Во внутренней структуре Солнца выделяют ядро, зону лучистого переноса энергии и зону конвективного переноса.

Наличие конвективной оболочки приводит к возбуждению колебаний во внешних слоях Солнца. Эти колебания распространяются внутрь и по сути зондируют недра Солнца, отражаясь от глубинных слоев и проявляясь в виде сложных пульсационных движений поверхности (фотосферы) с периодами в несколько минут и более и различными угловыми масштабами.

По характеру этих пульсаций можно определить физические параметры внутренних слоев нашей звезды.

В строении Солнца выделяют три внешние зоны: фотосферу, хромосферу и корону. Фотосфера является видимой поверхностью Солнца (которое представляет собой газовый шар и потому не имеет твердой поверхности). В этом тонком слое толщиной всего лишь около 300 км атмосфера Солнца становится непрозрачной в видимом диапазоне для внешнего наблюдателя. На разных длинах волн непрозрачность достигается на разной глубине: в ультрафиолетовом диапазоне это происходит во внешних слоях фотосферы, где видимая поверхность Солнца имеет более низкую температуру, чуть менее 5000 K, а в видимом и инфракрасном – в нижних слоях фотосферы, где температура несколько выше (более 6500 K).

В спектре фотосферы наблюдается огромное количество линий, позволяющих с высокой точностью определять физические условия и состав вещества. Поэтому долгое время именно фотосфера служила основным источником информации о свойствах Солнца.

Внешние, «атмосферные», слои Солнца подразделяют на фотосферу, хромосферу и корону.

Между фотосферой и самой внешней частью солнечной атмосферы – короной – находится так называемая хромосфера. Ее назвали так из-за того, что на изображениях Солнца во время затмений выглядит как окрашенный ореол вокруг фотосферы. Цвет возникает благодаря эмиссионным линиям (прежде всего, водородным) солнечного излучения. Хромосфера имеет толщину несколько тысяч километров и эффективно нагревается плазменными волнами. Поэтому температура в ней быстро растет по мере удаления от поверхности звезды: от 5000 К (температура верхней фотосферы) до примерно 35 000 К. А на высоте несколько тысяч километров температура резко возрастает до миллиона градусов – температуры короны.

Солнечная корона хорошо видна во время затмения. Она визуально прослеживается на несколько солнечных радиусов и характеризуется очень низкой плотностью (поэтому ее невозможно увидеть на фоне дневного неба), но очень высокой температурой. Вид короны сильно зависит от солнечной активности в данный момент. На больших расстояниях корона постепенно переходит в солнечный ветер.

Стабильность полной светимости Солнца связана со стабильностью его внутренней структуры.

Несмотря на различные проявления поверхностной активности, полная светимость Солнца, в основном приходящаяся на оптический диапазон, крайне стабильна. Это связано со стабильностью внутренней структуры, которая поддерживается за счет равновесия сил гравитации и сил давления (газа и излучения). Однако светимость за пределами видимого диапазона (в радиодиапазоне, ультрафиолете, рентгене, гамма-лучах) может существенно изменяться как в коротком временном масштабе (вспышки), так и в длительном (11-летний цикл активности, а также более долгопериодические изменения). Активность Солнца связана с процессами в самых внешних (конвективных) слоях, а не с основным источником энергии – термоядерными реакциями в ядре. Однако даже такие небольшие вариации в поведении Солнца могут заметно влиять на земной климат.

Солнце состоит в основном из водорода (более 70 % по массе) и гелия. Лишь менее 2 % приходится на более тяжелые элементы. Распределение элементов по радиусу не является равномерным. Во-первых, в ядре происходит синтез гелия, а отсутствие конвекции во внутренних слоях исключает заметное перемешивание вещества и вынос продуктов синтеза во внешние слои. Во-вторых, внутренние слои обогащаются тяжелыми элементами, которые опускаются из внешних слоев.

Солнце более чем на 98 % состоит из водорода и гелия.

По этим причинам фотосферный состав не отражает точного содержания элементов в Солнце. Разумеется, усредненный химический состав Солнца медленно меняется со временем из-за превращения водорода в гелий в ядре.

Солнце образовалось около 4,6 млрд лет назад. Еще чуть более 5 млрд лет Солнце будет оставаться на Главной последовательности. В течение этого времени светимость и радиус будут немного расти, но структура Солнца останется неизменной до ухода с Главной последовательности. Затем, когда запасы водорода в ядре будут исчерпаны, структура и основные параметры (светимость, масса, температура поверхности) нашей звезды начнут сильно меняться.

Источником энергии Солнца являются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Благодаря регистрации выделяющихся при этом нейтрино мы достаточно точно знаем характеристики каждой из этих реакций.

Источником энергии Солнца являются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода.

Ядро обычного гелия (4He) – альфа-частица – состоит из двух протонов и двух нейтронов, поэтому для его синтеза необходимы четыре протона – ядра водорода (1H). Но сделать это за один этап невозможно, требуется цепочка из нескольких реакций. Более того, существуют альтернативные каналы реакций, которые вносят разный вклад в энергетику Солнца.

Основной канал называют pp-цепочкой, или pp-циклом, на первом шаге которого в реакцию вступают два протона (p). Однако даже эта реакция идет в недрах Солнца в двух вариантах. Основной (99,76 % случаев) состоит во взаимодействии двух протонов, в результате чего образуется дейтерий (один из протонов превращается в нейтрон), рождаются позитрон и электронное нейтрино. Эти нейтрино имеют низкую энергию, поэтому их удалось детально исследовать лишь недавно, в 2014 г., на установке Borexino в Италии.