——太阳系的独唱歌手
37．研究太阳的双重意义——地球生态环境的主宰，最近的恒星
对于地球上的人来说，光辉的太阳无疑是宇宙中最重要的天体。是人们歌颂和崇拜的对象。历代君王都以自己为太阳的化身。可太阳确实可算是太阳系的名副其实的“君王”。它是太阳系中唯一发光的天体。所有其他大小行星，彗星等天体都不停地围绕太阳旋转，从太阳那里“偷”一点光来装扮自己，才使人类有可能注意到它们的存在。太阳确实是太阳系的光和热的源泉。太阳上的任何细微变化都会引起整个太阳系的明显变化。太阳质量的变化必然会改变行星和彗星的轨道的大小和周期，太阳风几乎直接影响到太阳系的边缘。太阳上的局部活动会造成许多地球物理现象——极光增多，大气电离层，地磁和磁层的变化等。对太阳的研究，太阳活动规律及成因的探索，可以为气候的长期变化提供线索。从许多历史资料分析表明，许多次全球性的大旱、大涝均与太阳黑子的盛衰有关。太阳活动还会严重地干扰无线电通讯及航天设备的正常工作。太阳耀斑爆发发出的强烈的短波辐射和微粒流会破坏地球大气电离层的结构，使短波通讯突然中断。太阳活动产生的紫外辐射和微粒发射还会对宇航员造成致命的威胁。熟悉太阳活动规律便能指导空间探测顺利进行。总之，研究太阳的重要意义之一，在于了解人类的生态环境。
从天文角度来看，太阳只是一个极普通的恒星。它是一颗 G2 型的中年主序星。在众多的恒星中无论就质量、大小和其他各种物理性质太阳差不多都处于平均值附近。因此，太阳也是恒星中的名副其实的“典型代表”。加之太阳离我们最近，使我们极易对它进行观测和研究。很自然，人们把对太阳 大气和太阳内部结构的知识推广到别的恒星上去。
太阳还是一个天然的超级实验室，它上面具有许多地球上难以实现的条件。化学元素氦就是从日全食时的太阳光谱中首先发现然后才在地球上找到的。对于太阳能源的探索，促使人们去弄清热核聚变的机制。爱丁顿的日全食的观测资料为人们肯定爱因斯坦的广义相对论投了决定性的一票，一夜之间使爱因斯坦成为世界著名人物。这些可算是太阳对人类科学发展所留下的“历史功绩”。今天太阳物理中还有著名的三大悬案：太阳磁场的产生机制和演化，太阳的“中微子失踪案”和日震的形成及演化。对于这些问题的深入研究，必将推动粒子物理，恒星内部结构和宇宙学等学科的进展。
总之，对太阳的研究始终占有天文学的重要的一席之地。
38．太阳的结构——不透明的内部和多层次的外部
太阳系的独唱歌星是一个直径为 13. 9198 × 10¹⁰ 厘米的巨大气体火球，其质量为地球的 333000 倍，而体积是地球的 1300000 倍，故密度小于地球，约为水的 l．41 倍，大约与木星相同。太阳表面的重力为地球表面的 28 倍。所以，如果你的体重为 100 斤，那么你如果可能站在太阳表面的话，你的体重就可达 2800 斤，也就是 1．4 吨！真可谓超重级巨人了。所以，太阳表面的逃逸速度也非常高。
我们平常所看到的太阳，只是它可见的表面，它构成太阳的光球。光球是一个气体表面，它是肉眼可见的太阳的最外层，其强烈的压力和极高的温度足以使之发出连续光谱。光球的厚度约 500 公里，是不透明的，由于它的遮蔽，我们不能直接看到太阳的内部。那儿的密度和温度是逐渐变化的，而不是像地球表面和大气之间那样突然变化。
光球以下属于太阳内部，最核心处约占太阳半径的 10％的范围，密度高达 135～150 克／厘米 ³，温度约达 1．5×10⁷ 开，是太阳的产能区。太阳内部由于密度极高，来自内部的高能γ射线和 X 射线光子不断地与浓密的物质粒子发生碰撞，被物质粒子吸收再辐射，经过反复多次的吸收和再辐射的过程光子逐步被软化以可见光的形式到达太阳的表面。本来光球的半径只有 70 万公里，按照光的速度仅需两秒多钟的时间就能从太阳中心跑到太阳的表面，但由于上述的反复碰撞过程，使核心处的一个光子，大约需要几百万年的时间的挣扎，才能以改头换面的形式到达太阳的表面。这好比如山似海的人群中心有一个马拉松冠军，他的长跑才能不能施展，为了把一个消息传出人群，他只能把消息给第一个碰到他的人，此人又给第一个碰到自己的人，而这些人可能向四面八方无规律地运动，因而在这过程中消息时而向外时而向内，时左时右必然经过漫长的时间才能传出人群。所以说太阳内部是完全不透明的。天文学家不可能通过电磁辐射得到有关太阳内部的任何信息。
光球以上的太阳大气可以分成为性质不同的两层。紧贴光球厚度约为2000～5000 公里的叫做色球，在上面是延伸几亿公里的日冕。这两层平时都隐没于地球大气散射的阳光辉映里无法看到，只在日全食时才显现。这两层里面的物质都非常稀薄，对太阳正常的辐射的贡献也很小。太阳大气层虽然一直伸延到地球轨道以外，但质量却很小，与太阳总质量相比更是微乎其微。无论是光球或色球都存在着激烈的活动。这些活动形成一些观测特征。属于光球活动的表现为光球上的米粒组织，即光球上面那密密麻麻的斑点状结构，它们反映了光球表面的不同温度的区域。太阳黑子的变化反映了太阳辐射能量在变化。太阳黑子的变化存在复杂的周期现象。一个较确定的是大约 11  年的变化周期。通过太阳黑子变化的研究可以了解太阳活动的很多物理规律。谱斑是太阳光球活动的另一特征。用氢光拍摄的太阳像显示有精细的条纹结构。它是太阳上面存在扰动的证据。照片上的每块亮区叫做一个谱斑。耀斑是太阳活动的另一种形式，这是一种高温爆发性现象。对太阳光球拍照时，由于不同部位的光穿过太阳表面的气层的厚度会不一样，于是表现出其亮度从中心向边缘减弱的现象称为临边昏暗现象。
太阳色球的活动则可观测到日珥现象。从光球还伸延出一些气体流，这些喷射物称为日珥。喷发日珥可能是从光球迸发出来的巨大气柱，环状日珥同黑子有关，其特点是物质沿环的两臂向下运动。宁静日珥可保持数月之久。（参见彩图）
当日全食时我们可以拍摄日冕的照片，随着太阳黑子活动的变化，日冕的大小也在变化。日冕具有极高的温度，以至作用于日冕气体上的引力不能平衡压力差，因此日冕中很难保持流体静力平衡，因而日冕会稳定地向外膨胀，热电离气体粒子连续地从太阳向外流出而形成太阳风。理论上可推得太阳风大约可伸延到 25～50 个天文单位的距离。有人估计可达 100 个天文单位。它们都超过了离太阳最远的冥王星的距离。
也就是说太阳风一直影响到太阳系以外。
39．太阳的物质成分
分析物质成分的最好方法就是光谱分析的方法。而最早把太阳光分解的是英国著名科学家牛顿。他于 1666 年用三棱镜得到了人类第一条光谱。太阳的光谱通常是指光球产生的光谱，物理学中称为夫琅和费光谱。由于太阳光异常强烈，所以容易产生大色散光谱。雨后天晴的彩虹就是大自然形成的光谱。
目前关于太阳光谱的研究工作已超出了光学摄谱仪的范围，几乎在太阳电磁波谱的所有波段上全面展开。利用在地球大气“帷幕”外工作的火箭和人造卫星可以进行γ射线，X 射线和紫外波段的光谱研究或直接拍照。光学研究（包括近紫外和红外区域）可以由地面上的望远镜来承担。此外，还有射电波辐射。所以，太阳物理的探测也是我们开始就介绍了的多波段观测。
光学波段的光谱研究已经发现了大约 26000 条谱线。每一条谱线无疑是来自某种化学元素和化合物。地球上的 100 余种化学元素在太阳上仅仅观测到 69 种，肯定不存在的有 10 种，还有些元素尚待进一步研究。按质量而言，含量最多的是：氢（78．4％）和氦（1．8％）；其他含量较多的十种元素是：氧（0．8％），碳（0．3％），氮（0．2％），氖（0．2％），镍（0．2％），硅（ 0． 06％），硫（ 0． 04％），铁（ 0． 04％），镁（ 0． 015％），钙（0．009％）。
光谱的证认并不是一件容易的事情。由于太阳上的温度、压强等差别太大，因此地球上能拍到的同种元素的谱线并不能完全包括太阳中相同元素所能得到的全部谱线。
理论研究可揭示出每种元素的谱线强度对温度和压力的关系，这样，人们可以反过来通过对太阳光谱中谱线强度的研究推断太阳上的各种物理条件。分别对太阳的光球、色球和日冕的光进行光谱分析，可以得到太阳结构中不同层次上物质成分的变化。我们知道，化学元素氦就是首先在太阳光谱分析中发现的，因此，“氦”的名字就是来源于希腊文中的“太阳”（helios）。
在日全食期间，当月球遮掩了太阳的光球，绚丽的色球衬映在黑暗的天 幕上，色球就发出明线光谱，它呈现的时间在日全食前后不到一分钟，这时色球宛如一钩纤细的蛾眉。如果让它发的光通过一架无缝摄谱仪，则产生的效果就和有缝摄谱仪一样，只是谱线的形状不再是直线，而是一条条的蛾眉月。这样的光谱称为“闪光光谱”，因为它的出现仅在日全食前后一闪而过。闪光光谱的重要意义在于他给天文学家提供了一个研究太阳大气中物质元素分布的最好机会。
40．太阳的产能机制
太阳的核心区域虽然很小，半径仅约为太阳半径的 1／4，但由于天体物质分布总是向核心高度集中的，所以根据理论推算，太阳核心区域的物质密度可达 1．60×10⁵ 公斤／米 ³。中心的压力达 3300 亿大气压，温度高达 1500 万开。
很多资料表明，太阳系形成至今已有近 50 亿年的历史，对于太阳能源的探索长期来困惑着人们。从 19 世纪开始，先后提出过化学能，陨星降落，放射性元素蜕变，引力收缩位能转化为热能等多种假设，但即使当时看来最有效的收缩说也仅能维持几千万年的时间。直到德国物理学家魏茨泽克和德裔美籍物理学家贝特分别于 1937 和 1938 年提出了由氢聚变为氦的热核反应（氢弹爆炸就是这种反应过程）理论，才圆满地解决了太阳（从而恒星）的能源问题。贝特的恒星核能源理论后来获得了 1967 年诺贝尔物理学奖。
核物理学的研究表明，太阳上的物理条件足以使氢原子核克服彼此间的电斥力而聚合成新元素的原子核。而在太阳中心存在两种核反应，即质子-质子反应和碳循环。质子-质子反应不仅比较简单，而且最适宜解释太阳的能量来源，因为太阳核心的温度同一般的恒星情况一样，不算太高，在 1500 万开，若两个质子（即氢原子核）相碰撞就会结合起来形成一个重氢（氘）的原子核和一个正电子。但正电子寿命很短，它会马上和周围的电子结合而变成两个γ射线光子。氘核如果又和质子碰撞则生成一个原子量为 3 的氦的同位素氦一 3，两个氦一 3 核发生核反应则生成氦一 4 原子核和两个质子。其最终结果是 4 个氢原子聚变成一个氦原子。
碳循环的最终结果和质子一质子反应一样，也是 4 个氢核聚变成一个氦核。碳仅仅起了“触媒剂”的作用。因此，它比质子一质子反应的过程快。其他反应细节在这里并不重要。
原子量的精确测定表明，4 颗质子的总质量为 4．029，而一颗氦-4 核的质量是 4．0015。也就是说，每 4 个氢核结合成一个氦-4 核就会有 0．0276个单位的质量被“损失”掉。
1905 年在爱因斯坦发表他的狭义相对论的论文的几个月后，他又发表了一篇分析能量与质量关系的论文。在这篇论文中，他提出了一条最后会改变世界面貌的简单数学公式，这是物理学最著名的公式之一：E=mc²。这个公式表明能量 E 和质量 m 只是存在的两种不同形式。一切物质的质量 m 等价于能量 mc²，反之任何能量 E 伴有质量 E／c²。这就意味着，一个烤热了的红薯所具有的能量比冷红薯要多，因此它就有了较多的质量。但是，当你把一个烤热了的红薯放在称盘上是发现不了质量的变化的，因为质量变化太小了。把一斤红薯烤热到 230℃，它的质量增加不到一克的十亿分之五。相反，微乎其微的可以转化为十分巨大的能量。如果把一公斤的物质全部转化为电能，就相当于 250 亿度电，相当于美国全部电厂几周内的总发电量。而元素氢聚变成氦过程所损失的 0．0276 个单位的质量，全部转化为能量了。太阳的辐 射能为每分钟 5．8×10²⁷ 卡。按热核聚变反应的产能机制，太阳每秒钟所损失的质量仅为 4.5×10¹² 克。若按这个等速率耗损太阳的质量，那么按太阳的年龄为 4.5×10⁹ 年，它因为维持其辐射所消耗的总质量为 6．5×10²⁸ 克。今天太阳的总质量为 2.0×10³³ 克，它表明太阳产生至今，为维持其稳定的辐射，所消耗的质量仅占太阳今天质量的 0．03％。
41．日中有乌吗——太阳的黑子
日常生活中人们并不关心太阳辐射的变化，但太阳的辐射确实存在一个大约 11 年周期的变化。最明显的证据就是光球上的黑子现象。我国古代早已发现了太阳中黑子的存在，并因此我国古代有时把太阳称为金乌。春秋时代就有“日中有三足乌”的记载。所谓黑子是相对其周围而言。它比太阳表面的温度要低约 2000 开也还有 4000 开。黑子随时都可看到，有的很小，存在时间也不长，有的黑子非常大，存在的时间也特别长,历经数月而不消失。有的黑子是单个的，孤零零地随太阳旋转。但一般情况下黑子都是成群结队出现的。按太阳的自转方向每群黑子通常分为两部分：前导黑子和后随黑子。后随黑子容易分裂并首先消失。黑子的中心部分最暗，称为本影，本影的周围是半影，它比本影亮，但比光球暗。严格说来，太阳黑子本身并不黑，如果把光球其余部分遮掩起来，只露出黑子，那么人们用肉眼可以看到一颗颗明亮的斑块。
从地球上看去，太阳黑子以规则的方式横越太阳圆面而运动，这种运动首先由伽利略在 1610 年观测到并发现太阳大约有 26 天的旋转周期，后来人们更加细致地观测发现太阳表面的自转周期还与太阳的纬度有关。例如，赤道附近的黑子，其自转周期大约是 25．1 天；赤道正负 15°附近的黑子约以25．5 天的周期旋转；而南北纬 30°的黑子，其自转周期为 26.5 天左右。也就是说，在太阳赤道，转动最快，纬度越高转速越慢，这说明太阳存在较差自转现象。为了证实这一发现，人们把太阳像的边缘放在摄谱仪的窄缝上，测出其多普勒位移便可得到太阳的自转周期。结果是：赤道 24．6 天；赤纬15°带 25．4 天；30°带 26．4 天；60°带 31 天；75°带 33 天。两组数据不完全相同，原因是由黑子测出的是光球的自转周期，而摄谱仪测定的是形成吸收线的低层色球的自转周期。
大约从 1750 年起，天文学家每天都在记录黑子的数目。到 1851 年所累积的观测资料已经能看到黑子的数目是在逐年变化的。这种变化是不规则的。不论是极大年份还是极小年份的黑子数都不尽相同。而且周期也不是严格的 11 年。除黑子在数目上的差异外，黑子出现的纬度也呈现周期性变化。每一个新周期开始，黑子往往出现在正负 30°附近，然后，随黑子数增加出现的位置向低纬度发展。待到大部分黑子出现在 10°至 20°纬度区时，黑子数就开始减少，最后黑子都靠近太阳赤道地区附近，黑子也减到最低。这时，下一周期的黑子又开始在高纬度区出现。黑子的纬度分布随时间变化，画在一张图上有点像蝴蝶的翅膀，故称为蝴蝶图。下面的图就是 1954～1977 年两个周期的蝴蝶图。
42．太阳的磁场
太阳的绝大部分物质是高温等离子体，太阳的物态、运动和演变都与磁场密切相关。特别是太阳黑子，耀斑，日珥等活动现象，更是直接受太阳磁场支配的。因此，太阳磁场的研究具有特别重要的意义。
观测天体的磁场主要是利用谱线的塞曼效应，由于电子同时具有磁矩和 动量矩，因此在磁场中电子会有一定的取向并产生拉摩进动，于是在磁场内的辐射具有两种可观测性质，即谱线的塞曼分裂或致宽和塞曼支线的偏振。
1908 年，美国天文学家海耳等在威耳逊山天文台（现称海耳天文台），利用塞曼效应测量太阳黑子的磁场。这项工作后来在菠茨坦天文台（1942年）和克里米亚天体物理台（1955 年）等处也相继开展起来。1912 年，海耳等开始测量普遍磁场，但得到的结果有较大误差。1953 年，巴布科克研制了太阳光电磁像仪，用以观测太阳表面的微弱磁场。在以后的二十多年，各种不同的类型的磁像仪先后研制成功，因而发现了日面局部磁场，太阳整体磁场和磁结点等。在实测工作取得巨大进展的同时，理论研究也蓬勃开展起来。对太阳黑子的磁场结构，太阳活动周的起源，耀斑爆发机制以及磁场内谱线形成理论等研究都有重要的进展。特别值得提出的是我国天文学家艾国祥他本人发明并联合我国南京天仪厂研制出的具有世界先进水平的太阳磁场望远镜，受到国际上同行的重视，于 1989～1991 年期间与美国联合开展了世界首创的“日不落”太阳磁演化联测，并得到了较完整的活动区磁场、速度场和亮度场，以及耀斑在射电，光学（包括单色光和光谱）等多波段上的时间变化序列和二维动力学演化过程的资料。1994 年通过鉴定的“多通道太阳望远镜”被国外同行誉称为“滤光器领域里的万里长城”。
黑子是日面上磁场最强的区域，强度可达三、四千高斯。一般说来，一个黑子群中有两个主要黑子，它们的极性相反。如果前导黑子是 N 极的，则随后黑子就是 S 极的。在同一半球（例如北半球），各黑子群的磁极性分布状况是相同的；而在另一半球（南半球）情况则与此相反。在一个太阳活动周期（约 11 年）结束，另一个周期开始时，上述磁极性分布就全部颠倒过来。因此，每隔 22 年黑子磁场的极性分布经历一个循环，称为一个磁周。强磁场是太阳黑子的最基本特征。黑子的低温，物质运动和结构模型都与磁场息息相关。
耀斑是最强的太阳活动现象，在耀斑爆发前后，附近活动区的磁场往往有剧烈变化。
本来是复杂的磁场，在耀斑发生后就变得简单了。这表明耀斑爆发使磁场湮没，从而磁场能全部被释放，并转化为爆发能量。太阳的日珥活动也与磁场有关。总之，太阳的一切活动都直接与太阳的磁场活动有关。因此，对太阳磁场的观测和研究是太阳物理研究的重要课题之一。
太阳磁场除活动区外日面宁静区也有磁场，它除有整体磁场外还有复杂的精细结构。太阳磁场的起源是一个尚未解决的难题。现有学说可以分为两类：一是化石说，认为现有的磁性是太阳几十亿年前形成时就产生并遗留下来的。理论计算表明，太阳普遍磁场的自然衰减期长达 100 亿年，因此，磁场长期留存是可能的。另一类是目前得到较普遍承认的发电机学说，认为太阳的磁场是带电物质的运动使微弱的“种子”磁场得到放大的结果。用这种模型可以说明太阳磁场起源中的若干问题。太阳磁场形成理论的一个重要课题是太阳活动周的形成机制。目前得到公认的是较差自转理论。它认为太阳的较差自转使光球下的水平磁力线管缠绕起来，到一定时候，上浮到日表面，形成双极黑子。而大量双极黑子磁场的膨胀和扩散，先形成的普遍磁场被中和掉了，接着就会出现极性相反的磁场。这样就可以解释太阳的 22 年磁周。
43．太阳风
从太阳外层大气不断发射出的稳定的粒子流。由于日冕具有极高的温 度，作用于日冕气体上的引力不能平衡压力差，因此，日冕中很难维持流体静力平衡，热能使日冕稳定地向外膨胀，热电离气体粒子连续地从太阳向外流出，形成了太阳风。
最早人们是从彗尾总是背向太阳并随着到太阳的距离而变化的现象中猜测到有太阳风的存在。近年来利用人造地球卫星观测近地空间终于证实了确实有太阳风存在。观测表明存在于日冕中的冕洞同地球附近的太阳风有很好的相关性，而寿命长的冕洞更是太阳风的起源。太阳风的基本观测数据如下：
流速约 450 公里／秒
质子或电子数密度 8 个／厘米 ³
质子温度  ■
质子的热各相异性比值 2
电子温度■
磁场          ■
太阳风的理论模型是按稳定态球对称的日冕向外扩张的物质流处理，它导致一个无结构的太阳风。这与观测事实不符。几乎所有观测到的太阳风的参量都有一种无规则的起伏。这种起伏与太阳活动有关。太阳活动越剧烈，太阳风的风速越大，当风速降至 320 公里／秒时可认为太阳风处于宁静状态。
长期观测结果表明，太阳风中的平均氦丰度与氢之比仅为 4.5：100，低于太阳光球中氦和氢的丰度比。这表明氢在日冕膨胀中比氦更容易脱离太阳，也就是说，不同荷质比（一个粒子所带电量和其质量之比值）的离子在日冕膨胀中会分离，导致日冕重离子的引力沉淀。太阳风一直可达到太阳系之外与星风相混合。因此，它能和各行星的磁层发生比较复杂的作用，导致很多等离子体及磁扰现象。
我们已说到，太阳风是造成彗尾背向太阳的主要原因。有人算得离太阳距离 r 处太阳风的动力压力为 2×10－9■.r－2■牛／米 2■。显然，随着彗星接近太阳，r 减小时，其压力以平方律增大。因此彗尾就变得更长。
太阳风造成的太阳质量的减小是微不足道的，一般估计为 2×10－14■M ⊙／年。因此，通常可以不考虑。
44．日震——倾吐内心的衷曲
我们已提及，太阳内部是不透明的。因此，通常我们只能认识太阳的表面。同样地球也是不透明的。为了解地球内部，人们并不是去将地球“打开”，而是通过在离地面一定深度的爆炸过程观测爆炸波在地内的传播过程以推测地球内部的结构。
1960 年，莱顿等在研究太阳表面的米粒组织时，发现太阳的 5 分钟震荡。十多年后，人们认识到，这种震荡不是任何一种表面波，而是起源于太阳内部的一种整体共振现象。太阳震荡存在总体性，意义十分重大。有如地球上发生的地震，地球物理学家利用地球的自由震荡和地震波来探测地球内部结构。这个发现，不仅揭示出太阳内部存在着激烈的变化，而且为人们通过对这些震荡在太阳内部的传播和衰减过程而揭示出太阳内部结构的秘密。
简单地说，太阳震荡可以理解为，束缚在太阳内部的声波形成的一种共振现象。大阳表面有极大的密度梯度，从而形成声波的反射面。太阳内部，物质密度和温度随深度迅速增加，声速也随深度增加。这样，由外向内非径向传播的声波受到折射时，又会由内向外传播。由于在一个球体内来回反射 的声波会形成驻波。而太阳球体内形成的驻波，就是太阳震荡的本征模式。
它可用一套严格的数学模式加以描述。
日震学就是要精确观测太阳震荡的频率和振幅等数据，并由此反演太阳的内部结构。观测太阳震荡的方法主要有速度观测和辐射强度观测。为精确测定太阳总体震荡频率，需要有高空间分辨率的长时间连续观测资料。但单站地面观测，会因昼夜变化而中断，造成功率谱图上的观测信号分裂出许多旁瓣，降低了信号水平，也使信号与噪音真假难辨。为得到连续数年的资料，只能通过空间观测，或在全球建立起地面观测网。目前全世界已选定了 6 个网点。这 6 个站的日照仪曾连续跟踪太阳 17 天。这真可算是一个“太阳永不落”，全球太阳震荡网组织。
太阳震荡的频率是天体物理中测量得最准确的参数之一。其相对精确度目前已达十万分之一。利用已有的物理知识和恒星演化理论，可推算出很精细的太阳模型，即标准太阳模型。由该模型可以算出每一个震荡模式的频率。这些理论频率与观测到的频率相比，有着不可忽略的很小误差，典型的相对误差约在 0．1％～0．5％的范围。这些小误差既再次证明了恒星演化理论的成功，又向人们提供了太阳内部结构的详细信息。产生这些误差的可能性有两种：一是来自计算标准模型的物理理论和数据的近似性；二是太阳这个特定对象中存在着目前尚未掌握的新的物理现象。因此，通过对太阳震荡的深入研究，人们有希望对太阳物理和天体物理中的一些长期悬而未决的重大问题得到答案。
45．大阳中微子之谜
我们已知道太阳的巨大能量来源于中心的热核聚变。主要过程是氢原子核（质子）在高温高压下聚变成氨的反应，这个过程的一个重要副产品是“中微子”。根据太阳的能量输出和其中心温度，可从理论上推算出太阳中微子的流量。从 7O 年代开始，人们进行了极其困难的探测中微子的实验。而观测到的中微子的流量只有理论预言的三分之一。这就是著名的“太阳中微子之谜”，也有人称为中微子佯谬。
这个不一致的根源在哪里，目前尚不清楚。虽然提出了各种各样的解释，但都不能减少到目前的观测值。解决这个问题原则上只有两个途径：对核物理和粒子物理理论作修正，或是对太阳模型与恒星演化理论作修正。但上面介绍的太阳震荡可能提供的太阳内部结构精确信息，有可能为解决中微子问题打开新的途径。
太阳磁场和速度场的观测和研究，太阳中微子之谜，和日震的观测和研究成为当前太阳物理的三个中心课题。它们的解决不仅将为太阳物理的发展，而且将有力地推动恒星形成和演化的研究；也将影响粒子物理和宇宙学的发展和研究。