಸುವ ಮೂಲಕ ಲೆಕ್ಕಾಚಾರ ಮಾಡಲಾದ ಮಾದರಿಯ ಉದ್ದಕ್ಕೂ ತಾಪಮಾನ, ಒತ್ತಡ ಮತ್ತು ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ನಕ್ಷತ್ರವು ಸ್ಥಿರ ಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿದೆ ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ನಂತರ ಈ ಮಾದರಿಯು ಸೂರ್ಯನ ವಯಸ್ಸಿನವರೆಗೆ ಸಂಖ್ಯಾತ್ಮಕವಾಗಿ ವಿಕಸನಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಸೂರ್ಯನ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆ, ಮೇಲ್ಮೈ ಸಮೃದ್ಧತೆ ಇತ್ಯಾದಿಗಳ ಅಳತೆ ಮಾಡಿದ ಮೌಲ್ಯಗಳಿಂದ ಯಾವುದೇ ವ್ಯತ್ಯಾಸವಿದೆ. ನಂತರ ಮಾದರಿಯನ್ನು ಪರಿಷ್ಕರಿಸಲು ಬಳಸಬಹುದು. ಉದಾಹರಣೆಗೆ, ಸೂರ್ಯನು ರೂಪುಗೊಂಡಾಗಿನಿಂದ, ಕೆಲವು ಹೀಲಿಯಂ ಮತ್ತು ಭಾರವಾದ ಅಂಶಗಳು ದ್ಯುತಿಗೋಳದಿಂದ ಪ್ರಸರಣದ ಮೂಲಕ ನೆಲೆಗೊಂಡಿವೆ. ಇದರ ಪರಿಣಾಮವಾಗಿ, ಸೌರ ದ್ಯುತಿಗೋಳವು ಈಗ ಪ್ರೊಟೊಸ್ಟೆಲ್ಲಾರ್ ದ್ಯುತಿಗೋಳದಷ್ಟು ಸುಮಾರು 87 ಪ್ರತಿಶತದಷ್ಟು ಹೀಲಿಯಂ ಮತ್ತು ಭಾರವಾದ ಅಂಶಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ; ಪ್ರೊಟೊಸ್ಟೆಲ್ಲಾರ್ ಸೌರ ದ್ಯುತಿಗೋಳವು ಹೈಡ್ರೋಜನ್, ಹೀಲಿಯಂ ಮತ್ತು 1.5 ಪ್ರತಿಶತ ಲೋಹಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿತ್ತು. ಹೆಚ್ಚು ನಿಖರವಾದ ಮಾದರಿಗಾಗಿ ಪ್ರಸರಣದ ಮೂಲಕ ಭಾರೀ-ಅಂಶವನ್ನು ನೆಲೆಗೊಳಿಸುವ ಅಳತೆಯ ಅಗತ್ಯವಿದೆ. ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ರಚನೆಯ ಸಮೀಕರಣಗಳ ಸಂಖ್ಯಾತ್ಮಕ ಮಾದರಿ ಜಲಸ್ಥಾಯೀ ಸಮತೋಲನದ ಸಮೀಕರಣದಂತಹ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ರಚನೆಯ ಭೇದಾತ್ಮಕ ಸಮೀಕರಣಗಳನ್ನು ಸಂಖ್ಯಾತ್ಮಕವಾಗಿ ಸಂಯೋಜಿಸಲಾಗಿದೆ. ಭೇದಾತ್ಮಕ ಸಮೀಕರಣಗಳನ್ನು ವ್ಯತ್ಯಾಸ ಸಮೀಕರಣಗಳಿಂದ ಅಂದಾಜು ಮಾಡಲಾಗುತ್ತದೆ. ನಕ್ಷತ್ರವು ಗೋಳಾಕಾರದ ಸಮ್ಮಿತೀಯ ಚಿಪ್ಪುಗಳಿಂದ ಕೂಡಿದೆ ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿದೆ ಮತ್ತು ಸಾಂದ್ರತೆ, ತಾಪಮಾನ ಮತ್ತು ಸಂಯೋಜನೆಯ ದೃಷ್ಟಿಯಿಂದ ಒತ್ತಡ, ಅಪಾರದರ್ಶಕತೆ ಮತ್ತು ಶಕ್ತಿಯ ಉತ್ಪಾದನಾ ದರಕ್ಕೆ ಸಂಬಂಧವನ್ನು ನೀಡುವ ಸ್ಥಿತಿಯ ಸಮೀಕರಣಗಳನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು ಸೀಮಿತ ಹಂತಗಳಲ್ಲಿ ಸಂಖ್ಯಾತ್ಮಕ ಏಕೀಕರಣವನ್ನು ನಡೆಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಪ್ರೋಟಾನ್-ಪ್ರೋಟಾನ್ ಸರಪಳಿಯಿಂದ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಸ್ಗಳನ್ನು ಹೀಲಿಯಂ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಸ್ಗಳಾಗಿ ಪರಿವರ್ತಿಸುವ ಮೂಲಕ ಮತ್ತು (ಹೆಚ್ಚು ಬೃಹತ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗಿಂತ ಸೂರ್ಯನಲ್ಲಿ ಸ್ವಲ್ಪ ಮಟ್ಟಿಗೆ) ಸಿಎನ್ಒ ಚಕ್ರದ ಮೂಲಕ ಸೂರ್ಯನ ಮಧ್ಯಭಾಗದಲ್ಲಿರುವ ಸೂರ್ಯನ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯರ್ ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯೆಗಳ ವಿಕಸನವು ಅದರ ಸಂಯೋಜನೆಯನ್ನು ಬದಲಾಯಿಸುತ್ತದೆ. ಇದು ಸೂರ್ಯನ ಮಧ್ಯಭಾಗದಲ್ಲಿ ಸರಾಸರಿ ಆಣ್ವಿಕ ತೂಕವನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿಸುತ್ತದೆ, ಇದು ಒತ್ತಡದಲ್ಲಿ ಇಳಿಕೆಗೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ. ಇದು ಮುಖ್ಯ ಒಪ್ಪಂದಗಳ ಬದಲಿಗೆ ಸಂಭವಿಸುವುದಿಲ್ಲ. ವೈರಿಯಲ್ ಪ್ರಮೇಯದ ಪ್ರಕಾರ, ಈ ಸಂಕೋಚನದಿಂದ ಬಿಡುಗಡೆಯಾದ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಸಂಭಾವ್ಯ ಶಕ್ತಿಯ ಅರ್ಧವು ಕೋರ್ ತಾಪಮಾನವನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿಸುವ ಕಡೆಗೆ ಹೋಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಉಳಿದ ಅರ್ಧವು ಹೊರಸೂಸುತ್ತದೆ. ತಾಪಮಾನದಲ್ಲಿನ ಈ ಹೆಚ್ಚಳವು ಒತ್ತಡವನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿಸುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಹೈಡ್ರೋಸ್ಟಾಟಿಕ್ ಸಮತೋಲನದ ಸಮತೋಲನವನ್ನು ಪುನಃಸ್ಥಾಪಿಸುತ್ತದೆ. ತಾಪಮಾನ ಏರಿಕೆಯಿಂದ ಸೂರ್ಯನ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತದೆ, ಇದು ಪರಮಾಣು ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯೆಗಳ ಪ್ರಮಾಣವನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿಸುತ್ತದೆ. ಹೆಚ್ಚಿದ ತಾಪಮಾನ ಮತ್ತು ಒತ್ತಡದ ಇಳಿಜಾರುಗಳನ್ನು ಸರಿದೂಗಿಸಲು ಹೊರ ಪದರಗಳು ವಿಸ್ತರಿಸುತ್ತವೆ, ಆದ್ದರಿಂದ ತ್ರಿಜ್ಯವೂ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತದೆ. ಯಾವುದೇ ನಕ್ಷತ್ರವು ಸಂಪೂರ್ಣವಾಗಿ ಸ್ಥಿರವಾಗಿಲ್ಲ, ಆದರೆ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಮುಖ್ಯ ಅನುಕ್ರಮದಲ್ಲಿ (ಮಧ್ಯಭಾಗದಲ್ಲಿ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಅನ್ನು ಸುಡುವ) ದೀರ್ಘಕಾಲದವರೆಗೆ ಉಳಿಯುತ್ತವೆ. ಸೂರ್ಯನ ವಿಷಯದಲ್ಲಿ, ಇದು ಸರಿಸುಮಾರು 4.6 ಶತಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳ ಕಾಲ ಮುಖ್ಯ ಅನುಕ್ರಮದಲ್ಲಿದೆ, ಮತ್ತು ಸರಿಸುಮಾರು 6.5 ಶತಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ ಸುಮಾರು 11 ಶತಕೋಟಿ (1010) ವರ್ಷಗಳ ಒಟ್ಟು ಮುಖ್ಯ ಅನುಕ್ರಮ ಜೀವಿತಾವಧಿಯಲ್ಲಿ ಕೆಂಪು ದೈತ್ಯನಾಗುತ್ತದೆ. ಹೀಗಾಗಿ ಸ್ಥಿರ ಸ್ಥಿತಿಯ ಊಹೆಯು ಬಹಳ ಉತ್ತಮ ಅಂದಾಜು ಆಗಿದೆ. ಸರಳತೆಗಾಗಿ, ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ರಚನೆಯ ಸಮೀಕರಣಗಳನ್ನು ಸ್ಪಷ್ಟ ಸಮಯ ಅವಲಂಬನೆಯಿಲ್ಲದೆ ಬರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ, ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆ ಗ್ರೇಡಿಯಂಟ್ ಸಮೀಕರಣವನ್ನು ಹೊರತುಪಡಿಸಿಃ ಇಲ್ಲಿ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆ, ಪ್ರತಿ ಯೂನಿಟ್ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗೆ ಪರಮಾಣು ಶಕ್ತಿಯ ಉತ್ಪಾದನಾ ದರ ಮತ್ತು ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯಿಂದ ಉಂಟಾಗುವ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆ (ಇತರ ಪ್ರಮಾಣಗಳಿಗೆ ಕೆಳಗೆ ನೋಡಿ). ಮುಖ್ಯ ಅನುಕ್ರಮದಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯನ ನಿಧಾನಗತಿಯ ವಿಕಾಸವನ್ನು ಪರಮಾಣು ಪ್ರಭೇದಗಳಲ್ಲಿನ ಬದಲಾವಣೆಯಿಂದ ನಿರ್ಧರಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ (ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಅನ್ನು ಸೇವಿಸಲಾಗುತ್ತಿದೆ ಮತ್ತು ಹೀಲಿಯಂ ಅನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸಲಾಗುತ್ತಿದೆ). ವಿವಿಧ ಪರಮಾಣು ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯೆಗಳ ದರಗಳನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿನ ಶಕ್ತಿಗಳ ಕಣ ಭೌತಶಾಸ್ತ್ರದ ಪ್ರಯೋಗಗಳಿಂದ ಅಂದಾಜಿಸಲಾಗಿದೆ, ಇವುಗಳನ್ನು ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಒಳಾಂಗಣದ ಕಡಿಮೆ ಶಕ್ತಿಗಳಿಗೆ ಹಿಮ್ಮೆಟ್ಟಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ (ಸೂರ್ಯನು ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಅನ್ನು ನಿಧಾನವಾಗಿ ಸುಡುತ್ತದೆ). ಐತಿಹಾಸಿಕವಾಗಿ, ಪರಮಾಣು ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯೆಯ ದರಗಳಲ್ಲಿನ ದೋಷಗಳು ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಮಾದರಿಯಲ್ಲಿನ ದೋಷದ ಅತಿದೊಡ್ಡ ಮೂಲಗಳಲ್ಲಿ ಒಂದಾಗಿದೆ. ಪರಮಾಣು ಪ್ರಭೇದಗಳ ವಿವಿಧ ಸಮೃದ್ಧಿಯನ್ನು (ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಭಾಗದಿಂದ) ಲೆಕ್ಕಹಾಕಲು ಕಂಪ್ಯೂಟರ್ಗಳನ್ನು ಬಳಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಒಂದು ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ಪ್ರಭೇದವು ಉತ್ಪಾದನೆಯ ದರ ಮತ್ತು ವಿನಾಶದ ದರವನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ, ಆದ್ದರಿಂದ ತಾಪಮಾನ ಮತ್ತು ಸಾಂದ್ರತೆಯ ವಿವಿಧ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಗಳಲ್ಲಿ ಕಾಲಾನಂತರದಲ್ಲಿ ಅದರ ಸಮೃದ್ಧಿಯನ್ನು ಲೆಕ್ಕಹಾಕಲು ಎರಡೂ ಅಗತ್ಯವಿರುತ್ತದೆ. ಅನೇಕ ಪರಮಾಣು ಪ್ರಭೇದಗಳಿರುವುದರಿಂದ, ಎಲ್ಲಾ ಸಮೃದ್ಧತೆಗಳು ಹೇಗೆ ಒಟ್ಟಿಗೆ ಬದಲಾಗುತ್ತವೆ ಎಂಬುದರ ಮೇಲೆ ನಿಗಾ ಇಡಲು ಗಣಕೀಕೃತ ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯೆ ಜಾಲದ ಅಗತ್ಯವಿದೆ. ವೋಗ್ಟ್-ರಸ್ಸೆಲ್ ಪ್ರಮೇಯದ ಪ್ರಕಾರ, ನಕ್ಷತ್ರದಾದ್ಯಂತದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಮತ್ತು ಸಂಯೋಜನೆಯ ರಚನೆಯು ಅದರ ತ್ರಿಜ್ಯ, ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆ ಮತ್ತು ಆಂತರಿಕ ರಚನೆಯನ್ನು ಮತ್ತು ಅದರ ನಂತರದ ವಿಕಾಸವನ್ನು ಅನನ್ಯವಾಗಿ ನಿರ್ಧರಿಸುತ್ತದೆ (ಆದರೂ ಈ "ಪ್ರಮೇಯ" ವು ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಿಕಾಸದ ನಿಧಾನ, ಸ್ಥಿರ ಹಂತಗಳಿಗೆ ಮಾತ್ರ ಅನ್ವಯಿಸುವ ಉದ್ದೇಶವನ್ನು ಹೊಂದಿತ್ತು ಮತ್ತು ಖಂಡಿತವಾಗಿಯೂ ಹಂತಗಳು ಮತ್ತು ತ್ವರಿತ ವಿಕಾಸದ ಹಂತಗಳ ನಡುವಿನ ಪರಿವರ್ತನೆಗಳಿಗೆ ಅನ್ವಯಿಸುವುದಿಲ್ಲ). ಕಾಲಾನಂತರದಲ್ಲಿ ಪರಮಾಣು ಪ್ರಭೇದಗಳ ವಿವಿಧ ಸಮೃದ್ಧಿಯ ಬಗೆಗಿನ ಮಾಹಿತಿಯು, ಸ್ಥಿತಿಯ ಸಮೀಕರಣಗಳ ಜೊತೆಗೆ, ಸಾಕಷ್ಟು ಸಣ್ಣ ಸಮಯದ ಹೆಚ್ಚಳಗಳನ್ನು ತೆಗೆದುಕೊಳ್ಳುವ ಮೂಲಕ ಮತ್ತು ಪ್ರತಿ ಹಂತದಲ್ಲೂ ನಕ್ಷತ್ರದ ವಿಶಿಷ್ಟ ಆಂತರಿಕ ರಚನೆಯನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲು ಪುನರಾವರ್ತನೆಯನ್ನು ಬಳಸುವ ಮೂಲಕ ಸಂಖ್ಯಾತ್ಮಕ ಪರಿಹಾರಕ್ಕೆ ಸಾಕಾಗುತ್ತದೆ. ಪ್ರಮಾಣಿತ ಸೌರ ಮಾದರಿಯ ಉದ್ದೇಶ ಎಸ್ಎಸ್ಎಂ ಎರಡು ಉದ್ದೇಶಗಳನ್ನು ಪೂರೈಸುತ್ತದೆಃ ಇದು ಸೂರ್ಯನ ವಯಸ್ಸಿನಲ್ಲಿ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಮಾದರಿಯನ್ನು ಸರಿಯಾದ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆ ಮತ್ತು ತ್ರಿಜ್ಯವನ್ನು ಹೊಂದುವಂತೆ ಒತ್ತಾಯಿಸುವ ಮೂಲಕ ಹೀಲಿಯಂ ಸಮೃದ್ಧತೆ ಮತ್ತು ಮಿಶ್ರಣ ಉದ್ದದ ನಿಯತಾಂಕಕ್ಕೆ ಅಂದಾಜುಗಳನ್ನು ಒದಗಿಸುತ್ತದೆ, ಇದು ತಿರುಗುವಿಕೆ, ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರಗಳು ಮತ್ತು ಪ್ರಸರಣ ಅಥವಾ ಸಂವಹನ ಚಿಕಿತ್ಸೆಯ ಸುಧಾರಣೆಗಳಾದ ಮಾದರಿ ಪ್ರಕ್ಷುಬ್ಧತೆ ಮತ್ತು ಸಂವಹನ ಓವರ್ಶೂಟಿಂಗ್ನಂತಹ ಹೆಚ್ಚುವರಿ ಭೌತಶಾಸ್ತ್ರದೊಂದಿಗೆ ಹೆಚ್ಚು ಸಂಕೀರ್ಣ ಮಾದರಿಗಳನ್ನು ಮೌಲ್ಯಮಾಪನ ಮಾಡಲು ಒಂದು ಮಾರ್ಗವನ್ನು ಒದಗಿಸುತ್ತದೆ. ಕಣ ಭೌತಶಾಸ್ತ್ರದ ಪ್ರಮಾಣಿತ ಮಾದರಿ ಮತ್ತು ಪ್ರಮಾಣಿತ ವಿಶ್ವವಿಜ್ಞಾನದ ಮಾದರಿಯಂತೆ ಎಸ್ಎಸ್ಎಂ ಸಂಬಂಧಿತ ಹೊಸ ಸೈದ್ಧಾಂತಿಕ ಅಥವಾ ಪ್ರಾಯೋಗಿಕ ಭೌತಶಾಸ್ತ್ರದ ಆವಿಷ್ಕಾರಗಳಿಗೆ ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯೆಯಾಗಿ ಕಾಲಾನಂತರದಲ್ಲಿ ಬದಲಾಗುತ್ತದೆ. ಸೂರ್ಯನಲ್ಲಿ ಶಕ್ತಿಯ ಸಾಗಣೆಯು ಸೂರ್ಯನ ಲೇಖನದಲ್ಲಿ ವಿವರಿಸಿದಂತೆ, ಸೂರ್ಯನು ವಿಕಿರಣ ಕೇಂದ್ರ ಮತ್ತು ಸಂವಹನ ಹೊರ ಹೊದಿಕೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತಾನೆ. ಮಧ್ಯಭಾಗದಲ್ಲಿ, ಪರಮಾಣು ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯೆಗಳ ಕಾರಣದಿಂದಾಗಿ ಹೊಳಪು ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ವಿಕಿರಣದ ಮೂಲಕ ಹೊರ ಪದರಗಳಿಗೆ ಹರಡುತ್ತದೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಹೊರ ಪದರಗಳಲ್ಲಿ ತಾಪಮಾನದ ಇಳಿಜಾರು ಎಷ್ಟು ದೊಡ್ಡದಾಗಿದೆ ಎಂದರೆ ವಿಕಿರಣವು ಸಾಕಷ್ಟು ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಸಾಗಿಸಲು ಸಾಧ್ಯವಿಲ್ಲ. ಇದರ ಪರಿಣಾಮವಾಗಿ, ಉಷ್ಣದ ಕಂಬಗಳು ಬಿಸಿಯಾದ ವಸ್ತುಗಳನ್ನು ಸೂರ್ಯನ ಮೇಲ್ಮೈಗೆ (ದ್ಯುತಿಗೋಳ) ಕೊಂಡೊಯ್ಯುವುದರಿಂದ ಉಷ್ಣ ಸಂವಹನವು ಸಂಭವಿಸುತ್ತದೆ. ವಸ್ತುವು ಮೇಲ್ಮೈಯಲ್ಲಿ ತಣ್ಣಗಾದ ನಂತರ, ವಿಕಿರಣ ವಲಯದ ಮೇಲ್ಭಾಗದಿಂದ ಹೆಚ್ಚಿನ ಶಾಖವನ್ನು ಪಡೆಯಲು ಅದು ಸಂವಹನ ವಲಯದ ತಳಕ್ಕೆ ಕೆಳಕ್ಕೆ ಇಳಿಯುತ್ತದೆ. ಸೌರ ಮಾದರಿಯಲ್ಲಿ, ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ರಚನೆಯಲ್ಲಿ ವಿವರಿಸಿದಂತೆ, ನಕ್ಷತ್ರದ ಕೇಂದ್ರದಿಂದ r ದೂರದಲ್ಲಿರುವ ಒಂದು ಗೋಳಾಕಾರದ ಶೆಲ್ನಲ್ಲಿ ಸಾಂದ್ರತೆ, ತಾಪಮಾನ T (r), ಒಟ್ಟು ಒತ್ತಡ (ದ್ರವ್ಯ ಮತ್ತು ವಿಕಿರಣ) P (r), ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆ l (r) ಮತ್ತು ಪ್ರತಿ ಯೂನಿಟ್ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗೆ ಶಕ್ತಿಯ ಉತ್ಪಾದನಾ ದರವನ್ನು ಪರಿಗಣಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಶಕ್ತಿಯ ವಿಕಿರಣ ಸಾಗಣೆಯನ್ನು ವಿಕಿರಣ ತಾಪಮಾನದ ಇಳಿಜಾರಿನ ಸಮೀಕರಣದಿಂದ ವಿವರಿಸಲಾಗಿದೆಃ ಇಲ್ಲಿ κ ಎಂಬುದು ದ್ರವ್ಯದ ಅಪಾರದರ್ಶಕತೆ, σ ಎಂಬುದು ಸ್ಟೀಫನ್-ಬೋಲ್ಟ್ಜ್ಮನ್ ಸ್ಥಿರಾಂಕ, ಮತ್ತು ಬೋಲ್ಟ್ಜ್ಮನ್ ಸ್ಥಿರಾಂಕವನ್ನು ಒಂದಕ್ಕೆ ಹೊಂದಿಸಲಾಗಿದೆ. ಸಂವಹನವನ್ನು ಮಿಶ್ರಣದ ಉದ್ದದ ಸಿದ್ಧಾಂತವನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು ವಿವರಿಸಲಾಗಿದೆ ಮತ್ತು ಅನುಗುಣವಾದ ತಾಪಮಾನದ ಇಳಿಜಾರಿನ ಸಮೀಕರಣವು (ಅಡಿಯಾಬಾಟಿಕ್ ಸಂವಹನಕ್ಕಾಗಿ): ಅಡಿಯಾಬಾಟಿಕ್ ಸೂಚ್ಯಂಕ ಎಲ್ಲಿದೆ, ಅನಿಲದಲ್ಲಿನ ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ಶಾಖಗಳ ಅನುಪಾತ. (ಸಂಪೂರ್ಣ ಅಯಾನೀಕರಿಸಿದ ಆದರ್ಶ ಅನಿಲಕ್ಕಾಗಿ,.) ಸೂರ್ಯನ ಸಂವಹನ ವಲಯದ ತಳದ ಬಳಿ, ಸಂವಹನವು ಅಡಿಯಾಬಾಟಿಕ್ ಆಗಿರುತ್ತದೆ, ಆದರೆ ಸೂರ್ಯನ ಮೇಲ್ಮೈ ಬಳಿ, ಸಂವಹನವು ಅಡಿಯಾಬಾಟಿಕ್ ಆಗಿರುವುದಿಲ್ಲ. ಹತ್ತಿರದ ಮೇಲ್ಮೈ ಸಂವಹನದ ಸಿಮ್ಯುಲೇಶನ್ಗಳು ವಾತಾವರಣದಲ್ಲಿನ ವಿಕಿರಣ ವರ್ಗಾವಣೆಯನ್ನು ಗಣನೆಗೆ ತೆಗೆದುಕೊಂಡು ವಿವರವಾದ ಮೂರು-ಆಯಾಮದ ಮತ್ತು ಸಮಯ-ಅವಲಂಬಿತ ಹೈಡ್ರೋಡೈನಮಿಕಲ್ ಸಿಮ್ಯುಲೇಶನ್ಗಳ ಮೂಲಕ ಸಂವಹನ ವಲಯದ ಮೇಲಿನ ಭಾಗದ ಬಗ್ಗೆ ಹೆಚ್ಚು ವಾಸ್ತವಿಕ ವಿವರಣೆ ಸಾಧ್ಯವಿದೆ. ಅಂತಹ ಸಿಮ್ಯುಲೇಶನ್ಗಳು ಸೌರ ಹರಳಿನ ಮೇಲ್ಮೈ ರಚನೆಯನ್ನು ಯಶಸ್ವಿಯಾಗಿ ಪುನರುತ್ಪಾದಿಸುತ್ತವೆ, ಜೊತೆಗೆ ಸೌರ ವಿಕಿರಣ ವರ್ಣಪಟಲದಲ್ಲಿನ ರೇಖೆಗಳ ವಿವರವಾದ ಪ್ರೊಫೈಲ್ಗಳನ್ನು ಪ್ರಕ್ಷುಬ್ಧತೆಯ ನಿಯತಾಂಕಗಳ ಮಾದರಿಗಳ ಬಳಕೆಯಿಲ್ಲದೆ ಪುನರುತ್ಪಾದಿಸುತ್ತವೆ. ಸಿಮ್ಯುಲೇಶನ್ಗಳು ಸೌರ ತ್ರಿಜ್ಯದ ಒಂದು ಸಣ್ಣ ಭಾಗವನ್ನು ಮಾತ್ರ ಒಳಗೊಂಡಿರುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಸಾಮಾನ್ಯ ಸೌರ ಮಾದರಿಯಲ್ಲಿ ಸೇರಿಸಲು ತುಂಬಾ ಸಮಯ ತೆಗೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಮಿಶ್ರಣ-ಉದ್ದದ ವಿವರಣೆಯ ಆಧಾರದ ಮೇಲೆ ಮಾದರಿಯ ಮೂಲಕ ಸಂವಹನ ವಲಯದ ಅಡಿಯಾಬಾಟಿಕ್ ಭಾಗದ ಮೂಲಕ ಸರಾಸರಿ ಸಿಮ್ಯುಲೇಶನ್ನ ಎಕ್ಸ್ಟ್ರಾಪೋಲೇಷನ್, ಸಿಮ್ಯುಲೇಶನ್ನಿಂದ ಊಹಿಸಲಾದ ಅಡಿಯಾಬಾಟ್ ಹೀಲಿಯೋಸಿಸ್ಮಾಲಜಿಯಿಂದ ನಿರ್ಧರಿಸಲ್ಪಟ್ಟಂತೆ ಸೌರ ಸಂವಹನ ವಲಯದ ಆಳದೊಂದಿಗೆ ಮೂಲಭೂತವಾಗಿ ಸ್ಥಿರವಾಗಿದೆ ಎಂದು ತೋರಿಸಿದೆ. ಮೇಲ್ಮೈಗೆ ಸಮೀಪದ ಸಂವಹನದ ಸಂಖ್ಯಾತ್ಮಕ ಸಿಮ್ಯುಲೇಶನ್ಗಳ ಆಧಾರದ ಮೇಲೆ ಪ್ರಕ್ಷುಬ್ಧ ಒತ್ತಡ ಮತ್ತು ಚಲನ ಶಕ್ತಿಯ ಪರಿಣಾಮಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಂತೆ ಮಿಶ್ರಣ-ಉದ್ದದ ಸಿದ್ಧಾಂತದ ವಿಸ್ತರಣೆಯನ್ನು ಅಭಿವೃದ್ಧಿಪಡಿಸಲಾಗಿದೆ. ಈ ವಿಭಾಗವನ್ನು ಕ್ರಿಸ್ಟೆನ್ಸನ್-ಡಾಲ್ಸ್ಗಾರ್ಡ್ ವಿಮರ್ಶೆ, ಹೆಲಿಯೊಸಿಸ್ಮಾಲಜಿ, ಅಧ್ಯಾಯ IV ರಿಂದ ಅಳವಡಿಸಲಾಗಿದೆ. ಸ್ಥಿತಿಯ ಸಮೀಕರಣಗಳು ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ರಚನೆಯ ಭೇದಾತ್ಮಕ ಸಮೀಕರಣಗಳ ಸಂಖ್ಯಾತ್ಮಕ ಪರಿಹಾರಕ್ಕೆ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ರಚನೆಯಲ್ಲಿ ವಿವರಿಸಿದಂತೆ ಒತ್ತಡ, ಅಪಾರದರ್ಶಕತೆ ಮತ್ತು ಶಕ್ತಿಯ ಉತ್ಪಾದನಾ ದರಕ್ಕೆ ಸ್ಥಿತಿಯ ಸಮೀಕರಣಗಳು ಬೇಕಾಗುತ್ತವೆ, ಇದು ಈ ಅಸ್ಥಿರಗಳನ್ನು ಸಾಂದ್ರತೆ, ತಾಪಮಾನ ಮತ್ತು ಸಂಯೋಜನೆಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸುತ್ತದೆ. ಹೆಲಿಯೊಸಿಸ್ಮಾಲಜಿ ಎಂಬುದು ಸೂರ್ಯನಲ್ಲಿನ ಅಲೆಗಳ ಆಂದೋಲನಗಳ ಅಧ್ಯಯನವಾಗಿದೆ. ಸೂರ್ಯನ ಮೂಲಕ ಈ ಅಲೆಗಳ ಪ್ರಸರಣದಲ್ಲಿನ ಬದಲಾವಣೆಗಳು ಆಂತರಿಕ ರಚನೆಗಳನ್ನು ಬಹಿರಂಗಪಡಿಸುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಖಗೋಳ ಭೌತವಿಜ್ಞಾನಿಗಳಿಗೆ ಸೂರ್ಯನ ಆಂತರಿಕ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಗಳ ಅತ್ಯಂತ ವಿವರವಾದ ವಿವರಗಳನ್ನು ಅಭಿವೃದ್ಧಿಪಡಿಸಲು ಅವಕಾಶ ಮಾಡಿಕೊಡುತ್ತವೆ. ನಿರ್ದಿಷ್ಟವಾಗಿ ಹೇಳುವುದಾದರೆ, ಸೂರ್ಯನ ಹೊರ ಪದರಗಳಲ್ಲಿನ ಸಂವಹನ ವಲಯದ ಸ್ಥಳವನ್ನು ಅಳೆಯಬಹುದು, ಮತ್ತು ಸೂರ್ಯನ ತಿರುಳಿನ ಬಗೆಗಿನ ಮಾಹಿತಿಯು, ಅತ್ಯಂತ ಹಳೆಯ ಉಲ್ಕೆಗಳಿಂದ ಸೂರ್ಯನ ವಯಸ್ಸನ್ನು ಊಹಿಸುವ ವಿಧಾನದಿಂದ ಸ್ವತಂತ್ರವಾಗಿ, ಸೂರ್ಯನ ವಯಸ್ಸನ್ನು ಲೆಕ್ಕಹಾಕಲು ಎಸ್. ಎಸ್. ಎಂ. ಅನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು ಒಂದು ವಿಧಾನವನ್ನು ಒದಗಿಸುತ್ತದೆ. ಎಸ್ಎಸ್ಎಂ ಅನ್ನು ಹೇಗೆ ಪರಿಷ್ಕರಿಸಬಹುದು ಎಂಬುದಕ್ಕೆ ಇದು ಮತ್ತೊಂದು ಉದಾಹರಣೆಯಾಗಿದೆ. ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಉತ್ಪಾದನೆಯು ಸೂರ್ಯನಲ್ಲಿನ ಹಲವಾರು ವಿಭಿನ್ನ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಗಳ ಮೂಲಕ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಅನ್ನು ಹೀಲಿಯಂನಲ್ಲಿ ಬೆಸೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಬಹುಪಾಲು ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಪಿಪಿ ಸರಪಳಿಯ ಮೂಲಕ ಉತ್ಪಾದಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ, ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲಿ ನಾಲ್ಕು ಪ್ರೋಟಾನ್ಗಳನ್ನು ಒಟ್ಟುಗೂಡಿಸಿ ಎರಡು ಪ್ರೋಟಾನ್ಗಳು, ಎರಡು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ಗಳು, ಎರಡು ಪಾಸಿಟ್ರಾನ್ಗಳು ಮತ್ತು ಎರಡು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಸಿಎನ್ಒ ಚಕ್ರದಿಂದ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳು ಸಹ ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುತ್ತವೆ, ಆದರೆ ಆ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯು ಇತರ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗಿಂತ ಸೂರ್ಯನಲ್ಲಿ ಗಣನೀಯವಾಗಿ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಾಮುಖ್ಯತೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. ಸೂರ್ಯನಲ್ಲಿ ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುವ ಹೆಚ್ಚಿನ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳು ಪಿಪಿ ಸರಪಳಿಯ ಮೊದಲ ಹಂತದಿಂದ ಬರುತ್ತವೆ ಆದರೆ ಅವುಗಳ ಶಕ್ತಿಯು ತುಂಬಾ ಕಡಿಮೆಯಾಗಿದೆ (<0.425 MeV) ಅವುಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚುವುದು ತುಂಬಾ ಕಷ್ಟ. ಪಿಪಿ ಸರಪಳಿಯ ಅಪರೂಪದ ಅಡ್ಡ ಶಾಖೆಯು ಸರಿಸುಮಾರು 15 ಎಮ್ಇವಿ ಗರಿಷ್ಠ ಶಕ್ತಿಯೊಂದಿಗೆ "ಬೋರಾನ್-8" ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಇವುಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಲು ಸುಲಭವಾದ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳಾಗಿವೆ. ಪಿಪಿ ಸರಪಳಿಯಲ್ಲಿ ಬಹಳ ಅಪರೂಪದ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಯು "ಹೆಪ್" ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸುತ್ತದೆ, ಇದು ಸೂರ್ಯನಿಂದ ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುತ್ತದೆ ಎಂದು ಊಹಿಸಲಾದ ಅತ್ಯುನ್ನತ ಶಕ್ತಿಯ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳಾಗಿವೆ. ಅವು ಸುಮಾರು 18 ಎಂಇವಿ ಗರಿಷ್ಠ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ ಎಂದು ಊಹಿಸಲಾಗಿದೆ. ಮೇಲೆ ವಿವರಿಸಿದ ಎಲ್ಲಾ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಗಳು ಶಕ್ತಿಗಳ ವರ್ಣಪಟಲದೊಂದಿಗೆ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸುತ್ತವೆ. 7Beನ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ಸೆರೆಹಿಡಿಯುವಿಕೆಯು ಸ್ಥೂಲವಾಗಿ 0.862 MeV (~90%) ಅಥವಾ 0.384 MeV (~10%) ನಲ್ಲಿ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸುತ್ತದೆ. ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಪತ್ತೆ ಇತರ ಕಣಗಳೊಂದಿಗಿನ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಗಳ ದೌರ್ಬಲ್ಯ ಎಂದರೆ ಸೂರ್ಯನ ಮಧ್ಯಭಾಗದಲ್ಲಿ ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುವ ಹೆಚ್ಚಿನ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳು ಹೀರಿಕೊಳ್ಳದೆ ಸೂರ್ಯನ ಮೂಲಕ ಹಾದುಹೋಗಬಹುದು. ಆದ್ದರಿಂದ, ಈ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚುವ ಮೂಲಕ ಸೂರ್ಯನ ಮಧ್ಯಭಾಗವನ್ನು ನೇರವಾಗಿ ವೀಕ್ಷಿಸಲು ಸಾಧ್ಯವಿದೆ. ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಯಶಸ್ವಿಯಾಗಿ ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಿದ ಮೊದಲ ಪ್ರಯೋಗವೆಂದರೆ ರೇ ಡೇವಿಸ್ನ ಕ್ಲೋರಿನ್ ಪ್ರಯೋಗ, ಇದರಲ್ಲಿ ಪರ್ಕ್ಲೋರೊಇಥಿಲೀನ್ನ ದೊಡ್ಡ ತೊಟ್ಟಿಯಲ್ಲಿ ಕ್ಲೋರಿನ್ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಸ್ಗಳನ್ನು ವಿಕಿರಣಶೀಲ ಆರ್ಗಾನ್ ಆಗಿ ಪರಿವರ್ತಿಸುವುದನ್ನು ಗಮನಿಸುವ ಮೂಲಕ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಲಾಯಿತು. ಇದು ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳಿಗೆ ನಿರೀಕ್ಷಿತವಾದ ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯೆಯ ಮಾರ್ಗವಾಗಿತ್ತು, ಆದರೆ ಆರ್ಗಾನ್ ಕ್ಷಯಗಳ ಸಂಖ್ಯೆಯನ್ನು ಮಾತ್ರ ಎಣಿಸಲಾಗಿರುವುದರಿಂದ, ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳು ಎಲ್ಲಿಂದ ಬಂದವು ಎಂಬುದರಂತಹ ಯಾವುದೇ ದಿಕ್ಕಿನ ಮಾಹಿತಿಯನ್ನು ಅದು ನೀಡಲಿಲ್ಲ. ಈ ಪ್ರಯೋಗವು ಆ ಕಾಲದ ಪ್ರಮಾಣಿತ ಸೌರ ಮಾದರಿಯು ಊಹಿಸಿದಂತೆ ಸುಮಾರು ಮೂರನೇ ಒಂದು ಭಾಗದಷ್ಟು ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದೆ ಮತ್ತು ಈ ಸಮಸ್ಯೆಯನ್ನು ಸೌರ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಸಮಸ್ಯೆ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಯಿತು. ಕ್ಲೋರಿನ್ ಪ್ರಯೋಗವು ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡಿದೆ ಎಂದು ಈಗ ತಿಳಿದಿದ್ದರೂ, ಆ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಕೆಲವು ಭೌತವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಪ್ರಯೋಗದ ಬಗ್ಗೆ ಅನುಮಾನ ಹೊಂದಿದ್ದರು, ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ಅವರು ಅಂತಹ ವಿಕಿರಣ ರಾಸಾಯನಿಕ ತಂತ್ರಗಳನ್ನು ನಂಬಲಿಲ್ಲ. ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ-ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ಸ್ಥಿತಿಸ್ಥಾಪಕ ಚದುರುವಿಕೆಯ ಮೂಲಕ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಲು ಸಾಕಷ್ಟು ಕಡಿಮೆ ಶಕ್ತಿಯ ಮಿತಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ವಾಟರ್ ಚೆರೆನ್ಕೋವ್ ಡಿಟೆಕ್ಟರ್ ಕಾಮಿಯೋಕಾಂಡೆ-II ಪ್ರಯೋಗದಿಂದ ಸೌರ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳ ನಿಸ್ಸಂದಿಗ್ಧವಾದ ಪತ್ತೆಹಚ್ಚುವಿಕೆಯನ್ನು ಒದಗಿಸಲಾಗಿದೆ. ಸ್ಥಿತಿಸ್ಥಾಪಕ ಚದುರುವಿಕೆಯ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲಿ ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯೆಯ ಬಿಂದುವಿನಿಂದ ಹೊರಬರುವ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳು ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಸೂರ್ಯನಿಂದ ದೂರ ಪ್ರಯಾಣಿಸುತ್ತಿರುವ ದಿಕ್ಕನ್ನು ಬಲವಾಗಿ ಸೂಚಿಸುತ್ತವೆ. ಸೂರ್ಯನನ್ನು "ಹಿಂದಕ್ಕೆ ತೋರಿಸುವ" ಈ ಸಾಮರ್ಥ್ಯವು ಸೂರ್ಯನು ಕೇಂದ್ರಭಾಗದಲ್ಲಿರುವ ಪರಮಾಣು ಸಂವಹನಗಳಿಂದ ಚಾಲಿತವಾಗಿದೆ ಎಂಬುದಕ್ಕೆ ಮೊದಲ ನಿರ್ಣಾಯಕ ಪುರಾವೆಯಾಗಿದೆ. ಕಾಮಿಯೋಕಂಡೆ-IIರಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುವ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳು ಸ್ಪಷ್ಟವಾಗಿ ಸೂರ್ಯನಿಂದ ಬಂದಿವೆಯಾದರೂ, ಆ ಕಾಲದ ಸಿದ್ಧಾಂತಕ್ಕೆ ಹೋಲಿಸಿದರೆ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಗಳ ದರವನ್ನು ಮತ್ತೆ ನಿಗ್ರಹಿಸಲಾಯಿತು. ಇದಕ್ಕಿಂತಲೂ ಕೆಟ್ಟದಾಗಿ, ಕಾಮಿಯೋಕಂಡೆ-II ಪ್ರಯೋಗವು ಕ್ಲೋರಿನ್ ಪ್ರಯೋಗದ 1/3ಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಊಹಿಸಲ್ಪಟ್ಟ ಹರಿವಿನ ಸುಮಾರು 1/2ಅನ್ನು ಅಳೆಯಿತು. ಸೌರ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಸಮಸ್ಯೆಗೆ ಪರಿಹಾರವನ್ನು ಅಂತಿಮವಾಗಿ ಪ್ರಾಯೋಗಿಕವಾಗಿ ಸಡ್ಬರಿ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಅಬ್ಸರ್ವೇಟರಿ (ಎಸ್ಎನ್ಒ) ನಿರ್ಧರಿಸಿತು. ವಿಕಿರಣ ರಾಸಾಯನಿಕ ಪ್ರಯೋಗಗಳು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳಿಗೆ ಮಾತ್ರ ಸಂವೇದನಾಶೀಲವಾಗಿದ್ದವು ಮತ್ತು ನೀರಿನ ಸೆರೆನ್ಕೋವ್ ಪ್ರಯೋಗಗಳಲ್ಲಿನ ಸಂಕೇತವು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಸಂಕೇತದಿಂದ ಪ್ರಾಬಲ್ಯ ಹೊಂದಿತ್ತು. ಇದಕ್ಕೆ ವ್ಯತಿರಿಕ್ತವಾಗಿ, ಎಸ್. ಎನ್. ಓ ಪ್ರಯೋಗವು ಎಲ್ಲಾ ಮೂರು ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಸುವಾಸನೆಗಳಿಗೆ ಸೂಕ್ಷ್ಮತೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿತ್ತು. ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಮತ್ತು ಒಟ್ಟು ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಫ್ಲಕ್ಸ್ಗಳನ್ನು ಏಕಕಾಲದಲ್ಲಿ ಅಳೆಯುವ ಮೂಲಕ, ಸೂರ್ಯನ ಬದಲಾಗುತ್ತಿರುವ ಸಾಂದ್ರತೆಯಿಂದಾಗಿ ಅನುರಣನದ ಮೂಲಕ ಹಾದುಹೋಗುವಾಗ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಅವುಗಳ ಶುದ್ಧ ಪರಿಮಳ ಸ್ಥಿತಿಯಿಂದ ಎರಡನೇ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಮಾಸ್ ಐಜೆನ್ಸ್ಟೇಟಾಗಿ ಪರಿವರ್ತಿಸುವ ಎಂಎಸ್ಡಬ್ಲ್ಯೂ ಪರಿಣಾಮದಿಂದಾಗಿ ನಿಗ್ರಹಿಸಲಾಗಿದೆ ಎಂದು ಪ್ರಯೋಗವು ತೋರಿಸಿಕೊಟ್ಟಿತು. ಅನುರಣನವು ಶಕ್ತಿಯ ಮೇಲೆ ಅವಲಂಬಿತವಾಗಿದೆ, ಮತ್ತು 2ಎಂಇವಿ ಬಳಿ "ಆನ್" ಆಗುತ್ತದೆ. ವಾಟರ್ ಸೆರೆನ್ಕೋವ್ ಡಿಟೆಕ್ಟರ್ಗಳು ಸುಮಾರು 5MeV ಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಮಾತ್ರ ಪತ್ತೆ ಮಾಡುತ್ತವೆ, ಆದರೆ ವಿಕಿರಣ ರಾಸಾಯನಿಕ ಪ್ರಯೋಗಗಳು ಕಡಿಮೆ ಶಕ್ತಿಗೆ (ಕ್ಲೋರಿನ್ಗೆ 0.8MeV, ಗ್ಯಾಲಿಯಂಗೆ 0.2MeV) ಸೂಕ್ಷ್ಮವಾಗಿರುತ್ತವೆ, ಮತ್ತು ಇದು ಎರಡು ರೀತಿಯ ಪ್ರಯೋಗಗಳಲ್ಲಿ ಗಮನಿಸಿದ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ದರಗಳಲ್ಲಿನ ವ್ಯತ್ಯಾಸದ ಮೂಲವಾಗಿದೆ. ಪ್ರೋಟಾನ್-ಪ್ರೋಟಾನ್ ಸರಪಳಿ ಹೆಪ್ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು (ಮುಂದಿನ ಬಿಂದು) ಹೊರತುಪಡಿಸಿ ಪ್ರೋಟಾನ್-ಪ್ರೋಟಾನ್ ಸರಪಳಿ ಕ್ರಿಯೆಯಿಂದ (ಪಿಪಿ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳು) ಎಲ್ಲಾ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡಲಾಗಿದೆ. ಮೂರು ತಂತ್ರಗಳನ್ನು ಅಳವಡಿಸಿಕೊಳ್ಳಲಾಗಿದೆಃ ಹೋಮ್ಸ್ಟೇಕ್, ಗ್ಯಾಲೆಕ್ಸ್, GNO ಮತ್ತು SAGE ಬಳಸುವ ವಿಕಿರಣ ರಾಸಾಯನಿಕ ತಂತ್ರವು ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಹರಿವನ್ನು ಕನಿಷ್ಠ ಶಕ್ತಿಯ ಮೇಲೆ ಅಳೆಯಲು ಅವಕಾಶ ಮಾಡಿಕೊಟ್ಟಿದೆ. ಡಿಟೆಕ್ಟರ್ ಎಸ್ಎನ್ಒ ಡ್ಯೂಟೇರಿಯಂನಲ್ಲಿ ಚದುರುವಿಕೆಯನ್ನು ಬಳಸಿತು, ಇದು ಘಟನೆಗಳ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಅಳೆಯಲು ಅವಕಾಶ ಮಾಡಿಕೊಟ್ಟಿತು, ಇದರಿಂದಾಗಿ ಊಹಿಸಲಾದ ಎಸ್ಎಸ್ಎಂ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯ ಏಕೈಕ ಘಟಕಗಳನ್ನು ಗುರುತಿಸುತ್ತದೆ. ಅಂತಿಮವಾಗಿ, ಕಾಮಿಯೋಕಂಡೆ, ಸೂಪರ್-ಕಾಮಿಯೋಕಂಡೆ, ಎಸ್ಎನ್ಒ, ಬೊರೆಕ್ಸಿನೊ ಮತ್ತು ಕಾಮ್ಲ್ಯಾಂಡ್ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳ ಮೇಲೆ ಸ್ಥಿತಿಸ್ಥಾಪಕ ಚದುರುವಿಕೆಯನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡವು, ಇದು ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಅಳೆಯಲು ಅನುವು ಮಾಡಿಕೊಡುತ್ತದೆ. ಬೊರಾನ್8 ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಕಾಮಿಯೋಕಾಂಡೆ, ಸೂಪರ್-ಕಾಮಿಯೋಕಾಂಡೆ, ಎಸ್ಎನ್ಒ, ಬೊರೆಕ್ಸಿನೊ, ಕಾಮ್ಲ್ಯಾಂಡ್ಗಳು ನೋಡಿದ್ದಾರೆ. ಬೆರೀಲಿಯಂ 7, ಪೆಪ್ ಮತ್ತು ಪಿಪಿ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಇಲ್ಲಿಯವರೆಗೆ ಬೊರೆಕ್ಸಿನೊ ಮಾತ್ರ ಕಂಡಿದೆ. ಎಚ್ಇಪಿ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳು ಬೊರಾನ್-8 ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳಿಗೆ ಹೋಲಿಸಿದರೆ ಅವುಗಳ ಸಣ್ಣ ಹರಿವಿನಿಂದಾಗಿ ಹೆಚ್ಚಿನ ಶಕ್ತಿಯ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಇನ್ನೂ ಗಮನಿಸಲಾಗಿಲ್ಲ, ಇಲ್ಲಿಯವರೆಗೆ ಹರಿವಿನ ಮೇಲೆ ಮಿತಿಗಳನ್ನು ಮಾತ್ರ ಇರಿಸಲಾಗಿದೆ. ಯಾವುದೇ ಪ್ರಯೋಗವು ಇನ್ನೂ ಎಸ್. ಎಸ್. ಎಂ. ಮುನ್ಸೂಚನೆ ನೀಡಿದ ಹರಿವನ್ನು ಗಮನಿಸಲು ಸಾಕಷ್ಟು ಸೂಕ್ಷ್ಮತೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿಲ್ಲ. ಸೌರಶಕ್ತಿ ಉತ್ಪಾದನೆಯ ಸಿ. ಎನ್. ಓ ಚಕ್ರದ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳು-ಅಂದರೆ ಸಿ. ಎನ್. ಓ-ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳು-ಸಹ 1 ಎಂ. ಇ. ವಿ. ಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಗಮನಿಸಬಹುದಾದ ಘಟನೆಗಳನ್ನು ಒದಗಿಸುವ ನಿರೀಕ್ಷೆಯಿದೆ. ಪ್ರಾಯೋಗಿಕ ಶಬ್ದದಿಂದಾಗಿ (ಹಿನ್ನೆಲೆ) ಅವುಗಳನ್ನು ಇನ್ನೂ ಗಮನಿಸಲಾಗಿಲ್ಲ. ಅಲ್ಟ್ರಾ-ಪ್ಯೂರ್ ಸಿಂಟಿಲೇಟರ್ ಡಿಟೆಕ್ಟರ್ಗಳು ಎಸ್ಎಸ್ಎಂ ಮುನ್ಸೂಚನೆ ನೀಡಿದ ಫ್ಲಕ್ಸ್ ಅನ್ನು ತನಿಖೆ ಮಾಡುವ ಸಾಮರ್ಥ್ಯವನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಈ ಪತ್ತೆ ಈಗಾಗಲೇ ಬೊರೆಕ್ಸಿನೊದಲ್ಲಿ ಸಾಧ್ಯವಿದೆ; ಮುಂದಿನ ವೈಜ್ಞಾನಿಕ ಸಂದರ್ಭಗಳು ಎಸ್. ಎನ್. ಓ + ನಲ್ಲಿರುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ದೀರ್ಘಾವಧಿಯಲ್ಲಿ, ಎಲ್. ಇ. ಎನ್. ಎ ಮತ್ತು ಜುನೊಗಳಲ್ಲಿ, ಮೂರು ಡಿಟೆಕ್ಟರ್ಗಳು ದೊಡ್ಡದಾಗಿರುತ್ತವೆ ಆದರೆ ಬೊರೆಕ್ಸಿನೊದ ಅದೇ ತತ್ವಗಳನ್ನು ಬಳಸುತ್ತವೆ. ಸಿ. ಎನ್. ಓ. ಚಕ್ರವು ಸೂರ್ಯನ ಮಧ್ಯಭಾಗದೊಳಗಿನ ಶಕ್ತಿಯ ಉತ್ಪಾದನೆಯ ಶೇಕಡ 1ರಷ್ಟು ಭಾಗವನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ ಎಂದು ಬೊರೆಕ್ಸಿನೊ ಸಹಯೋಗವು ದೃಢಪಡಿಸಿದೆ. ಭವಿಷ್ಯದ ಪ್ರಯೋಗಗಳು ವಿಕಿರಣ ರಾಸಾಯನಿಕ ಪ್ರಯೋಗಗಳು ಕೆಲವು ಅರ್ಥದಲ್ಲಿ pp ಮತ್ತು Be7 ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಗಮನಿಸಿದ್ದರೂ ಅವು ಅವಿಭಾಜ್ಯ ಹರಿವುಗಳನ್ನು ಮಾತ್ರ ಅಳೆಯುತ್ತವೆ. ಸೌರ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಪ್ರಯೋಗಗಳ "ಹೋಲಿ ಗ್ರೇಲ್" ಪ್ರತ್ಯೇಕ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಶಕ್ತಿಗಳಿಗೆ ಸೂಕ್ಷ್ಮವಾಗಿರುವ ಡಿಟೆಕ್ಟರ್ನೊಂದಿಗೆ ಬಿಇ7 ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡುತ್ತದೆ. ಈ ಪ್ರಯೋಗವು ಎಂ. ಎಸ್. ಡಬ್ಲ್ಯೂ ಪರಿಣಾಮದ ತಿರುವನ್ನು ಹುಡುಕುವ ಮೂಲಕ ಎಂ. ಎಸ್. ಡಬ್ಲ್ಯೂ ಊಹೆಯನ್ನು ಪರೀಕ್ಷಿಸುತ್ತದೆ. ಕೆಲವು ವಿಲಕ್ಷಣ ಮಾದರಿಗಳು ಇನ್ನೂ ಸೌರ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಕೊರತೆಯನ್ನು ವಿವರಿಸುವ ಸಾಮರ್ಥ್ಯವನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ, ಆದ್ದರಿಂದ ಎಂ. ಎಸ್. ಡಬ್ಲ್ಯೂ. ಅನ್ನು ಆನ್ ಮಾಡುವುದರಿಂದ ಅಂತಿಮವಾಗಿ ಸೌರ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಸಮಸ್ಯೆಯನ್ನು ಪರಿಹರಿಸಬಹುದು. ಕೋರ್ ತಾಪಮಾನ ಮುನ್ಸೂಚನೆ ಬೋರಾನ್-8 ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳ ಹರಿವು ಸೂರ್ಯನ ಮಧ್ಯಭಾಗದ ತಾಪಮಾನಕ್ಕೆ ಹೆಚ್ಚು ಸೂಕ್ಷ್ಮವಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಈ ಕಾರಣಕ್ಕಾಗಿ, ಬೋರಾನ್-8 ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಫ್ಲಕ್ಸ್ನ ನಿಖರವಾದ ಮಾಪನವನ್ನು ಪ್ರಮಾಣಿತ ಸೌರ ಮಾದರಿಯ ಚೌಕಟ್ಟಿನಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯನ ಮಧ್ಯಭಾಗದ ತಾಪಮಾನದ ಮಾಪನವಾಗಿ ಬಳಸಬಹುದು. ಮೊದಲ ಎಸ್. ಎನ್. ಓ ಫಲಿತಾಂಶಗಳನ್ನು ಪ್ರಕಟಿಸಿದ ನಂತರ ಫಿಯೊರೆಂಟಿನಿ ಮತ್ತು ರಿಕ್ಕಿ ಈ ಅಂದಾಜನ್ನು ಮಾಡಿದರು, ಮತ್ತು ಅವರು ನಿರ್ಧರಿಸಿದ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಫ್ಲಕ್ಸ್ನಿಂದ 5.2x106/ಸೆಂ. ಮೀ. ಸೆಕೆಂಡುಗಳ ತಾಪಮಾನವನ್ನು ಪಡೆದರು. ಸೌರ ಮೇಲ್ಮೈಯಲ್ಲಿ ಲಿಥಿಯಂ ಸವಕಳಿಯು ಸೂರ್ಯನ ವಿಕಾಸದ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಮಾದರಿಗಳು ಲಿಥಿಯಂ (ಲಿ) ಅನ್ನು ಹೊರತುಪಡಿಸಿ ಸೌರ ಮೇಲ್ಮೈ ರಾಸಾಯನಿಕ ಸಮೃದ್ಧಿಯನ್ನು ಚೆನ್ನಾಗಿ ಊಹಿಸುತ್ತವೆ. ಸೂರ್ಯನ ಮೇಲ್ಮೈಯಲ್ಲಿ ಲಿ ಅಂಶದ ಸಮೃದ್ಧಿಯು ಮೂಲ ಸೌರ ಮೌಲ್ಯಕ್ಕಿಂತ 140 ಪಟ್ಟು ಕಡಿಮೆಯಾಗಿದೆ (ಅಂದರೆ. ಸೂರ್ಯನ ಜನನದ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಆದಿಸ್ವರೂಪದ ಸಮೃದ್ಧತೆ), ಆದರೂ ಮೇಲ್ಮೈ ಸಂವಹನ ವಲಯದ ತಳದಲ್ಲಿರುವ ತಾಪಮಾನವು ಸುಡುವಷ್ಟು ಬಿಸಿಯಾಗಿರುವುದಿಲ್ಲ-ಮತ್ತು ಆದ್ದರಿಂದ-ಲಿ. ಇದನ್ನು ಸೌರ ಲಿಥಿಯಂ ಸಮಸ್ಯೆ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಸೂರ್ಯನಂತೆಯೇ ಅದೇ ವಯಸ್ಸು, ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಮತ್ತು ಲೋಹತ್ವದ ಸೌರ-ರೀತಿಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚಿನ ಶ್ರೇಣಿಯ ಲಿ ಸಮೃದ್ಧಿಯನ್ನು ಗಮನಿಸಲಾಗಿದೆ. ವೀಕ್ಷಿಸಿದ ಗ್ರಹಗಳೊಂದಿಗೆ ಅಥವಾ ಇಲ್ಲದ ಈ ರೀತಿಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ (ಎಕ್ಸೋಪ್ಲಾನೆಟ್ಗಳು) ಪಕ್ಷಪಾತವಿಲ್ಲದ ಮಾದರಿಯ ಅವಲೋಕನಗಳು ತಿಳಿದಿರುವ ಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಆದಿಸ್ವರೂಪದ ಲಿ ಸಮೃದ್ಧಿಯ ಶೇಕಡಾ ಒಂದಕ್ಕಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಮತ್ತು ಉಳಿದ ಅರ್ಧದಷ್ಟು ಹತ್ತು ಪಟ್ಟು ಹೆಚ್ಚು ಲಿ ಅನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ ಎಂದು ತೋರಿಸಿದೆ. ಗ್ರಹಗಳ ಉಪಸ್ಥಿತಿಯು ಮಿಶ್ರಣದ ಪ್ರಮಾಣವನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿಸಬಹುದು ಮತ್ತು ಸಂವಹನ ವಲಯವನ್ನು ಲಿ ಅನ್ನು ಸುಡುವಷ್ಟು ಆಳವಾಗಿಸಬಹುದು ಎಂದು ಊಹಿಸಲಾಗಿದೆ. ಇದಕ್ಕೆ ಸಂಭವನೀಯ ಕಾರ್ಯವಿಧಾನವೆಂದರೆ ಗ್ರಹಗಳು ನಕ್ಷತ್ರದ ಕೋನೀಯ ಆವೇಗದ ವಿಕಾಸದ ಮೇಲೆ ಪರಿಣಾಮ ಬೀರುತ್ತವೆ, ಹೀಗಾಗಿ ಗ್ರಹಗಳಿಲ್ಲದ ಇದೇ ರೀತಿಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಹೋಲಿಸಿದರೆ ನಕ್ಷತ್ರದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯನ್ನು ಬದಲಾಯಿಸುತ್ತದೆ; ಸೂರ್ಯನ ಸಂದರ್ಭದಲ್ಲಿ ಅದರ ತಿರುಗುವಿಕೆಯನ್ನು ನಿಧಾನಗೊಳಿಸುತ್ತದೆ. ಮಾಡೆಲಿಂಗ್ನಲ್ಲಿ ಎಲ್ಲಿ ಮತ್ತು ಯಾವಾಗ ದೋಷವಿದೆ ಎಂಬುದನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲು ಹೆಚ್ಚಿನ ಸಂಶೋಧನೆಯ ಅಗತ್ಯವಿದೆ. ಆಧುನಿಕ ದಿನದ ಸೂರ್ಯನ ಒಳಭಾಗದ ಹೀಲಿಯೋಸೆಸ್ಮಿಕ್ ಶೋಧಕಗಳ ನಿಖರತೆಯನ್ನು ಗಮನಿಸಿದರೆ, ಪ್ರೋಟೋಸ್ಟೆಲ್ಲಾರ್ ಸೂರ್ಯನ ಮಾದರಿಯನ್ನು ಸರಿಹೊಂದಿಸಬೇಕಾಗಿದೆ. ಪ್ರೊಟೊಸ್ಟಾರ್ ಉಲ್ಲೇಖಗಳು ಬಾಹ್ಯ ಕೊಂಡಿಗಳನ್ನು ಸಹ ನೋಡಿ ಡೇವಿಡ್ ಗುಂಥರ್ ಸೌರ ಮಾದರಿಗಳ ಎಸ್ಎಸ್ಎಂನ ವಿವರಣೆಃ ಜಾನ್ ಎನ್. ಬಾಹ್ಕಾಲ್ ಅವರ ಐತಿಹಾಸಿಕ ಅವಲೋಕನ ಖಗೋಳ ಭೌತಶಾಸ್ತ್ರ ಪರಿಕಲ್ಪನಾ ಮಾದರಿಗಳು ಸೂರ್ಯ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಿಕಸನ