Standardmodellen for Solen, stemmer overens med Solens observerede globale egenskaber, for eksempel størrelse, temperatur og luminositet. Dette er en bemærkelsesværdig bedrift, men modellen forudsiger meget mere end disse egenskaber. I sær forudsiger standardmodellen for solen præcis, hvilke nukleare processer der skal forekomme i Solens indre, og i hvilken grad. De nukleare reaktioner, der udgør proton-proton kæden, danner et stort antal neutrinoer. Da neutrinoer næsten ikke interagerer med andre almindelige stoffer, rejser næsten alle neutrinoer dannet i Solens indre, frit gennem Solens yderste dele og videre ud i rummet, som om de yderste lag af Solen slet ikke var der. Solens kerne ligger begravet under 700.000 km tæt, varmt stof, men Solen er gennemsigtig for neutrinoer.
Det tager termisk energi produceret i Solens hjerte, 100.000 år at finde vej til Solens overflade, men solneutrinoerne der strømmer igennem dig netop nu, blev dannet af nukleare reaktioner i Solens hjerte for kun 81/3 minutter siden (det er så langt væk som Solen er fra Jorden i lys-minutter. Neutrinoer bevæger sig meget nær ved lysets hastighed). Neutrinoer tilbyder i princippet, et direkte vindue ind i hjertet af Solens atomovn.
Astronomer bruger neutrinoer til observation af Solens hjerte
At omdanne løfterne ved neutrinoastronomi til virkelighed, er en formidabel teknisk udfordring. Den samme egenskab som gør neutrinoer så spændende for astronomer – det faktum, at deres interaktioner med stof er så svag, at de kan undslippe uskadt fra Solens indre – gør dem også notorisk vanskelige at observere. Forestil dig, at astronomer ønskede at bygge en neutrinodetektor, der ville kunne stoppe halvdelen af neutrinoerne, som ramte den. Denne hypotetiske detektor, ville have brug for samme stopkraft, som et stykke bly der var et lysår tykt. Til trods for vanskelighederne, giver neutrinoerne et så unikt vindue til Solens, at de er værd at gå langt for at forsøge at opdage.
Heldigvis, danner Solen et enormt antal neutrinoer. Mens du ligger i sengen om natten, passerer omkring 400 billioner solneutrinoer genne din krop, hvert sekund, og de er allerede passeret gennem Jorden. Fordi der er så mange neutrinoer rundt omkring, behøver en neutrinodetektor ikke være særdeles effektiv for at være nyttig. Flere metoder er blevet udtænkt til at måle Neutrinoer fra Solen og fra andre astronomiske kilder, og der er en række sådanne forsøg på vej. Disse eksperimenter af med succes opdaget neutrinoer fra Solen, og de har dermed givet an afgørende bekræftelse på, at atomfusionsreaktioner er ansvarlige for at drive Solen.
Som med mange gode eksperimenter, rejste målinger af solneutrinoer imidlertid nye spørgsmål, mens de besvarede andre. Efter deres første glæde over at kunne bekræfte, at Solen virkelig er en atomovn, blev astronomerne urolige over, at der tilsyneladende kun blev målt omkring en tredje del af de solneutrinoer, der blev forudsagt af solmodellen. Forskellen mellem den forudsagte mængde og den målte mængde af solneutrinoer, blev kendt som Solneutrinoproblemet.
En mulig forklaring på solneutrinoproblemet var, at arbejdsmodellen for Solens struktur, på en eller anden måde var forkert. Denne mulighed forekom imidlertid usandsynlig, på grund af solmodellens mande andre successer. En anden mulighed var, at forståelsen af neutrinoen selv var ufuldstændig. Neutrinoen havde længe være tænkt som værende uden masse (som fotoner) og bevægende sig med lysets hastighed. Men hvis neutrinoerne rent faktisk har en lille masse, forudsiger teorier fra partikelfysikken, at solneutrinoer skal oscillere (skifte frem og tilbage) mellem tre forskellige partikler – elektron-, muon- og tau-neutrinoer (se figur 13.9). Kun en af disse typer, elektron-neutrinoen, ville kunne interagere med atomerne i de tidlige neutrondetektorer (beskrevet i Grundlæggende viden 13.2), så neutrino-oscillationer gav en bekvem forklaring på, hvorfor kun cirka en tredjedel af det forventede antal neutrinoer, blev opdaget. Og som det ses i figur 13.9b, bør elektron-neutrinoer også ændre sig, da de interagerer med stof i Solen, under deres rejse gennem den.
Efter flere årtiers arbejde med solneutrinoproblemet, vandt denne sidste teori. Arbejde der i øjeblikket udføres på høj-energifysiklaboratorier, atomreaktorer og neutrinoteleskoper rundt om i verden viser, at neutrinoen ikke er uden masse. Dette arbejde ar også afdækket spor af neutrino-oscillationer.
Løsningen af solneutrinoproblemet, er et godt eksempel på hvordan videnskaben virker – hvordan en bedre model for neutrinoen viste, at solneutrinoproblemet var virkeligt og ikke blot en eksperimentel fejl, og hvordan et enkelt sæt af uregelmæssige observationer senere blev bekræftet af andre, mere sofistikerede eksperimenter. Hele denne indsats, har ført til en bedre forståelse af grundfysikken.
Helioseismologi kan anvendes til undersøgelse af Solens indre
Modeller af Jordens indre forudsiger, hvordan densitet og temperatur ændrer sig fra sted til sted inde i planeten. Disse densitets- og temperaturforskelle påvirker måden, hvorpå trykbølger bevæger sig gennem Jorden, og afbøjer vejene for disse bølger. Geologer tester modeller af Jordens indre, ved at sammenligne målinger af seismiske bølger fra jordskælv, med model for forudsigelserne om, hvordan de seismiske bølger bør bevæge sig gennem planeten.
Den samme grundlæggende ide, er nu også blevet anvendt på Solen. Detaljerede observationer af bevægelsen af materiale, fra et sted til et andet sted på tværs af Solens overflade viser, at Solen vibrerer eller ”ringer” på samme måde som hvis man slår på en klokke. Sammenlignet med en veltuneret klokke, er Solens vibrationer imidlertid meget komplekse, med mange forskellige frekvenser af vibrationer, der forekommer samtidigt. Disse bevægelser, er ekkoer af hvad der ligger neden under. Ligesom geologer bruger seismiske bølger fra jordskælv til at undersøge det indre af Jorden, bruger solfysikere Solens overfladevibrationer til at teste deres forståelse af Solens indre. Denne videnskab hedder helioseismologi (se figur 13.11).
For at opdage forstyrrelse fra helioseismiske bølger på Solens overflade, skal astronomerne måle Dopplerforskydninger på mindre end 0,1 m/s, mens der kun registreres åndringer i lysstyrken på kun få milliontedele på et givent sted på Solen. Tusindvis af forskellige bølgebevægelser er mulige inden for Solen. Nogle bælger bevæger sig rundt om Solens omkreds, og giver oplysninger om densiteten af den øvre konvektionszone. Andre bølger bevæger sig gennem Solens indre, og afslører Solens densitetsstruktur tæt på kernen. Andre endnu, bevæger sig indad mod Solens centrum, indtil de bliver afbøjet af den ændrede soldensitet, og vender tilbage mod overfladen. Alle disse bølgebevægelser foregår på samme tid. Global Oscillation Network Group (GONG), er et netværk af seks solobservationsstationer spredt over hele verden, der gør det muligt for astronomerne at observere Solens overflade i cirka 90 procent af tiden.
For at fortolke helioseismologiske data, sammenligner forskerne styrken, frekvensen og bølgelængden af dataene, mod forudsagte vibrationer der kan beregnes ud fra modeller af Solens indre. Denne teknik leverer en stærk test af forståelsen af Solens indre, og det har ført til både nogle overraskelser og forbedringer i modellerne. For eksempel havde nogle forskere foreslået, at solneutrinoproblemet kunne løses, hvis modellerne viste sig at indeholde for meget helium i Solen – en forklaring, der blev udelukket ved analyse af de bølger, der trænger ind i Solens kerne. Helioseismologi viste, at værdien for opaciteten anvendt i tidligere solmodeller var for lav. Denne erkendelse, fik astronomerne til at genberegne placeringen af bunden af den konvektive zone. Både teori og observationer, placerer du bunden af den konvektive zone ved omkring 71,3 procents afstand fra Solens centrum, med en usikkerhed i dette tal på mindre end en halv procent.