Il sole, l'oggetto più massiccio del sistema solare, è a popolazione I nana gialla. È all'estremità più pesante della sua classe di stelle e il suo status di popolazione I significa che contiene elementi pesanti. Gli unici elementi nel nucleo, invece, sono idrogeno ed elio; l'idrogeno è il combustibile per le reazioni di fusione nucleare che producono continuamente elio ed energia. Attualmente, il sole ha bruciato circa la metà del suo carburante.
Come si è formato il sole
Secondo il ipotesi nebulare, il sole è nato a seguito del collasso gravitazionale di una nebulosa, una grande nube di gas e polvere spaziali. Man mano che questa nuvola attirava sempre più materia nel suo nucleo, iniziò a ruotare su un asse e il centro parte ha cominciato a scaldarsi sotto le enormi pressioni create dall'aggiunta di sempre più polvere e gas. A una temperatura critica - 10 milioni di gradi Celsius (18 milioni di gradi Fahrenheit) - il nucleo si è acceso. La fusione dell'idrogeno in elio ha creato una pressione verso l'esterno che ha contrastato la gravità per produrre uno stato stazionario che gli scienziati chiamano "sequenza principale".
L'interno del sole
Il sole sembra un globo giallo senza caratteristiche della Terra, ma ha strati interni discreti. Il nucleo centrale, che è l'unico luogo in cui avviene la fusione nucleare, si estende per un raggio di 138.000 chilometri (86.000 miglia). Oltre a ciò, la zona radiativa si estende per quasi tre volte e la zona convettiva raggiunge la fotosfera. A un raggio di 695.000 chilometri (432.000 miglia) dal centro del nucleo, la fotosfera è lo strato più profondo che gli astronomi possono osservare direttamente ed è il più vicino che il sole abbia a una superficie.
Radiazione e Convezione
Il temperatura al centro del sole è di circa 15 milioni di gradi Celsius (28 milioni di gradi Fahrenheit), che è quasi 3.000 volte superiore rispetto alla superficie. Il nucleo è 10 volte più denso dell'oro o del piombo e la pressione è 340 miliardi di volte la pressione atmosferica sulla superficie terrestre. Il nucleo e le zone radiative sono così dense che i fotoni prodotti dalle reazioni nel nucleo impiegano un milione di anni per raggiungere lo strato convettivo. All'inizio di quello strato semi-opaco, le temperature si sono raffreddate abbastanza da consentire agli elementi più pesanti, come carbonio, azoto, ossigeno e ferro, di trattenere i loro elettroni. Gli elementi più pesanti intrappolano luce e calore e lo strato alla fine "bolle", trasferendo energia alla superficie per convezione.
Reazioni di fusione al centro
La fusione dell'idrogeno in elio nel nucleo del sole procede in quattro fasi. Nella prima, due nuclei di idrogeno, o protoni, si scontrano per produrre deuterio, una forma di idrogeno con due protoni. La reazione produce un positrone, che si scontra con un elettrone per produrre due fotoni. Nella terza fase, il nucleo di deuterio si scontra con un altro protone per formare elio-3. Nella quarta fase, due nuclei di elio-3 si scontrano per produrre elio-4 - la forma più comune di elio - e due protoni liberi per continuare il ciclo dall'inizio. L'energia netta rilasciata durante il ciclo di fusione è di 26 milioni di elettronvolt.