Słońce , mimo, że dla nas najważniejsza gwiazda, stanowi tyko jedną z kilkuset miliardów wszystkich gwiazd w Galaktyce. Razem z nimi wszystkimi porusza się wokół centrum Galaktyki .Pojedyncze okrążenie trwa 250 milionów lat.
Słońce jest przykładem gwiazdy stacjonarnej, znajdującej się w ciągu głównym ewolucji.
Słońce stanowi centrum naszego Układu Słonecznego, skupia prawie 99.8 procent całej masy Układu. Słońce emituje promieniowanie elektromagnetyczne, które jest głównym źródłem energii docierającej do naszej planety.
Jest najjaśniejszym i największym obiektem na niebie.
A teraz kilka szczegółowych informacji dotyczących budowy tej gwiazdy.
Słońce ma postać kuli gazowej, zjonizowanej, składającej się przede wszystkim z helu i wodoru. W zależności od odległości od środka gwiazdy któryś z tych dwóch pierwiastków dominuje. I tak np. w najbardziej zewnętrznych warstwach wodór stanowi aż 72 procent składu Słońca. Pierwiastkami domieszkowymi są : węgiel, azot , tlen, siarka, krzem, argon, wapń, nikiel oraz żelazo.
Kula słoneczna wykazuje równowagę hydrostatyczną i dlatego może istnieć w niezmienionym stanie. Równowaga ta jest zachowana dzięki dwóm czynnikom: sile grawitacji oraz ogromnemu ciśnieniu wewnątrz gwiazdy.
Ponieważ Słońce, jak to już zostało wcześniej wspomniane znajduje się na ciągu głównym dlatego podstawowym źródłem jej energii jest zamiana wodoru w hel.
Obecnie na podstawie rozważań teoretycznych konstruuje się modele matematyczne, które mają za zadanie opis budowy Słońca oraz procesy zachodzące w jego wnętrzu od czasów narodzin.
Powstające matematyczne modele Słońca mogą być poddawane gruntownej weryfikacji ze względu na dużą dostępność danych dotyczących tej gwiazdy. Chodzi tutaj o np. o promień, jasność czy natężenie strumienia neutrin docierających do powierzchni Ziemi.
Struktura Słońca przedstawiona jest w modelu standardowym. Według niego od początku istnienia Słońca nastąpił wzrost zarówno jego promienia jak i jasności.
Przypuszcza się, że nie nastąpiła zmiana składu chemicznego zewnętrznych warstw Słońca, ale za to w okolicach centrum gwiazdy ilość wodoru zmalała do około 40 procent początkowej zawartości.
W centrum Słońca zlokalizowane jest jądro. Jego gęstość oraz temperatura wystarczają do tego aby skutecznie podtrzymać reakcje termojądrowe. W jądrze produkowana jest niemalże cała energia słoneczna. Za jądrem rozciąga się obszar zwany otoczką Słońca. W tym rejonie reakcje jądrowe praktycznie nie zachodzą. Otoczkę można podzielić na dwie warstwy. Pierwsza, granicząca z jądrem to tzw. otoczka promienista. Nazwę swoją zyskała właśnie od promienistego transportu energii wytworzonej w jądrze poprzez fotony.
Natomiast druga warstwa otoczki jest mniej przezroczysta i fotony nie mogą łatwo się przedostawać. Stąd energia transportowana jest w inny sposób. Mianowicie ruch energii odbywa się na zasadzie konwekcji. Dlatego ta warstwa otoczki nazywa się warstwą konwektywną.
Nie ma wyraźnej granicy między warstwą konwektywną a atmosferą słoneczną. Przejście następuje w sposób płynny. Tylko atmosfera jest dostępna obserwacjom i dzięki temu o niej wiadomo najwięcej. Atmosfera przechodzi również bez wyraźnej granicy w tzw. ośrodek międzyplanetarny.
Źródłem energii wytwarzanej w jądrze słonecznym jest proces polegający na łączeniu się protonów w jądro helu. Przemiana taka może zachodzić w drodze cyklu p - p, czyli cyklu proton - proton. W tym cyklu produkowane jest 99 procent energii słonecznej. Ale może istnieć również inny cykl w którym również dochodzi do zamiany wodoru w hel. Mianowicie jest to cykl CNO czyli węglowo - azotowy.
Ten ostatni cykl jest jednak charakterystyczny dla wyższych temperatur niż tej jaką ma Słońce. Dlatego w Słońcu jest źródłem tylko 1 procenta energii.
Wskutek zachodzących w jądrze reakcji termojądrowych następuje ciągły ubytek masy Słońca.
W reakcjach jądrowych powstają duże ilości fotonów. Przemieszczają się one stopniowo ku powierzchni Słońca, zmniejszając swoją energie wskutek oddziaływań z materią. W jądrze stanowią fotony promieniowania gamma i rentgenowskiego natomiast na powierzchni są już fotonami promieniowania optycznego i podczerwonego.
Szacuje się, że fotony wchodzące w skład promieniowania emitowanego przez Słońce w obecnych czasach powstały w jądrze słonecznym kilka milionów lat temu. Inaczej sytuacja przedstawia się w przypadku neutrin. Są to cząstki bardzo przenikliwe, nie reagują z materią. Wobec tego w bardzo krótkim czasie, bo rzędu dwóch sekund przemieszczają się z jądra na powierzchnię Słońca a stamtąd są wysyłane w przestrzeń kosmiczną. Na dotarcie do Ziemi potrzebują około ośmiu minut. Ze względu właśnie na dużą przenikliwość neutrin są one bardzo trudne do detekcji. Detektory takie zazwyczaj lokalizuje się pod powierzchnią ziemi. Muszą one być bardzo masywne, aby zwiększyć przekrój czynny na oddziaływanie atomów "tarczy" z neutrinami.
Pierwsze próby detekcji neutrin jądrowych zostały podjęte w roku 1970.
Niewątpliwie najlepiej poznanym obszarem Słońca jest jego atmosfera. Składa się ona z trzech warstw: fotosfery, chromosfery oraz korony. Fotosfera charakteryzuje się dużą ziarnistością struktury. W warstwie tej zachodzi duża ilość rozmaitych procesów dynamicznych. Większość z nich związana jest z konwekcją.
Chromosfera natomiast przyjmuje postać czerwonej otoczki o nieregularnych , postrzępionych brzegach.
Najbardziej obszerna warstwa atmosfery słonecznej to korona. Obserwowana jest jako biaława otoczka. Jej kształt oraz wielkość są uwarunkowane przez aktywność Słońca.
Ze względu na duże rozmiary Słońca można badać bezpośrednio zjawiska zachodzące w jego atmosferze.
Dział astrofizyki zajmujący się badaniem Słońca to heliofizyka.
