Les écarts résiduels entre modèle et observation ont été étudiés en détail et nous avons démontré leur incompatibilité avec une erreur sur la distribution de vitesse des ions ou la présence de diffusion turbulente au centre du Soleil (Turck-Chièze, Nghiem, Couvidat, Turcotte 2001a). Nous interprétons maintenant la différence résiduelle comme de simples incertitudes sur les ingrédients fondamentaux (section efficace pp, composition en éléments lourds, rayon) et construisons un modèle sismique accompagné de flux de neutrinos sismiquement compatibles (Turck-Chièze, Couvidat, Kosovichev et al. 2001b). Pour cela, nous nous appuyons sur les fréquences les plus basses extraites de GOLF et MDI (voir plus haut) qui sont les moins perturbées par le champ magnétique. Seule la région superficielle très turbulente n'est pas encore sous contrôle (figure 5). Les mesures héliosismiques de ces vingt dernières années ont donc permis des améliorations du modèle solaire et une vérification complète de la structure classique centrale.

En conséquence, les flux de neutrinos déduits des études sismiques et des améliorations du modèle sont connus avec une bien meilleure précision que précédemment. La sismologie apporte ainsi de fortes contraintes, en particulier, sur le flux des neutrinos associés au ⁸B, très sensible à la physique du Soleil. 

Ce flux reste sensiblement plus élevé que la détection observée par l 'expérience neutrino de Superkamiokande, favorisant la présence d'oscillations de neutrinos. Cette prédiction associée aux très récents résultats de l'expérience SNO (Sudbury Neutrino Observatory) mesurant courants chargés (sensibles aux neutrinos électroniques) et diffusion élastique (mesurant les différentes faveurs de neutrinos), montre qu'après plus de trente ans de recherche il y a maintenant et pour la première fois compatibilité entre les prédictions astrophysiques et la détection des neutrinos sur terre (Turck-Chièze, Couvidat, Kosovichev et al. 2001). 

Il va falloir maintenant préciser les paramètres d'oscillation des neutrinos qui pourraient entre autre dépendre du champ magnétique traversé par les neutrinos, ouvrant un nouveau domaine d'investigation entre Astrophysique et Physique des Particules.

Il convient aussi de remarquer qu'avec des expériences de mesures de vitesse Doppler, nous avons à notre disposition un moyen d'investigation de la zone radiative d'une étoile qui va nous permettre d'étudier l'évolution temporelle de cette région ainsi que la régénération du champ magnétique à la base de la zone convective. Ceci peut être très précieux pour comprendre l'influence du Soleil sur l'évolution de notre planète, c'est à dire d'étudier les variations temporelles à échelle humaine qui peuvent être dues à l 'évolution du flux magnétique produit (projet américain Living with a star constitué d'une batterie de satellites (environ 15) dont Solar Dynamical Observatory (MDI new generation) et projet européen GOLF nouvelle génération).

Figure 5 : Différence entre le carré de la vitesse du son extraite des modes acoustiques et celle d'un modèle solaire. Cette différence a été améliorée d'un facteur 20 au cours des dix dernières années grâce à l'amélioration conjuguée des modèles et des observations (Turck-Chièze et al. Phys. Rep. 230 (2-4), 57 (1993 ; Turk-Chièze et al. 2001, ApJlett, 555, L69). Cette étude a permis de rejeter des phénomènes invoqués pour résoudre l'énigme des neutrinos solaires tels que la présence de WIMPS (Weak Interactive Massive Particules), une forte turbulente dans la région radiative ou très centrale, une masse très élevée dans les premières phases d'évolution. Elle a permis d'introduire l'effet de la diffusion microscopique, la présence de turbulence très localisée dans la région de transition radiation-convection générée par une rapide variation de la rotation centrale (source de la dynamo solaire ?) et de mettre de fortes contraintes sur la section efficace p-p (1%) jamais mesurée en laboratoire et la composition interne (mieux que 3%). Le modèle incluant les barres d'erreur observationelles est le modèle sismique qui permet de valider les flux de neutrinos émis.
Figure 5b : Différence du profil de densité entre observation et modèle permettant de tester plus finement les réactions nucléaires et les effets d'écrantage : les différentes courbes correspondent aux modifications du modèle en introduisant les réajustements ci dessus ou en modifiant la réaction (³He, ³He) par 10% ou celles du cycle CNO par 70%.