这里，a、b、c是用最小二乘法。根据日面的活动客体的观测数据整理得到的，随所观测的活动客体的不同而不同。以恒星为参考背景，日面纬度17°处的太阳自转周期是25.38日，称为太阳自转的恒星周期。相对于地球而言的自转周期是27.275日，称为太阳自转的会合周期。地面的观测者为了观测的方便常使用后一数字。随着观测技术的发展，我们能够更精确地了解到太阳自转的情况。
科学家研究表明，太阳无时无刻都处于自转中。1970年，霍华德和哈维发现，太阳表面有一个全球尺度的非轴对称的速度场，而日面较差自转只是上述速度场的纬向速度分量的反映。这一速度场的存在表明在赤道与极之间有角动量转移。可见，很早以前，人们就已注意到太阳自转速率的变化。1904年，哈姆发现，1901～1902年与1903年观测到的太阳自转速率是不一样的；1916年，普拉斯基特观测到在几天之内太阳自转速率的变化达到每秒0.15公里。从以上观测表明，太阳自转速率天天都有变化。但是，太阳自转速率随时间变化的规律还不清楚，既不是越转越快，也不是越转越慢，而是在某一个上下限之间摆动。不少人还观测、研究了色球、日冕和太阳磁场扇形结构的较差自转。色球和日冕的自转速率同光球相似。有些观测表明，在某些日面纬度上日冕自转速度比光球自转速度慢，并且随太阳周期的位相而变化。从太阳的自转上来看，太阳自转遵循着自己的自转规律。
对于太阳磁性材料场扇形结构边界，并不像较差自转理论所预料的那样发生变化。而是呈现出一种刚性旋转。太阳内部的自转，人类是无法进行直接观测，只能间接地推测。例如，根据主序星的平均自转速度的统计规律，根据角速度同恒星年龄和电离钙发射线的关系，或者根据太阳的锂～铍丰度进行推测。有的学者认为太阳内部自转速度比表面快，有的学者认为比表面慢，看法还不一致。六十年代，人们才对太阳较差自转的理论进行研究，因为对于太阳对流层中的大尺度环流的了解有了较大的进展，所以在湍流理论的基础上提出了太阳较差自转的理论，其基本思想是：米粒组织和超米粒组织这些小尺度对流可看作是一种粘滞作用，由于非轴对称的全球尺度的对流和自转的相互作用，角动量向赤道转移，从而形成了太阳的较差自转。正是根据这个基本思想，人们对太阳自转才有进一步地了解。
8.太阳元素的发现
我们知道，物质是由各种化学元素组成的。目前，人类所发现的化学元素一共有109种，像我们十分熟悉的氢氧氮、铜铁锡、碳硅硫等等都是。在这109种元素中，绝大多数都是在地球上的田野、矿山或实验室中发现的。但是，只有“氦”这一种元素，是首先在太阳上找到的，因此氦获得了“太阳元素”的美称。在英语中，氦就叫Helinm，它是由希腊字Helios演变过来的，原义就是太阳。
氦是在一次偶然的机会中被发现的。1868年8月18日，在东南亚国家印度境内发生了一次日全食。法国天文学家詹森千里迢迢赶到印度进行观测。在这次观测中，他非常成功地拍下了太阳的闪光光谱，即太阳色球的光谱。令詹森感到惊异的是，在光谱中有一条以前人们从没见到过的黄色发射线。当时，詹森还怀疑是不是自己的仪器出了毛病，但是，第二天，他又利用光谱仪再次对太阳进行观测。观测结果与第一天完全一样。这种结果令詹森激动不已，因为他想到了这一定是一项很重要的新发现。于是，他马上写信向法国科学院汇报这个观测成果。但可惜的是，由于受到当时交通条件的限制，这封信在路上足足走了两个月才送到巴黎。
有趣的是，法国巴黎科学院在同一天收到了两封信，一封来自詹森，另一封来自英国的天文爱好者洛基尔。而这两封信谈的都是关于这条陌生的黄色发射线。洛其尔是在不知道詹森的观测结果的情况下得出了同一发现。法国科学院对这两位天文学家的新发现很感兴趣，不久便召开会议讨论这个问题。经过核实，科学家们一致认为，太阳光谱上的黄线是一种地球上没有而太阳特有的元素发射出来的。后来，科学家们将这一新发现的元素取名为“氦”。
氦元素真的只有太阳上才有，而地球上没有吗？并不是这样的，在地球上也发现也有氦存在。已经是又过了27年之后的1895年了。英国一位名叫拉姆塞的化学家在做化学实验的时候，发现钇铀矿石和硫酸发生反应时会产生一种气体。为了搞清楚这是什么气体，他请来物理学家帮他一起对这种气体进行分光检测，结果发现它的光谱中也有一条黄色的明亮谱线，与太阳元素的谱线一模一样。原来，这种气体就是氦。于是，这一发现就打破了氦只有太阳上有，而地球上没有的界定。
氦究竟是一种什么样的气体呢？好奇心使拉姆塞继续对氦进行穷追不舍的研究。他发现氦是一种无色、无味，并且很轻的气体，更重要的是，它从不跟任何别的物质发生作用，在化学中把具有这种特性的气体叫做惰性气体。氦的这种“孤癖”个性，使拉姆塞联想到它一定会跑到空气中去。于是，拉姆塞又经过几年的不懈努力，终于在空气中找到了氦。但是，这种气体的含量在空气中并不多。按体积来说，它只占0.00052%，也算的上地球上的稀有气体。
经过科学研究我们已经知道，地球上的这种“稀客”在广袤无垠的宇宙间到处都有它的踪迹。由于氦的原子量很轻，它在元素周期上排名第二。后来，人们利用它代替氢气填充气球，因为氦气不易燃烧，使用起来也比氢更安全可靠。
9.推测太阳的未来
据科学家推测，太阳已经50亿岁了。太阳已经度过了它漫长的前半生，步入了中年时期。现在，它容光焕发，华光四射，率领着太阳家族中的一切成员居住在银河系中。据天文学家估计，太阳的寿命是100亿岁。这就是说，太阳还能够活上50亿年。那么，太阳将怎样度过它的后半生呢？50亿年以后，它将变成什么呢？太阳的中年时期是一个相对稳定的阶段。太阳内部蕴藏着大量的氢。这些氢是维持太阳生命的“粮食”。太阳内部是一个高温和高压的地方，在那里正在进行着热核反应，四个氢原子核聚变为一个氦原子核。在进行热核反应的同时，会释放出大量的能量。于是，太阳放出强烈的光和热。由于氢聚变为氦的反应进行得比较缓慢，因此太阳的中年时期比较长，占了太阳一生中的绝大部分时间。正是由于热核反应产生的巨大能量，才使太阳大气处在剧烈的热运动中。
太阳在做大气热运动时，就会产生向外的压力，我们称这个压力为辐射压。因此，辐射压是一种向外排斥的力。太阳上除了这种斥力以外，还有自身产生的引力。它是一种向内的，跟斥力方向正好相反的力。太阳一生的变化，就是因为这两种力不断变化而造成的。现阶段，太阳上的这两种力势均力敌，处于相持之下。正是因为处在这种情况，太阳才不会膨胀，也不会收缩，光度变化也不大。
我们知道，太阳表面局部地区发生着各种各样的活动，如黑子、耀斑、日珥等活动。而且，这些活动的规模和释放出的能量远比地球上最猛烈的火山爆发要强几十万倍，也会抛射出大量的物质。但是，这些活动都不足以引起太阳的严重创伤，也无损于太阳的光辉。太阳的这种稳定的局面，虽然还能维持一个很长的时期，但最终有一天也会被打破的，从而踏上通向“死亡”的道路。
