Сунце - најмасивнији објекат у Сунчевом систему - је становништво И жута патуљаста звезда. Налази се на тежем крају своје класе звезда, а статус И популације значи да садржи тешке елементе. Једини елементи у језгру су, међутим, водоник и хелијум; водоник је гориво за реакције нуклеарне фузије које континуирано производе хелијум и енергију. Тренутно је сунце сагорело око половине горива.
Како је Сунце настало
Према небуларна хипотеза, Сунце је настало као резултат гравитационог колапса маглине - великог облака свемирског гаса и прашине. Како је овај облак привлачио све више материје у своје језгро, почео је да се врти на оси и средишњој део је почео да се загрева под огромним притисцима створеним додавањем све више прашине и гасови. На критичној температури - 10 милиона степени Целзијуса (18 милиона степени Фахренхеита) - језгро се запалило. Фузија водоника у хелијум створила је спољни притисак који је супротставио гравитацији да би створио стабилно стање које научници називају „главном секвенцом“.
Унутрашњост сунца
Сунце изгледа као жута кугла без Земље са Земље, али има дискретне унутрашње слојеве. Централно језгро, које је једино место на коме се дешава нуклеарна фузија, протеже се у радијусу од 138.000 километара (86.000 миља). Изнад тога, зона зрачења се протеже скоро три пута даље, а конвективна зона сеже до фотосфере. У радијусу од 695.000 километара (432.000 миља) од средишта језгра, фотосфера је најдубљи слој који астрономи могу директно да посматрају и најближа је сунчевој површини.
Зрачење и конвекција
Тхе температура у сунчевом језгру је око 15 милиона степени Целзијуса (28 милиона степени Фахренхеита), што је скоро 3000 пута више него на површини. Језгро је 10 пута гушће од злата или олова, а притисак је 340 милијарди пута атмосферски притисак на површини Земље. Језгро и зоне зрачења су толико густе да је фотонима створеним реакцијама у језгру потребно милион година да дођу до конвективног слоја. На почетку тог полупровидног слоја температуре су се довољно охладиле да би тежи елементи, попут угљеника, азота, кисеоника и гвожђа, могли да задрже своје електроне. Тежи елементи заробљавају светлост и топлоту, а слој на крају „прокључа“, преносећи енергију на површину конвекцијом.
Фузионе реакције у језгру
Фузија водоника са хелијумом у сунчевом језгру одвија се у четири фазе. У првом, два језгра водоника - или протони - сударају се да би створили деутеријум - облик водоника са два протона. Реакцијом настаје позитрон, који се судара са електроном дајући два фотона. У трећем стадијуму, језгро деутерија се судара са другим протоном и формира хелијум-3. У четвртој фази, два језгра хелијума-3 се сударају да би произвела хелијум-4 - најчешћи облик хелијума - и два слободна протона за наставак циклуса од почетка. Нето енергија ослобођена током фузијског циклуса износи 26 милиона електрона.