Solen - det mest massiva föremålet i solsystemet - är en befolkning I gul dvärgstjärna. Det är i den tyngre änden av sin klass av stjärnor, och dess befolkning I-status betyder att den innehåller tunga element. De enda elementen i kärnan är dock väte och helium; väte är bränslet för kärnfusionsreaktioner som kontinuerligt producerar helium och energi. För närvarande har solen bränt ungefär hälften av sitt bränsle.
Hur solen bildades
Enligt nebulär hypotes, solen uppstod till följd av gravitationell kollaps av en nebulosa - ett stort moln av rymdgas och damm. Eftersom detta moln lockade mer och mer materia till sin kärna började det snurra på en axel och det centrala del började värmas upp under de enorma tryck som skapades genom att allt och mer damm och gaser. Vid en kritisk temperatur - 10 miljoner grader Celsius (18 miljoner grader Fahrenheit) - antändes kärnan. Fusionen av väte till helium skapade ett yttre tryck som motverkade tyngdkraften för att ge ett stabilt tillstånd som forskare kallar "huvudsekvensen".
Solens inre
Solen ser ut som en funktionell gul klot från jorden, men den har diskreta inre lager. Den centrala kärnan, som är den enda platsen där kärnfusion sker, sträcker sig till en radie av 138.000 kilometer (86.000 miles). Utöver det sträcker sig strålningszonen nästan tre gånger så långt, och konvektionszonen når fram till fotosfären. I en radie av 695 000 kilometer från kärnans centrum är fotosfären det djupaste skiktet som astronomer kan observera direkt och är närmast solen har en yta.
Strålning och konvektion
De temperaturen i solens kärna är cirka 15 miljoner grader Celsius (28 miljoner grader Fahrenheit), vilket är nästan 3000 gånger högre än vid ytan. Kärnan är tio gånger så tät som guld eller bly, och trycket är 340 miljarder gånger atmosfärstrycket på jordens yta. Kärn- och strålningszonerna är så täta att det tar en miljon år att fotoner som produceras av reaktioner i kärnan når det konvektiva skiktet. I början av det semi-ogenomskinliga skiktet har temperaturerna svalnat tillräckligt för att låta tyngre element, såsom kol, kväve, syre och järn behålla sina elektroner. De tyngre elementen fångar upp ljus och värme, och skiktet "kokar" slutligen och överför energi till ytan genom konvektion.
Fusionsreaktioner i kärnan
Fusion av väte till helium i solens kärna fortsätter i fyra steg. I den första kolliderar två vätekärnor - eller protoner - för att producera deuterium - en form av väte med två protoner. Reaktionen ger en positron, som kolliderar med en elektron för att producera två fotoner. I det tredje steget kolliderar deuteriumkärnan med en annan proton för att bilda helium-3. I det fjärde steget kolliderar två helium-3-kärnor för att producera helium-4 - den vanligaste formen av helium - och två fria protoner för att fortsätta cykeln från början. Nettoenergin som frigörs under fusionscykeln är 26 miljoner elektronvolt.