Słońce należy do bardzo typowych, przeciętnych pod względem wieku i składu chemicznego gwiazd Drogi Mlecznej. Znajduje się ono na peryferiach dysku Naszej Galaktyki, w odległości ok. 26 tysięcy lat świetlnych od jej centrum. Wraz z systemem planetarnym okrąża środek Galaktyki z okresem 226 milionów lat, co oznacza, że od początku swego istnienia wykonało około 20-25 obiegów. Prędkość ruchu obrotowego wokół centrum Galaktyki jest ogromna i wynosi co najmniej 220 km/s.

Geometrycznie Słońce jest kulą o dość dużym spłaszczeniu biegunowym, będącym skutkiem szybkiego ruchu obrotowego gwiazdy. Promień wynosi ok. 700000 km. Masa Słońca to 2×1030 kg. Pod względem fizycznym Słońce jest gwiazdą ciągu głównego, żółtym karłem o typie widmowym G2 i klasie jasności V. Skład chemiczny to przede wszystkim wodór (92%) i hel (7,8%). Około 1% stanowią pierwiastki ciężkie: węgiel, tlen, azot, żelazo, oraz sporadycznie obserwowane proste związki chemiczne (TiO, CO, NO, HO, woda w postaci molekularnej.) Materię gwiazdy stanowi zjonizowana mieszanina gazowa, utrzymana w równowadze dzięki równowadze pomiędzy ciśnieniem promieniowania a przyciąganiem grawitacyjnym.

W centrum Słońca ciśnienie osiąga wartość 1016 Pa, a gęstość - 1,5×105 kg/m3. W takich warunkach temperatura jądra gwiazdy dochodzi do kilkunastu milionów stopni. Temperatura powierzchni to ok. 6500 °C, natomiast temperatura korony (atmosfery słonecznej złożonej z gazu i plazmy wyrzucanych ponad powierzchnię Słońca - fotosferę) jest, na pozór paradoksalne, jeszcze wyższa - rzędu miliona °C. Dzieje się tak na skutek znacznego przyśpieszenia wyrzucanych w przestrzeń cząstek w polu magnetycznym gwiazdy.

Słońce emituje energię niemal na każdej długości fali (pełne spektrum), jednak dominującymi składowymi promieniowania słonecznego są światło białe i promieniowanie podczerwone. Istotny jest też udział nadfioletu oraz promieniowanie radiowe Słońca, szybko zmienne i niezwykle istotne z punktu widzenia łączności satelitarnej i radiowej na Ziemi. Moc wypromieniowywanej energii jest bliska 400 milionów gigawatów. Energie Słońca pochodzi z reakcji termojądrowych, głownie są to reakcje zamiany wodoru w hel we wnętrzu Słońca. Oznacza to zamianę materii na energię w tempie miliona ton materii na sekundę - Słońce stopniowo, od milionów lat, traci masę na rzecz promieniowania. Powstałe we wnętrzu fotony transportowane są na powierzchnię, podczas swej podroży mogą być wielokrotnie pochłaniane i emitowane ponownie, czego efektem jest wspomniane już pełne spektrum emisji.

.

Fotosfera słoneczna obfituje w ciemne plamy, przejawiające maksimum aktywności w zaobserwowanym cyklu jedenastoletnim. Rozmiary plam są rzędu tysięcy kilometrów. Plamy stanowią centra aktywności, emitujące większe ilości energii niż nie zaburzona powierzchnia gwiazdy. Ich ciemna barwa świadczy o temperaturze niższej o ok. 1000°C od temperatury otaczających je obszarów. Zjawisko plam, jak również związanych z nimi burz słonecznych jest efektem istnienia pola magnetycznego we wnętrzu słońca. Linie sił poła, przecinając kulę słoneczną, tworzą parę plam będących miejscami, w których pole wydobywa się na zewnątrz i wchodzi do wewnątrz gwiazdy.

Słońce liczy sobie mniej więcej 4,5 miliarda lat. Paliwa wodorowego potrzebnego do syntezy jądrowej i utrzymania równowago gwiazdy wystarczy jeszcze na co najmniej 5 miliardów lat. Następnie, po wyczerpaniu wodoru, jądro dość szybko zapadnie się pod wpływem swego ciężaru, nie równoważonego dłużej ciśnieniem promieniowania. Dojdzie do zapalenia reakcji syntezy wodoru w otoczce wokół jądra. Spalając wodór, otoczka na skutek wzrostu energii rozprzestrzeni się i pochłonie najbliższe planety, najprawdopodobniej z orbitą Ziemi i Marsa włącznie. Gwiazda w takim stadium, nazywana czerwonym olbrzymem, szybko stygnie, odrzucając najbardziej zewnętrzne warstwy. Ostatecznie po kilku milionach lat otoczka rozmyje się w przestrzeni, a w miejscu dawnej gwiazdy zostanie mały, niezbyt jasny biały karzeł - chłodna pozostałość po dawnym jądrze Słońca.