Преглед на кодот на Стандарден сончев модел

'''Стандарден сончев модел''' (ССМ) ― [[Математички|математичко]] согледување на [[Сонце]]то како [[Сфера|топчеста]] топка од [[гас]] (во различни состојби на [[јонизација]], при што [[водородот]] во длабоката внатрешност е целосно јонизирана [[плазма]]). Овој модел, технички сферично симетричен квазистатички модел на [[ѕвезда]], има ѕвездена структура опишана со неколку диференцијални [[Равенка|равенки]] изведени од основните физички начела. Моделот е ограничен од граничните услови, имено [[сјајност]]а, [[полупречник]]от, возраста и составот на Сонцето, кои се добро одредени. Староста на Сонцето не може директно да биде мерена; еден начин да биде проценета е од возраста на најстарите [[метеорити]] и модели на еволуцијата на [[Сончевиот систем|Сончевиот Систем]].<ref name="Guenther 1995">{{Наведено списание|last=Guenther, D.B.|date=април 1989|title=Age of the sun|journal=Astrophysical Journal|volume=339|pages=1156–1159|bibcode=1989ApJ...339.1156G|doi=10.1086/167370|doi-access=free}}</ref> Составот во фотосферата на денешното Сонце, по маса, е 74,9% водород и 23,8% [[хелиум]].<ref name="lodders">{{Наведено списание|last=Lodders|first=Katharina|author-link=Катарина Лодерс|date=10 јули 2003|title=Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements|url=http://weft.astro.washington.edu/courses/astro557/LODDERS.pdf|journal=The Astrophysical Journal|volume=591|issue=2|pages=1220–1247|bibcode=2003ApJ...591.1220L|doi=10.1086/375492|archive-url=https://web.archive.org/web/20151107043527/http://weft.astro.washington.edu/courses/astro557/LODDERS.pdf|archive-date=7 ноември 2015|access-date=25 август 2024}}</ref> Сите потешки [[елементи]], наречени „[[Металичност|метали]]“ во [[астрономија]]та, сочинуваат помалку од 2 проценти од масата. ССМ е користен за тестирање на валидноста на теоријата за еволуција на ѕвездите. Всушност, единствениот начин да бидат одредени двата слободни параметри на моделот на ѕвездената еволуција, изобилството на хелиум и параметарот на должината на мешањето (кој е користен за моделирање на конвекцијата на Сонцето), е да биде прилагоден ССМ за да „одговара“ на набљудуваното Сонце.

== Калибриран сончев модел ==
Сметано е дека [[ѕвезда]]та е на нулта возраст (протоѕвездена) кога се претпоставува дека има хомоген состав и дека штотуку почнува да го добива најголемиот дел од својата сјајност од [[Јадрена реакција|јадрените реакции]] (така што е занемаруван периодот на контракција од облак од [[гас]] и прашина) . За да биде добиен стандарден сончев модел, ѕвезден модел со една [[сончева маса]] (M<sub>☉</sub>) на нулта возраст е [[Ѕвезден развој|еволуирано]] бројчано до возраста на [[Сонцето]]. Изобилството на [[елементи]] во сончевиот модел од нулта возраст е проценувано од првобитните метеорити.<ref name="lodders">{{Наведено списание|last=Lodders|first=Katharina|author-link=Катарина Лодерс|date=10 јули 2003|title=Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements|url=http://weft.astro.washington.edu/courses/astro557/LODDERS.pdf|journal=The Astrophysical Journal|volume=591|issue=2|pages=1220–1247|bibcode=2003ApJ...591.1220L|doi=10.1086/375492|archive-url=https://web.archive.org/web/20151107043527/http://weft.astro.washington.edu/courses/astro557/LODDERS.pdf|archive-date=7 ноември 2015|access-date=25 август 2024}}</ref> Заедно со оваа изобилство информации, разумна претпоставка за осветленоста на нулта возраст (како што е денешното Сонце) потоа се претвора со итеративна постапка во точната вредност за моделот и [[температура]]та, [[притисок]]от и густината низ целиот модел пресметано со нумерички решавање на равенките на ѕвездената структура претпоставувајќи дека ѕвездата е во стабилна состојба. Моделот потоа еволуира бројчано до возраста на Сонцето. Секое несовпаѓање од измерените вредности на осветленоста на Сонцето, изобилството на површината итн. потоа може да биде искористено за да биде усовршен моделот. На пример, од образувањето на Сонцето, дел од [[хелиумот]] и тешките елементи се населиле надвор од [[фотосферата]] со [[расејување]]. Како резултат на тоа, Сончевата фотосфера сега содржи околу 87% исто толку хелиум и тешки елементи колку што имала протоѕвездената фотосфера; протоѕвездената Сончева фотосфера била 71,1% водород, 27,4% хелиум и 1,5% [[Металичност|метали]].<ref name="lodders" /> Потребна е мерка за таложење на тешките елементи со расејување за попрецизен модел.

== Бројчано моделирање на равенките на ѕвездената структура ==
{{Главна|Ѕвездена структура}}

Диференцијалните [[равенки]] на ѕвездената структура, како што е равенката на [[Хидростатика|хидростатска]] рамнотежа, се интегрирани бројчано. Диференцијалните равенки се приближувани со равенки за разлика. Замислувано е дека ѕвездата е составена од сферично симетрични обвивки, а бројчаната интеграција е извршена во конечни чекори користејќи ги [[состојбена равенка|состојбените равенки]], давајќи односи за [[притисок]]от, непроѕирноста и стапката на создавање [[енергија]] во однос на [[густина]]та, [[температура]]та и составот.<ref name="Ostlie">Ostlie, Dale A. and Carrol, Bradley W., [https://www.amazon.com/Introduction-Modern-Astrophysics-Bradley-Carroll/dp/0805304029/ ''An introduction to Modern Stellar Astrophysics''], Addison-Wesley (2007)</ref>

== Еволуција на Сонцето ==
{{Главна|Ѕвездена еволуција}}
[[Податотека:Solar_evolution_(English).svg|десно|мини| Еволуција на [[Сончева сјајност|сјајноста]] на Сонцето, [[Сончев полупречник|полупречникот]] и [[Делотворна температура|делотворната температура]] во споредба со денешното Сонце. Според Рибас (2010).<ref name="ribas2010">{{Наведување|postscript=.|chapter=The Sun and stars as the primary energy input in planetary atmospheres|last=Ribas|first=Ignasi|title=Solar and Stellar Variability: Impact on Earth and Planets, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium|volume=264|pages=3–18|date=февруари  2010|doi=10.1017/S1743921309992298|bibcode=2010IAUS..264....3R|arxiv=0911.4872}}</ref>]]
[[Јадрена реакција|Јадрените реакции]] во [[Сончево јадро|јадрото]] на [[Сонцето]] го менуваат неговиот состав, со претворање на јадрата на [[водород]]от во [[хелиум]]ски јадра преку [[протонско-протонски ланец|протонско-протонскиот ланец]] и (во помала мера во Сонцето отколку кај помасивните ѕвезди) циклусот јаглерод-азот-кислород. Ова ја зголемува средната [[молекула]]рна тежина во јадрото на Сонцето, што треба да доведе до намалување на притисокот. Ова не се случува бидејќи напротив, основните договори. Според виријалната теорема, половина од гравитациската потенцијална енергија ослободена од оваа контракција оди кон зголемување на температурата на јадрото, а другата половина е зрачена. Ова зголемување на температурата исто така го зголемува притисокот и ја враќа рамнотежата на [[хидростатичка рамнотежа|хидростатичката рамнотежа]]. Осветленоста на Сонцето се зголемува со порастот на температурата, зголемувајќи ја брзината на јадрените реакции. Надворешните слоеви се шират за да биде надокнадено за зголемените градиенти на температурата и притисокот, така што [[Сончев полупречник|полупречникот]] исто така е зголемуван.<ref name="Ostlie">Ostlie, Dale A. and Carrol, Bradley W., [https://www.amazon.com/Introduction-Modern-Astrophysics-Bradley-Carroll/dp/0805304029/ ''An introduction to Modern Stellar Astrophysics''], Addison-Wesley (2007)</ref>

Ниту една ѕвезда не е целосно статична, но ѕвездите остануваат на главната низа (согорување на водород во јадрото) долги периоди. Во случајот на Сонцето, тоа се наоѓа на главната низа околу 4,6 милијарди години и ќе стане [[црвен џин]] за приближно 6,5 милијарди години<ref>{{Наведено списание|last=Sackmann|first=I.-Juliana|last2=Boothroyd, Arnold I.|last3=Kraemer, Kathleen E.|date=ноември 1993|title=Our Sun. III. Present and Future|journal=Astrophysical Journal|volume=418|pages=457–468|bibcode=1993ApJ...418..457S|doi=10.1086/173407|doi-access=free}}</ref> за вкупен животен век на главната низа од околу 11 милијарди (10<sup>10</sup>) години. Така, претпоставката за стабилна состојба е многу добра приближност. За едноставност, равенките на ѕвездената структура се напишани без експлицитна временска зависност, со исклучок на равенката на градиентот на сјајноста: <math display="block">\frac{dL}{dr} = 4 \pi r^2 \rho \left( \varepsilon - \varepsilon_\nu \right)</math> Овде {{Мат|''L''}} е осветленоста, {{Мат|''ε''}} е стапката на производство на јадрена енергија по единица маса и {{Мат|''ε<sub>ν</sub>''}} е сјајноста поради емисијата на [[неутрино]] (видете подолу за другите количини). Бавната еволуција на Сонцето на главната низа потоа се одредува со промената на јадрените видови (главно се троши водородот и е произведуван [[хелиум]]). Стапките на различните јадрени реакции се проценети од [[Физика|физички]] [[опити]] на [[честички]] на високи енергии, кои се екстраполираат назад до пониските енергии на ѕвездената внатрешност (Сонцето прилично бавно согорува водород). Историски гледано, грешките во брзината на јадрената реакција се еден од најголемите извори на грешки во моделирањето на ѕвездите. [[Сметач]]ите се користени за пресметување на различното изобилство (обично по масовна поделба) на јадрените видови. Одреден вид ќе има стапка на производство и стапка на уништување, така што и двете се потребни за да биде пресметано неговото изобилство со текот на времето, при различни услови на температура и густина. Бидејќи има многу јадрени видови, потребна е засметана реакциона мрежа за да биде следено како сите изобилства варираат заедно.

Според Фогт-Раселовата теорема, [[Маса (физика)|масата]] и структурата на составот низ ѕвездата уникатно го одредуваат нејзиниот полупречник, [[сјајност]] и внатрешна структура, како и нејзината последователна еволуција (иако оваа „[[теорема]]“ била наменета само да се примени на бавното, стабилно фази на ѕвездената еволуција и секако не се однесува на преодите помеѓу фазите и брзите еволутивни фази).<ref name="Ostlie">Ostlie, Dale A. and Carrol, Bradley W., [https://www.amazon.com/Introduction-Modern-Astrophysics-Bradley-Carroll/dp/0805304029/ ''An introduction to Modern Stellar Astrophysics''], Addison-Wesley (2007)</ref> Информациите за различното изобилство на јадрени видови со текот на времето, заедно со равенките на состојбата, се доволни за бројчано решение со преземање доволно мали временски чекори и користење на повторување за да биде најдена единствената внатрешна структура на [[ѕвезда]]та во секоја фаза.

== Цел на стандардниот сончев модел ==
Стандардниот сончев модел има две цели:

* дава проценки за параметарот на изобилството на [[хелиум]] и должината на мешањето, принудувајќи го ѕвездениот модел да има правилна сјајност и [[Сончев полупречник|полупречник]] на возраста на Сонцето,
* обезбедува начин да бидат проценети посложените модели со дополнителна [[физика]], како што се [[вртење]], [[Магнетно поле|магнетни полиња]] и [[расејување]] или подобрувања во третманот на конвекцијата, како што се моделирање турбуленции и конвективно надминување.

Како [[Стандарден модел|стандардниот модел]] на [[честична физика]] и [[Физичка космологија|стандардниот космолошки]] модел, ССМ е менуван со текот на времето како одговор на релевантните нови откритија во [[Теориска физика|теоријата]] или [[Експериментална физика|опитната физика]].

== Пренос на енергија во Сонцето ==
[[Сонцето]] има [[Зрачен слој|зрачно јадро]] и [[Струевит слој|струевита надворешна обвивка]]. Во [[Сончево јадро|јадрото]], [[сјајност]]а поради [[Јадрена реакција|јадрените реакции]] се пренесува на надворешните слоеви главно со [[Сончево зрачење|зрачење]]. Меѓутоа, во надворешните слоеви температурниот градиент е толку голем што зрачењето не може да пренесе доволно [[енергија]]. Како резултат на тоа, се јавува топлинска конвекција бидејќи топлинските столбови носат врел материјал до површината ([[фотосферата]]) на Сонцето. Откако материјалот ќе се олади на површината, тој се спушта назад надолу кон основата на зоната на конвекција, за да прими повеќе топлина од врвот на зоната на зрачење.

Во еден сончев модел, како што е опишано во ѕвездената структура, земена е предвид [[густина]]та <math>\rho(r)</math>, [[температура]] ''T'' (''r''), вкупен [[притисок]] (материја плус зрачење) ''P''(''r''), сјајност ''l''(''r'') и стапка на создавање енергија по единица маса ''ε'' (''r'') во сферична обвивка со дебелина dr на растојание ''r'' од средиштето на ѕвездата.

Зрачниот преност на енергија е опишан со равенката на градиентот на зрачната температура: <math display="block"> {dT \over dr} = - {3 \kappa \rho l \over 16 \pi r^2 \sigma T^3},</math> каде ''κ'' е непроѕирноста на материјата, ''σ'' е [[Штефан-Болцманов закон|Стефан-Болцманова константа]], а [[Болцманова константа|Болцмановата константа]] е поставена на еден.

Конвекцијата е опишана со помош на теоријата за должина на мешање<ref>{{Наведена книга|title=Stellar Interiors|last=Hansen|first=Carl J.|last2=Kawaler|first2=Steven D.|last3=Trimble|first3=Virginia|date=2004|publisher=Springer|isbn=978-0-387-20089-7|edition=2.}}</ref> и соодветната равенка на градиент на температурата (за [[Адијабатски процес|адијабатска]] конвекција) е: <math display="block"> {dT \over dr} = \left(1 - {1 \over \gamma} \right) {T \over P } { dP \over dr},</math> каде {{Мат|1=''γ'' = ''c''<sub>p</sub> / ''c''<sub>v</sub>}} е [[Поасонова константа|адијабатски индекс]], односот на [[Специфичен топлински капацитет|засебната топлина]] во гасот. (За целосно јонизиран [[идеален гас]], {{Мат|1=''γ'' = 5/3}} .)

Во близина на основата на зоната на конвекција на Сонцето, конвекцијата е адијабатска, но во близина на површината на Сонцето, конвекцијата не е адијабатска.

== Симулации на блиска површинска конвекција ==
Повистински опис на најгорниот дел од зоната на конвекција е можен преку подробни тридимензионални и временски зависни [[Хидродинамика|хидродинамички]] симулации, земајќи го предвид преносот на зрачење во атмосферата.<ref>{{Наведено списание|last=Stein, R.F.|last2=Nordlund, A.|date=мај 1998|title=Simulations of Solar Granulation. I. General Properties|journal=Astrophysical Journal|volume=499|issue=2|pages=914–+|bibcode=1998ApJ...499..914S|citeseerx=10.1.1.47.8776|doi=10.1086/305678}}</ref> Ваквите симулации успешно ја пресоздаваат набљудуваната површинска структура на [[Зрно (сончева физика)|сончевото позрнување]],<ref>{{Наведена книга|title=SCORe '96 : Solar Convection and Oscillations and their Relationship|last=Nordlund, A.|last2=Stein, R.|date=декември 1997|isbn=978-94-010-6172-8|editor-last=F.P. Pijpers|series=Astrophysics and Space Science Library|volume=225|pages=79–103|chapter=Stellar Convection; general properties|bibcode=1997ASSL..225...79N|doi=10.1007/978-94-011-5167-2_9|editor-last2=J. Christensen-Dalsgaard|editor-last3=C.S. Rosenthal}}</ref> како и подробните профили на линиите во сончевиот зрачен спектар, без употреба на параметаризирани модели на турбуленции.<ref>{{Наведено списание|last=Asplund, M.|displayauthors=etal|date=јули 2000|title=Line formation in solar granulation. I. Fe line shapes, shifts and asymmetries|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=359|pages=729–742|arxiv=astro-ph/0005320|bibcode=2000A&A...359..729A}}</ref> Симулациите покриваат само многу мал дел од [[Сончев полупречник|сончевиот полупречник]] и очигледно одземаат премногу време за да бидат вклучени во општото сончево моделирање. Екстраполација на просечна симулација низ [[Адијабатски процес|адијабатскиот]] дел од зоната на конвекција со помош на модел заснован на описот на должината на мешање, покажало дека [[Адијабатски процес|адијабатот]] предвиден со симулацијата во суштина е доследен со длабочината на зоната на сончевата конвекција како што е утврдено од хелиосеизмологијата.<ref>{{Наведено списание|last=Rosenthal, C.S.|displayauthors=etal|date=ноември 1999|title=Convective contributions to the frequencies of solar oscillations|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=351|pages=689–700|arxiv=astro-ph/9803206|bibcode=1999A&A...351..689R}}</ref> Развиено е проширување на теоријата за должина на мешање, вклучувајќи ги ефектите на турбулентниот притисок и [[Кинетичка енергија|кинетичката енергија]], врз основа на бројчани симулации на конвекција блиску до површината.<ref>{{Наведено списание|last=Li, L.H.|displayauthors=etal|date=март 2002|title=Inclusion of Turbulence in Solar Modeling|journal=The Astrophysical Journal|volume=567|issue=2|pages=1192–1201|arxiv=astro-ph/0109078|bibcode=2002ApJ...567.1192L|doi=10.1086/338352}}</ref>

Овој дел е прилагоден од Кристенсен-Далсгардовиот преглед на хелиосеизмологијата, поглавје IV.<ref>{{Наведено списание|last=Christensen-Dalsgaard, J.|year=2003|title=Helioseismology|journal=Reviews of Modern Physics|volume=74|issue=4|pages=1073–1129|arxiv=astro-ph/0207403|bibcode=2002RvMP...74.1073C|doi=10.1103/RevModPhys.74.1073}}</ref>

== Равенки на состојбата ==
Бројчаното решение на диференцијалните [[равенки]] на ѕвездената структура бара [[состојбена равенка|состојбени равенки]] за притисокот, непроѕирноста и брзината на создавање [[енергија]], како што е опишано во ѕвездената структура, кои ги поврзуваат овие променливи со [[густина]]та, [[температура]]та и составот.

== Хелиосеизмологија ==
{{Главна|Хелиосеизмологија}}
Хелиосеизмологијата е проучување на брановите осцилации на [[Сонцето]]. Промените во ширењето на овие бранови низ Сонцето откриваат внатрешни структури и им овозможуваат на [[Астрофизика|астрофизичарите]] да развијат исклучително подробни профили на внатрешните услови на Сонцето. Конкретно, местоположбата на зоната на конвекција во надворешните слоеви на Сонцето може да биде мерена, а информациите за [[Сончево јадро|јадрото]] на Сонцето обезбедуваат метод, користејќи стандарден сончев модел, за пресметување на староста на Сонцето, независно од методот на заклучување староста на Сонцето од онаа на најстарите [[метеорити]].<ref name="bonannoetal2002">{{Наведено списание|last=A. Bonanno|last2=H. Schlattl|last3=L. Paternò|date=2002|title=The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=390|issue=3|pages=1115–1118|arxiv=astro-ph/0204331|bibcode=2002A&A...390.1115B|doi=10.1051/0004-6361:20020749}}</ref> Ова е уште еден пример како ССМ може да биде рафиниран.

== Производство на неутрино ==
[[Водородот]] се спојува во [[хелиум]] преку неколку различни заемодејствија во [[Сонцето]]. Огромното мнозинство на [[Неутрино|неутрина]] се произведувани преку протонско-протонскиот ланец, постапка во кој четири протони се комбинираат за да произведат два [[протон]]и, два [[неутрон]]и, два [[позитрон]]и и две електронски неутрина. Неутрината исто така се произведувани од циклусот јаглерод-азот-кислород, но таа постапка е значително помалку важен на Сонцето отколку кај другите [[ѕвезди]].

Повеќето од неутрината произведени на Сонцето доаѓаат од првиот чекор на протонско-протонскиот ланец, но нивната енергија е толку ниска (<0,425 [[Електронволт|MeV]]) што е многу тешко да бидат забележани. Ретка странична гранка на синџирот pp ги произведува неутрината „[[Бор (елемент)|бор]]-8“ со максимална енергија од приближно 15 MeV, и ова се најлесните неутрина за откривање. Многу ретко заемодејствие во протонско-протонскиот ланец произведува „хеп“ неутрина, неутрина со највисока енергија што се предвидува дека ќе ги произведе Сонцето. Предвидувано е дека ќе имаат максимална енергија од околу 18 MeV.

Сите заемодејствија опишани погоре произведуваат неутрина со [[спектар]] на енергии. [[Електронски зафат|Електронскиот зафат]] од <sup>7</sup>Be произведува неутрина или на приближно 0,862 MeV (~ 90%) или 0,384 MeV (~10%).

== Откривање на неутрино ==
Слабоста на заемодејствата на [[Неутрино|неутрината]] со другите честички значи дека повеќето неутрина произведени во јадрото на Сонцето можат [[Проѕирност|да поминат докрај низ Сонцето без да бидат примени]]. Затоа, можно е директно да биде набљудувано [[Сончево јадро|јадрото]] на [[Сонцето]] со откривање на овие неутрина.

=== Историја ===
{{Главна|Проблем со сончевото неутрино}}

Првиот [[опит]] за успешно забележување на космичките [[Неутрино|неутрина]] бил [[Хоумстејчки опит|опитот со хлор]] на [[Рејмонд Дејвис|Реј Дејвис]], во кој неутрината биле откриени со набљудување на претворањето на [[Атомско јадро|јадрата]] на [[хлор]]от во [[Радиоактивност|радиоактивен]] [[аргон]] во голем резервоар со перхлоретилен. Ова бил реакциски канал што било очекувано за неутрината, но бидејќи бил изброен само бројот на распаѓање на аргонот, тој не дал никакви информации за насоката, како на пример од каде потекнуваат неутрината. Опитот открил околу 1/3 неутрина колку што биле предвидени со стандардниот сончев модел од тоа време, а овој проблем станал познат како проблем со сончевото неутрино.

Иако сега е познато дека опитот со [[хлор]] открил неутрина, некои [[физичари]] во тоа време биле сомнителни во опитот, главно затоа што не им верувале на таквите радиохемиски техники. Недвосмислено откривање на сончеви неутрина било обезбедено со опитот Камиоканде-II, [[Вода|воден]] Черенков забележувач со доволно низок енергетски праг за откривање на неутрина преку неутринско-електронско еластично расејување. Во заемодејството на еластично [[расејување]], електроните што излегуваат од точката на реакција силно укажуваат во насоката во која патува неутриното, подалеку од Сонцето. Оваа способност да биде „насочено назад“ кон Сонцето било првиот убедлив доказ дека Сонцето се напојува од јадрени заемодејствија во јадрото. Додека неутрината забележани во Камиоканде-II биле јасно од Сонцето, стапката на заемодејствија на неутрина повторно била потисната во споредба со теоријата во тоа време. Уште полошо, опитот Камиоканде-II измерил околу 1/2 од предвидениот флукс, наместо 1/3 на опитот со хлор.

Решението на проблемот со сончевото неутрино конечно било опитно утврдено од Набљудувачницата за неутрино „Садбари“ (ННС). Радиохемиските опити биле чувствителни само на електронски неутрина, а во сигналот во Черенковите опити доминирал електронскиот неутрински сигнал. Спротивно на тоа, опитот на ННС имал чувствителност на сите три мерки на неутрино. Со истовремено мерење на електронските неутрина и вкупните неутрински флуксови, опитот покажа дека потиснувањето се должи на Михеев-Смирнов-Волфенштајновиот ефект, претворањето на електронските неутрина од нивната чиста состојба на вкус во втората сопствена состојба на масата на неутрино додека тие поминувале низ [[резонанца]] поради промената на густината на Сонцето. [[Резонанца]] е енергетски зависна и „се вклучува“ во близина на 2[[MeV]]. Водните Черенкови завележувачи откриваат само неутрина над околу 5 MeV, додека радиохемиските експерименти биле чувствителни на помала енергија (0,8 MeV за [[хлор]], 0,2 MeV за [[галиум]] ), и тоа се покажало како извор на разликата во набљудуваните стапки на неутрина на два вида опити.

=== Протонско-протонски ланец ===
{{Главна|Протонско-протонски ланец}}
Сите неутрина од верижната протонско-протонската реакција (неутрина со протон-протон) биле откриени освен хеп неутрина (следна точка). Усвоени биле три техники: Радиохемиската техника, користена од [[Хоумстејчки опит|хоумстејчкиот опит]], галиумскиот опит и советско-соединетодржавскиот галиумски опит, дозволила да биде измерен флуксот на неутрино над минималната енергија. Забележувачот на ННС користел [[расејување]] на деутериум што овозможи да биде измерена енергијата на настаните, со што биле идентификувани единечните составни делови на предвидената емисија на неутрино на стандардниот сончев модел. Конечно, Камиоканде, Суперкамиоканде, ННС, Борексино и Камиочки противнеутрински забележувач со течен сцинтилатор (КамПЗТС) користеле еластично расејување на електроните, што овозможува мерење на енергијата на неутриното. Неутрината Борон8 биле видени од Камиоканде, Суперкамиоканде, ННС, Борексино, КамПЗТС. Берилиум7, неутрина со пеп и неутрина со протон-протон, биле видени само од Борексино до денес.

=== Неутрина со ХЕП ===
[[Неутрино|Неутрината]] со најголема енергија сè уште не се забележани поради нивниот мал флукс во споредба со неутрината на [[Бор (елемент)|бор]]-8, така што досега само ограничувања се поставени на флуксот. Ниту еден [[опит]] сè уште немал доволно чувствителност за да го набљудува флуксот предвиден од ССМ.

=== Циклус јаглерод-азот-кислород ===
Неутрината од циклусот јаглерод-азот-кислород на создавање [[сончева енергија]] - т.е. неутрината со [[јаглерод]]-[[азот]]-[[кислород]] - исто така се очекувани да обезбедат набљудувани настани под 1 [[MeV]]. Тие сè уште не се забележани поради опитен шум (позадина). Крајночистите сцинтилаторски забележувачи имаат потенцијал да го испитаат флуксот предвиден од ССМ. Ова откривање може да биде можно веќе во Борексино; Следните научни прилики ќе бидат во ННС+ и, на подолг рок, во ЛЕНА и ЏУНО, три забележувачи кои ќе бидат поголеми, но ќе ги користат истите начела на Борексино. Соработката на Борексино потврдила дека циклусот јаглерод-азот-кислород опфаќа 1% од производството на енергија во јадрото на Сонцето.<ref>{{Наведено списание|last=The Borexino Collaboration|date=2020|title=Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun|url=https://www.nature.com/articles/s41586-020-2934-0|journal=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=587|issue=?|pages=577–582|arxiv=2006.15115|bibcode=2020Natur.587..577B|doi=10.1038/s41586-020-2934-0|pmid=33239797}}</ref>

=== Идни опити ===
Додека радиохемиските [[опити]] во извесна смисла ги набљудувале неутринате со протон-протон и Be7, тие ги измериле само интегралните текови. „ [[Свет грал|Светиот грал]]“ на опитите со сончеви неутрина ќе ги открие неутрината Be7 со забележувач кој е чувствителен на поединечните неутрино енергии. Овој опит би ја тестирал хипотезата за цврст отпад со барање за вклучување на ефектот на цврстиот отпад. Некои егзотични модели сè уште се способни да го објаснат дефицитот на сончевите неутрина, така што набљудувањето на вклучувањето на Михеев-Смирнов-Волфенштајновиот ефект, всушност, конечно ќе го реши проблемот со сончевите неутрина.

== Предвидување на температурата на јадрото ==
Флуксот на неутрина со [[Бор (елемент)|бор]]-8 е многу чувствителен на [[температура]]та на [[Сончево јадро|јадрото]] на [[Сонцето]], <math chem="">\phi(\ce{^8B}) \propto T^{25}</math>.<ref name="Bahcall Tsun">
{{Наведено списание|last=Bahcall|first=John|date=2002|title=How many σ's is the solar neutrino effect?|journal=[[Physical Review C]]|volume=65|issue=1|page=015802|arxiv=hep-ph/0108147|bibcode=2001PhRvC..65a5802B|doi=10.1103/PhysRevC.65.015802}}</ref> Поради оваа причина, прецизното мерење на флуксот на неутрината бор-8 може да биде користен во рамките на стандардниот сончец модел како мерење на температурата на јадрото на Сонцето. Оваа проценка ја направиле Фјорентини и Ричи по објавувањето на првите резултати од ННС и добиле температура од <math> T_\text{sun} = 15.7 \times 10^6 \; \text{K} \; \pm 1\% </math> од определен неутринофлукс од 5,2×10<sup>6</sup> /цм<sup>2</sup>·s.<ref name="Fiorentini">
{{Наведено списание|last=Fiorentini|first=G.|last2=B. Ricci|date=2002|title=What have we learnt about the Sun from the measurement of the 8B neutrino flux?|journal=Physics Letters B|volume=526|issue=3–4|pages=186–190|arxiv=astro-ph/0111334|bibcode=2002PhLB..526..186F|doi=10.1016/S0370-2693(02)01159-0}}</ref>

== Осиромашување на литиум на сончевата површина ==
[[Ѕвездена структура|Ѕвездените модели]] на еволуцијата на [[Сонцето]] прилично добро го предвидуваат [[Хемија|хемиското]] изобилство на сончевата површина, освен [[литиум]]от (Li). Површинското изобилство на литиум на Сонцето е 140 пати помало од [[Протоѕвезда|прасончевата]] вредност (т.е. првобитното изобилство при настанокот на Сонцето),<ref>{{Наведено списание|last=Anders, E.|last2=Grevesse, N.|date=јануари 1989|title=Abundances of the elements – Meteoritic and solar|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=53|issue=1|pages=197–214|bibcode=1989GeCoA..53..197A|doi=10.1016/0016-7037(89)90286-X}}</ref> сепак температурата во основата на површинската конвективна зона не е доволно топла за да изгори - и оттука исцрпуваат – литиум.<ref>{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=akDVteYDC1kC|title=Physics, Formation and Evolution of Rotating Stars|last=Maeder|first=A.|publisher=Springer Science & Business Media|year=2008|isbn=978-3-540-76949-1}}</ref> Ова е познато како проблем со сончевиот литиум. Голем опсег на изобилство на литиум е забележан кај ѕвезди од сончев вид со иста возраст, [[Маса (физика)|маса]] и [[металичност]] како Сонцето. Набљудувањата на непристрасен примерок на ѕвезди од овој вид со или без набљудувани [[планети]] ([[Вонсончева планета|вонсончеви планети]]) покажале дека познатите ѕвезди кои носат планети имаат помалку од еден процент од примордијалното изобилство на литиум, а од преостанатата половина има десет пати повеќе литиум. Претпоставувано дека присуството на планети може да го зголеми количеството на мешање и да ја продлабочи конвективната зона до таа мера што литиум може да биде изгорен. Можен механизам за ова е идејата дека планетите влијаат на еволуцијата на аголниот моментум на ѕвездата, со што е менувано [[вртење]]то на [[ѕвезда]]та во однос на слични ѕвезди без планети; во случај Сонцето да го забави своето вртење.<ref>{{Наведено списание|last=Israelian, G.|displayauthors=etal|date=ноември 2009|title=Enhanced lithium depletion in Sun-like stars with orbiting planets|journal=Nature|volume=462|issue=7270|pages=189–191|arxiv=0911.4198|bibcode=2009Natur.462..189I|doi=10.1038/nature08483|pmid=19907489}}</ref> Потребни биле повеќе истражувања за да биде откриено каде и кога лежи грешката во моделирањето. Со оглед на прецизноста на хелиосеизмичките сонди во внатрешноста на современото Сонце, веројатно е дека моделирањето на праѕвезденото Сонце, треба да биде прилагодено.

== Поврзано ==

* [[Протоѕвезда|Праѕвезда]]

== Наводи ==
{{Наводи|colwidth=30em}}

== Надворешни врски ==

* [https://web.archive.org/web/20110706204941/http://www.ap.stmarys.ca/~guenther/evolution/ssm1998.html Опис на ССМ, од Дејвид Гинтер]
* [http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/Neutrino2002/paper.pdf Сончеви модели: Историски преглед од Џон Н. Бакал]
{{Сонце}}

[[Категорија:Ѕвезден развој]]
[[Категорија:Сонце]]
[[Категорија:Астрофизика]]
[[Категорија:Концептуални модели]]