Solen - det mest massive objekt i solsystemet - er en befolkning I gul dværgstjerne. Det er i den tungere ende af sin klasse af stjerner, og dets befolkning I-status betyder, at den indeholder tunge elementer. De eneste grundstoffer i kernen er imidlertid hydrogen og helium; brint er brændstoffet til kernefusionsreaktioner, der kontinuerligt producerer helium og energi. På nuværende tidspunkt har solen brændt omkring halvdelen af sit brændstof.
Hvordan solen dannede sig
Ifølge nebular hypotese, solen blev til som et resultat af tyngdekraften i en tåge - en stor sky af rumgas og støv. Da denne sky tiltrak mere og mere stof til sin kerne, begyndte den at dreje på en akse og den centrale del begyndte at varme op under det enorme pres skabt ved tilsætning af mere og mere støv og gasser. Ved en kritisk temperatur - 10 millioner grader Celsius (18 millioner grader Fahrenheit) - antændtes kernen. Fusionen af brint til helium skabte et udadgående tryk, der modvirkede tyngdekraften for at producere en stabil tilstand, som forskere kalder "hovedsekvensen".
Solens indre
Solen ligner en karakterløs gul kugle fra Jorden, men den har diskrete indre lag. Den centrale kerne, som er det eneste sted, hvor nuklear fusion sker, strækker sig til en radius på 138.000 kilometer (86.000 miles). Derudover strækker den strålende zone sig næsten tre gange så langt, og den konvektive zone når ud til fotosfæren. I en radius på 695.000 kilometer (432.000 miles) fra centrum af kernen er fotosfæren det dybeste lag, som astronomer kan observere direkte, og er det nærmeste solen har en overflade.
Stråling og konvektion
Det temperatur ved solens kerne er omkring 15 millioner grader Celsius (28 millioner grader Fahrenheit), hvilket er næsten 3.000 gang højere end på overfladen. Kernen er 10 gange så tæt som guld eller bly, og trykket er 340 milliarder gange det atmosfæriske tryk på jordens overflade. Kerne- og strålingszoner er så tætte, at det tager en million år at tage fotoner, der produceres ved reaktioner i kernen, til at nå det konvektive lag. I begyndelsen af det semi-uigennemsigtige lag er temperaturerne afkølet nok til at tillade tungere grundstoffer, såsom kulstof, nitrogen, ilt og jern at beholde deres elektroner. De tungere elementer fanger lys og varme, og laget koger i sidste ende og overfører energi til overfladen ved konvektion.
Fusionsreaktioner i kernen
Fusion af brint til helium i solens kerne foregår i fire trin. I den første kolliderer to hydrogenkerner - eller protoner - for at producere deuterium - en form for brint med to protoner. Reaktionen producerer en positron, der kolliderer med en elektron for at producere to fotoner. I tredje fase kolliderer deuteriumkernen med en anden proton for at danne helium-3. I fjerde fase kolliderer to helium-3-kerner for at producere helium-4 - den mest almindelige form for helium - og to frie protoner for at fortsætte cyklussen fra starten. Nettoenergien frigivet under fusionscyklussen er 26 millioner elektron volt.