Solen - det mest massive objektet i solsystemet - er en befolkning jeg gul dvergstjerne. Det er i den tyngre enden av sin klasse av stjerner, og befolkningens I-status betyr at den inneholder tunge elementer. De eneste elementene i kjernen er imidlertid hydrogen og helium; hydrogen er drivstoffet for kjernefusjonsreaksjoner som kontinuerlig produserer helium og energi. For tiden har solen brent omtrent halvparten av drivstoffet.
Hvordan solen dannet seg
Ifølge nebulær hypotese, sola ble til som et resultat av gravitasjonskollapsen til en tåke - en stor sky av romgass og støv. Da denne skyen tiltok mer og mer materie til kjernen, begynte den å snurre på en akse, og den sentrale del begynte å varme seg opp under det enorme trykket som ble skapt ved tilsetning av mer og mer støv og gasser. Ved en kritisk temperatur - 10 millioner grader Celsius (18 millioner grader Fahrenheit) - antente kjernen. Fusjonen av hydrogen i helium skapte et ytre trykk som motvirket tyngdekraften for å produsere en jevn tilstand som forskere kaller "hovedsekvensen".
Solens indre
Solen ser ut som en uformell gul kule fra jorden, men den har diskrete indre lag. Den sentrale kjernen, som er det eneste stedet hvor kjernefysisk fusjon skjer, strekker seg til en radius på 138.000 kilometer (86.000 miles). Utover det strekker strålingssonen seg nesten tre ganger så langt, og den konvektive sonen når til fotosfæren. I en radius på 695 000 kilometer fra sentrum av kjernen er fotosfæren det dypeste laget som astronomer kan observere direkte, og er nærmest solen har en overflate.
Stråling og konveksjon
De temperatur ved solens kjerne er rundt 15 millioner grader Celsius (28 millioner grader Fahrenheit), som er nesten 3000 ganger høyere enn på overflaten. Kjernen er 10 ganger så tett som gull eller bly, og trykket er 340 milliarder ganger det atmosfæriske trykket på jordoverflaten. Kjerne- og strålingssonene er så tette at fotoner produsert av reaksjoner i kjernen tar en million år å nå det konvektive laget. I begynnelsen av det halvt ugjennomsiktige laget har temperaturene avkjølt seg nok til at tyngre elementer, som karbon, nitrogen, oksygen og jern, kan beholde elektronene. De tyngre elementene fanger lys og varme, og laget "koker" til slutt og overfører energi til overflaten ved konveksjon.
Fusjonsreaksjoner i kjernen
Fusjon av hydrogen til helium i solens kjerne foregår i fire trinn. I den første kolliderer to hydrogenkjerner - eller protoner - for å produsere deuterium - en form av hydrogen med to protoner. Reaksjonen produserer en positron, som kolliderer med et elektron for å produsere to fotoner. I tredje trinn kolliderer deuteriumkjernen med en annen proton for å danne helium-3. I fjerde trinn kolliderer to helium-3-kjerner for å produsere helium-4 - den vanligste formen for helium - og to gratis protoner for å fortsette syklusen fra starten. Nettoenergien som frigjøres under fusjonssyklusen er 26 millioner elektron volt.
