Żyjemy tuż obok prawdziwej gwiazdy - Słońca, głównego ciała w naszym Układzie Planetarnym. Otrzymujemy od niego światło i ciepło, co podtrzymuje życie na Ziemi. Energia słoneczna jest niezbędna do wzrostu roślin (stanowiących pożywienie dla zwierząt). Paliwa kopalne (węgiel kamienny, ropa naftowa) są w rzeczywistości także formą zmagazynowanej energii słonecznej, bo węgiel jaki jest w nich zawarty zgromadziły rośliny bardzo dawno temu.
Dla astronomów Słońce jest gwiazdą szczególną, bo znajduje się najbliżej nas, w odległości 150 mln km. Przejechanie takiej drogi zwykłym samochodem zabrałoby prawie 200 lat, zatem nawet do naszej najbliższej gwiazdy jest daleko. Sonda kosmiczna lecąca prosto ku Słońcu dotarłaby tam w kilka miesięcy. Światło, które porusza się z największą z możliwych prędkości, mknie od Słońca do Ziemi ponad 8 minut. Proxima Centauri - druga po Słońcu najbliższa gwiazda - leży ponad ćwierć miliona razy dalej niż Słońce.
O Słońcu wiemy o wiele więcej niż o jakiejkolwiek innej gwiedzie - po prostu dzięki jego bliskości. W niektórych dużych obserwatoriach znajdują się teleskopy przeznaczone specjalnie do obserwacji słonecznych, Astronomowie chcieliby wiedzieć, dlaczego Słońce świeci i jak wpływa na Ziemię. Jest to pierwszy krok do poznania innych gwiazd.
Niektórzy naukowcy sugerowali, że każda zmiana ilości energii opuszczającej Słońce może spowodować dramatyczne zmiany klimatu na Ziemi. Słoneczne badania są więc ważne nie tylko dla zrozumienia gwiazd, ale i do śledzenia, jaki wpływ może w przyszłości wywrzeć Słońce na nasze najbliższe środowisko.

Słońce jest rozognioną kulą gazową o średnicy 109 razy przekraczającej średnicę Ziemi. Jego objętość jest zatem ponad milion razy większa od objętości Ziemi. Dochodzące od Słońca żółte światło pochodzi z fotosfery - warstwy atmosferycznej o grubości około 500 km. Poniżej znajduje się wnętrze Słońca, a powyżej przezroczyste, zewnętrzne warstwy atmosfery. Praktycznie cała docierająca do Ziemi słoneczna energia - ciepło i światło - pochodzi z fotosfery, ale wytworzona została we wnętrzu Słońca.
Temperatura fotosfery wynosi około 5500°C. Jednym ze sposobów jej oszacowania jest policzenie, jak gorące musi być Słońce, by wysyłało na odległoć Ziemi tyle energii, ile dostajemy.
Powierzchnia Słońca jest niespokojna i ziarnista, co nazywa się granulacją słoneczną. Może być ona zauważona dopiero za pomocą teleskopów. Ziarenka zachowują się podobnie do gotującej się kaszy - wznoszą się i opadają. Taka konwekcja przenosi ciepło z niższych warstw Słońca do fotosfery i odpowiada za ziarnistą strukturę powierzchni.
W 1960 roku astronomowie odkryli, że zewnętrzne warstwy atmosferyczne co pięć minut wznoszą się i opadają. Słońce drga, wibruje jak dzwoniący dzwonek. Badając te wibracje, astronomowie spodziewają się odkryć, jak wygląda słoneczne wnętrze.

W zewnętrznej warstwie Słońca, wysyłającej ku nam światło, widać przejawy różnego rodzaju aktywności. Jednym z oczywistszych są plamy słoneczne - obserwowane na tarczy Słońca obszary chłodniejsze i ciemniejsze w porównaniu z jasną fotosferą.
Bardzo duże plamy można czasami zauważyć przy zachodzie Słońca - w ten włanie sposób Chińczycy obserwowali je 2000 lat temu. Dawni astronomowie sądzili jednak, że plamy są zjawiskami w naszej atmosferze. Zaprzeczyły temu obserwacje Galileusza w XVII wieku. W 1610 roku wykorzystał on swój teleskop także do obserwacji Słońca i dokonał wielu ważnych odkryć. Zauważył na przykład, że plamy pojawiają się i znikają oraz że zmienne są ich rozmiary, śledząc ich ruchy po słonecznej tarczy, wykazał też, że Słońce obraca się. Zauważył ponadto, że kształty plam zmieniają się, gdy plama zbliża się do widocznej krawędzi dysku słonecznego.
Środkowa, ciemna część plamy nazywa się cieniem, a część zewnętrzna, trochę janiejsza - półcieniem. Ogromne plamy słoneczne są przeniknięte przez silne pola magnetyczne wydostające się z wnętrza Słońca. Wielkie plamy są rozmiarów Ziemi i mogą żyć wiele miesięcy.

Słońce nie obraca się tak, jak podobne do Ziemi ciało sztywne. Różne jego części obracają się różnie. Na równiku obrót jest najszybszy - raz na około 25 dni. Gdy oddalamy się od równika, prędkość maleje i w okolicach biegunowych pełny obrót trwa aż około 35 dni. Taka sytuacja jest możliwa tylko dlatego, że Słonce jest ogromną kulą gazu. Jednym z wyników niejednorodnego obrotu jest nawijanie linii pola magnetycznego Słońca, co z kolei wzmaga słoneczną aktywność.
Przejawem aktywności są np. plamy słoneczne. "Pogoda" w słonecznej atmosferze bardzo różni się od pogody ziemskiej. Burze magnetyczne i wybuchy, znane jako rozbłyski, pojawiają się na słonecznej powierzchni nagle. Przypominają nieco nasze burze z piorunami, bo wyzwalana jest w nich energia elektryczna, tyle że znacznie większa. Burze słoneczne nie pozostają bez wpływu na Ziemię, np. zaburzają odbiór fal radiowych, dlatego astronomowie bacznie ledzą Słońce. Rozbłyski słoneczne wyrzucają w przestrzeń międzyplanetarną cząstki naładowane elektrycznie, które docierają aż do naszej atmosfery.

Gdy wyrzucone ze Słońca naładowane cząstki docierają do Ziemi, wywołują w okolicach podbiegunowych widowiskowe zjawiska na niebie: migoczące kurtyny świetlne czyli zorze polarne. Tańczące światło zorzy jest bardzo piękne, ale wybuchy na Słońcu wywołujące to zjawisko mogą być niebezpieczne. W ciągu kilku sekund uwalnia się tam więcej energii, niż zdołano wyprodukować do tej pory we wszystkich elektrowniach świata. Ogromna burza na Słońcu w 1987 roku spowodowała w Ameryce Północnej szkody oszacowane na 100 mln dolarów. Prądy elektryczne ze Słońca zmusiły elektrownie do wyłączeń i uszkodziły liczne urządzenia. Rozbłyski słoneczne są ponadto niebezpieczne dla astronautow, którzy nie mogą wówczas wychodzić na kosmiczne przechadzki, bo wysokoenergetyczne cząstki zagrażają ludzkiemu życiu.
Zorze polarne są nieprzewidywalne i dlatego trudno je obserwować. Mogą przybierać na niebie kształt łuku, promieni i kurtyn świetlnych. Nigdy nie zdarzyło się, by dwa razy pojawiła się taka sama zorza. Najlepiej szukać zórz w bezksiężycowe noce na Dalekiej Północy lub południu, w takich krajach jak Szkocja czy Nowa Szkocja, Alaska czy Wyspa Południowa w Nowej Zelandii. Zorze rzadko występują, gdy na Słońcu jest niewiele plam.

Liczba plam słonecznych, jakie można zauważyć na tarczy Słońca, zmienia się z czasem. W latach 1989-1990 było ich bardzo wiele, bo był to okres maksimum cyklu aktywności, który zdarza się średnio co 11 lat. Następnym razem będzie więc najwięcej plam koło roku 2000 lub 2001. W połowie lat dziewięćdziesiątych plam było niewiele.
Wydaje się, że cykl aktywności słonecznej wpływa na klimat na Ziemi. Na przykład niektóre drzewa wykazują zmiany w grubości słojów z okresem 11 lat. W latach 1650-1715 prawie w ogóle me zauważono plam, tak jakby cykl aktywności zaniknął. W Europie zanotowano wówczas znaczące ochłodzenie się i zaostrzenie klimatu.
By sprawdzić, czy cykl 11-letni wpływa na nasz klimat, wysłano na satelicie instrument, który w latach 1980-1989 mierzył energię od Słońca. Za każdym razem, gdy na Słońcu pojawiała się duża grupa plam, ilość energii docierająca od Słońca nieznacznie spadała. W latach dziewięćdziesiątych te pomiary są powtarzane. Naukowcy spodziewają się, że pozwoli to sprawdzić, czy zmiany na Słońcu powodują długotrwałe efekty na Ziemi, jak np. globalne ocieplanie.

Zaćmienia Słońca umożliwiły astronomom zobaczenie leżących ponad fotosferą warstw atmosfery Słońca. Pierścień różowawego wiatła pochodzi z chromosfery, gdzie temperatura wynosi około 15000°C. Podczas całkowitego zaćmienia widoczne jest przez kilka minut słabe, białe halo - korona. Warstwa ta rozciąga się do kilku promieni Słońca. Jej temperatura blisko Słońca dochodzi do 2 mln °C.
Tak niesłychanie gorąca korona wysyła jednak bardzo mało światła widzialnego, za to intensywnie świeci w promieniach Roentgena. Obserwacje korony astronomowie prowadzą więc za pomocą umieszczanych na satelitach teleskopów rentgenowskich. Do tworzenia kolorowych obrazów rejonów świecących w promieniowaniu X używa się grafiki komputerowej.
Jasne części korony mają temperatury powyżej 1 mln °C. Chłodniejsze rejony wyglądają na tarczy słonecznej jak ciemne dziury. Z obszaru tych dziur koronalnych wypływają w przestrzeń międzyplanetarną cząstki, takie jak np, elektrony czy protony - tzw. wiatr słoneczny.

Z zewnętrznych warstw korony słonecznej ciągle wypływa w przestrzeń międzyplanetarną materia w postaci tzw. wiatru słonecznego. Dotarcie do Ziemi zabiera tym cząstkom około 10 dni. Sonda Voyager rejestrowała ten wiatr nawet za orbitą Plutona. Wiatr słoneczny odpowiedzialny jest za wydmuchiwanie z komet warkoczy.

Ziemia ma pole magnetyczne. Powoduje ono odchylanie torów większoci cząstek wiatru słonecznego, a częć z nich zatrzymuje. W rezultacie pole magnetyczne tworzy wokół Ziemi niewidzialny kokon, który opływany jest przez wiatr słoneczny, tak jak wyspy bywają opływane przez rzeki. Inne planety, np. Merkury czy Jowisz, także mają pole magnetyczne i niewidoczne bariery przeciw wiatrowi słonecznemu. W przypadku Ziemi niektóre naładowane elektrycznie cząstki potrafią jednak przez te zapory przeniknąć.

Naukowcy aż do XX wieku wyobrażali sobie Słońce jak płonące ognisko. Jeszcze w 1892 roku wydano książkę opisującą Słońce jako piec wydzielający ciepło i światło. Inna XIX-wieczna teoria sugerowała, że świecenie spowodowane jest przez spadające na Słońce meteoryty. Obie teorie okazały się fałszywe. Jak wiemy obecnie, paliwem Słońca jest wodór, a energia, jaką dostarcza ono Ziemi, pochodzi z reakcji jądrowych zachodzących głęboko w jego wnętrzu.
By dotrzeć do słonecznego paleniska, wyobraź sobie, że startujemy z żółtej powierzchni, gdzie temperatura przekracza temperaturę topnienia żelaza. W tej temperaturze wszystkie znane pierwiastki i związki chemiczne są w stanie gazowym, zatem Słońce jest wielką kulą gorącego gazu.
Gdy zagłębiamy się w Słońce, temperatura i ciśnienie stopniowo rosną. Na każdym poziomie ciśnienie bardzo gorącego gazu wypychające materię na zewnątrz jest równoważone przez siłę grawitacji działającą ku środkowi. W jądrze Słońca temperatura jest 25 000 razy większa niż na powierzchni. Trudno sobie wyobrazić, jak gorąco musi być blisko środka Słońca, ale przyjmuje się, że panuje tam temperatura 14-15 mln °C.

Co sekundę Słońce przetwarza około 600 mln ton wodoru na około 400 mln ton helu. Porównując to z masą Słońca, możemy zapytać - jak długo będzie ono żyć, na jak długo starczy mu paliwa?
Oczywicie nie będzie żyć wiecznie, bo traci przecież energię w postaci światła, ciepła i wiatru słonecznego. Ma jednak przed sobą niesłychanie długi żywot. Obecnie jest w średnim wieku. Przez około 5 mld lat zużyło połowę wodorowego paliwa. Przez następne 5 mld lat będzie stale przemieniać wodór, a jego temperatura i rozmiar stopniowo będą rosły.
Gdy zużyje się cały wodór w środku, Słońce będzie trzy razy większe niż dzisiaj. Zewnętrzne warstwy gorącej atmosfery rozpościerać się będą prawie do orbity Merkurego. Na Ziemi zostaną wygotowane oceany, a skały przemienią się w roztopioną lawę. Na naszym globie nie pozostanie już nic żywego - ojczyzna ludzi stanie się jałową planetą.
Głęboko w Słońcu atomy helu zaczną przemieniać się w węgiel i pierwiastki cięższe, aż w końcu zużyty zostanie cały zapas atomowego paliwa. Słońce będzie już tylko stygnąć i stanie się białym karłem.

Słońce zbudowane jest głównie z dwu najlżejszych pierwiastków chemicznych: wodoru i helu. Głęboko w jego wnętrzu bardzo wysoka temperatura nie pozwala tworzyć się innym pierwiastkom. Jądra atomowe i elektrony są wymieszane. Jądrem wodoru jest pojedynczy proton. Jądro helu stanowią zgrupowane dwa protony i dwa neutrony.
W ogromnych temperaturach wnętrza Słońca cząstki tworzące atomy poruszają się z wielkimi prędkościami i często zderzają się. Zazwyczaj nic się wtedy nie dzieje. Czasem jednak dwa protony zderzą się dostatecznie mocno, by zlepić się i zmienić w parę proton-neutron (l). Produktem zderzenia są wtedy dwie inne cząstki: neutrino, które nie ma masy (albo ma zupełnie znikomą) ani ładunku elektrycznego, ale unosi energię oraz pozyton - cząstka podobna do elektronu, lecz z dodatnim ładunkiem elektrycznym.
Para proton-neutron może się następnie połączyć z kolejnym protonem i utworzyć jądro lekkiego helu, które ma tylko jeden neutron zamiast, jak zazwyczaj, dwu (2).
W końcu za dwa jądra lekkiego helu mogą się spotkać i utworzyć stabilne jądro helu (3). Dwa uwolnione protony uciekają.
Tak więc. Słońce może "sklejać" cztery protony w jedno jądro helu i w tym procesie wytwarzać ogromne ilości energii. Masa czterech protonów jest nieco większa - około 0,5 % - od masy helowego jądra. To właśnie ona przemienia się w energię. Takie same albo podobne reakcje jądrowe zachodzą w innych gwiazdach.
Naukowcy mają nadzieję, że pewnego dnia uda się wytwarzać energię w procesie łączenia jąder i otrzymać tanie oraz bezpieczne ródło energii dla Ziemi. W eksperymentach prowadzonych np. w European Fusion Laboratory pod Oxfordem w Wielkiej Brytanii uzyskuje się już energię jądrową w procesach podobnych do tych, jakie zachodzą we wnętrzu Słońca. Zbudowanie jednak dużego, bezpiecznego reaktora wykorzystującego łączenie jąder atomowych (tak, jak na Słońcu) do przemysłowego wytwarzania energii jest ciągle ogromnym wyzwaniem dla naukowców. Taki bowiem reaktor produkowałby znacznie mniej radioaktywnych odpadów niż atomowe elektrownie, jakie mamy dzisiaj.