Mimo, że dla nas Słońce jest najważniejsza gwiazdą to stanowi ono zaledwie jedną z kilkuset miliardów gwiazd wchodzących w skład Galaktyki. Słońce zajmuje jednak centralne miejsce w Układzie Słonecznym i skupia prawie 99.8 % całej jego masy. Słońce jest najjaśniejszym i największym obiektem na niebie. Energia słoneczna stanowi główne źródło energii docierającej do powierzchni naszej planety. Przeważnie są to fale elektromagnetyczne.

Obecnie Słońce jest typowym przykładem gwiazdy stacjonarnej, mającej przeciętne rozmiary i równie przeciętną masę. Na diagramie HERTZSPRUNGA-RUSSELLA znajduje się w grupie gwiazd ciągu głównego. Jest karłem o klasie jasności V. Jej wizualna jasność absolutna wynosi 4.84 mag. a jasność bolometryczna ma wartość 4.74 mag.

Warto przybliżyć pojęcie diagramu Hertzsprunga - Russela. Jest to wykres , który przedstawia położenie gwiazd w następujących współrzędnych: jasność absolutna - typ widmowy. Czasem w zastępstwie typu widmowego używa się wskaźnika barwy czy też temperatury efektywnej. To w jakim miejscu znajduje się dana gwiazda na diagramie H-R uzależnione jest w głównej mierze od masy tej gwiazdy a także od etapu ewolucji , na jakim się w danym momencie znajduje.

Na diagramie H-R gwiazdy tworzą kilak charakterystycznych ciągów. Gwiazdy na diagramie można zatem podzielić na siedem klas jasności . Są to kolejno: nadolbrzymy, jasne olbrzymy, olbrzymy, podolbrzymy, karły , podkarły i białe karły.

Słońce ma postać kuli zjonizowanego gazu , w skład którego wchodzi przede wszystkim wodór i hel. Stanowią one razem ponad 98 % składu Słońca. Pozostałe 2 % to pierwiastki o większych masach atomowych. Są to głównie : węgiel, azot, tlen, neon, magnez, krzem, siarka, argon, wapń, nikiel i żelazo.

Struktura Słońca dobrze opisywana jest przez tzw. model standardowy. Na podstawie tego właśnie modelu możliwe jest stwierdzenie, że w czasie całej ewolucji Słońca, do dnia dzisiejszego nastąpił wzrost zarówno jasności Słońca jak i jego promienia. Jeśli zaś chodzi o budowę chemiczną to podejrzewa się, że skład zewnętrznych warstw prawdopodobnie jest taki sam jak przed czterema miliardami lat. Inaczej sytuacja wygląda w części centralnej Słońca. Tam ilość wodoru w stosunku do ilości początkowej zmniejszyła się o około 60 %.

Słońce należy do gwiazd tzw. populacji I czyli takich , które powstały dosyć późno oczywiście w skali historii Galaktyki. Materia międzygwiazdowa, która stanowiła materiał budulcowy Słońca zawierała już atomy pierwiastków ciężkich o liczbach masowych większych od 12. Powstawały one w wyniku reakcji termojądrowych zachodzących wewnątrz gwiazd wówczas już istniejących i generujących swoją energię właśnie w tych procesach.

Tak więc obecnie najbardziej wiarygodna koncepcja dotycząca powstania Układu Słonecznego, a więc i Słońca mówi, że uformował się on z jednego z obłoków gazowo - pyłowej materii międzygwiazdowej. Obłoki takie występowały w dużych ilościach w Galaktyce.

Nie jest do końca wiadome z jakiej przyczyny, ale w pewnym momencie w materii tej zaczęło się tworzyć zagęszczenie. Cząstki zaczęły przemieszczać się w kierunku większej gęstości. Został zapoczątkowany wzrost ciśnienia w obrębie tego obszaru, który charakteryzował się podwyższoną gęstością. Pomimo tego nie dochodziło do rozprężania ponieważ zaczynały działać siły grawitacyjne. Gaz o wysokiej temperaturze w obłoku emitował promieniowanie z zakresu podczerwieni. Jednocześnie cały czas obłok kurczył się i wzrastała jego temperatura.

Gdy temperatura wnętrza tego obłoku doszła do około 100 K wtedy rozpoczęło się formowanie odrębnego, kulistego obiektu. Obiekt ten nazwano Protosłońcem.

Cały czas zachodził proces zmniejszania objętości Protosłońca, co było równoznaczne ze wzrostem jego temperatury. Energia wnętrza była transportowana do zewnętrznych warstw w procesie konwekcji. Działo się tak do momentu, aż powierzchnia Protosłońca osiągnęła temperaturę około 10- 10K. Wtedy Protosłońce zaczęło świecić. Jednak niemalże w niczym nie przypominało dzisiejszego Słońca. Przede wszystkim miało dużo większe rozmiary. Cały czas trwał proces kurczenia. Wzrastała gęstość i temperatura Protogwiazdy. Gdy osiągnęła pułap 10K we wnętrzu zostały zapoczątkowane reakcje jądrowe polegające na przemianach wodoru w hel.

Z czasem następował dalszy wzrost temperatury i gęstości materii słonecznej. W pewnym momencie energia jądrowa zaczęła dominować nad innymi źródłami energii. Wówczas został zahamowany proces kurczenia się Protosłońca.

Wskutek tego, że było bardzo aktywne dochodziło do emisji dużej ilości materii w postaci wiatru słonecznego. Po 30 milionach lat od powstania zagęszczenia w mgławicy doszło do ustabilizowania Słońca. W takim stanie znajduje się już od 5 miliardów lat. Stan taki będzie trwał aż do wyczerpania paliwa jądrowego.

Dalsze losy Słońca to już tylko nasze przypuszczenia. Prawdopodobnie po wyczerpaniu się paliwa jądrowego, a więc źródła energii Słońce przekształci się w czerwonego olbrzyma.

Wtedy jądro Słońca będzie się zapadać co spowoduje wzrost temperatury. Natomiast zewnętrzne warstwy będą się ochładzać. Jasność Słońca początkowo będzie się utrzymywać na takim samym poziomie. Źródłem energii będą jedynie procesy zachodzące w otoczce jądrowej, gdzie jeszcze będzie zgromadzony wodór.

Jest wysoce prawdopodobne, że w następnym etapie ewolucji Słońce pochłonie najbliższą z planet czyli Merkurego. Cały czas będzie malała temperatura powierzchni Słońca, ale jasność, na skutek dużych rozmiarów będzie 500 razy większa od jasności obecnego Słońca.

Skutki tych wydarzeń w Układzie Słonecznym będą odczuwane również na naszej planecie. Dojdzie do podwyższenia temperatury na Ziemi i wskutek tego cała woda z powierzchni wyparuje. Dalszy wzrost temperatury jądra gwiazdy w konsekwencji doprowadzi do sytuacji, w której z helu zaczną powstawać atomy węgla i tlenu. W końcu dojdzie do wybuchu jądra Słońca. Jednak nie dojdzie do eksplozji całej gwiazdy. Jądro będzie się ponownie zapadało i po jakimś czasie ponownie wybuchnie. Taki cykl może się powtarzać wiele razy. W tym czasie Słońce tak zwiększy swoja objętość, że będzie w stanie pochłonąć kolejne planety czyli Wenus i Ziemię. Gwiazda będzie miała tak duże rozmiary, że najbardziej wierzchnie warstwy zaczną się odrywać. W końcu pozostanie tylko samo jądro, które będzie wykorzystywać resztki helu.

Gdy dojdzie do sytuacji, że hel się skończy wtedy jądro ulegnie zapadnięciu i osiągnie rozmiary takie jak ma Ziemia. Stanie się obiektem, nazwanym białym karłem. Będzie on miał bardzo dużą gęstość. Energia zapadania spowoduje, że w pierwszym okresie światło nadal będzie emitowane. Jednak po pewnym czasie światło to będzie stopniowo słabnąć. Światło będzie się zmieniało od białego do czerwonego. W końcowym etapie ewolucji obiekt zaprzestanie emisji światła. Temperatura jego spadnie do temperatury Kosmosu. Biały karzeł przekształci się w czarnego karła.

Ponieważ obserwacja Słońca ze względu m.in. na duże natężenie promieniowania słonecznego wymaga stosowania przyrządów oraz metod pomiarowych innych niż to ma miejsce w przypadku pozostałych gwiazd zatem powstał dział astrofizyki poświęcony tylko i wyłącznie naszej najbliższej gwieździe. Jest to heliofizyka. Zakres badań tej gałęzi nauki obejmuje budowę i ewolucję Słońca a także oddziaływania Słońca z otoczeniem i jego aktywność magnetyczną.