Slunce je naše hvězda, bez které by nebyl na Zemi život. Vzniklo v podstatě z velkého oblaku plynu a prachu. Je velkou zásobárnou vodíku, který působí velký tlak a teplota, která kdysi dávno zažehla termonukleární reakci a trvá dodnes. Jde o složitý chemický děj, kdy se vodík přeměňuje na helium a uvolňuje se viditelné světlo s vlnovou délkou 400 až 700 nanometrů. Při jeho rozkladu uvidíme jako první fialovou a nakonec červenou barvu. K Zemi doputuje mnoho dalších záření, které naše oko nevidí, jako rentgenové záření, které neprojde atmosférou Země, UV záření, kdy většinu zachytí ozónová vrstva, infra červené záření vnímané jako teplo, elektromagnetické záření a mnoho dalších.
Jádro
Poloměr Slunce je něco pod 700 000 km a skládá se z šesti vrstev. Ve středu je Jádro, kde vzniká termonukleární reakce. Uvnitř je ohromný tlak a vysoká teplota, která kolísá mezi 13 mil. až 15 mil. Kelvinů (značka K). Termonukleární jádro přeměňuje vodík v helium za velkého uvolnění energie i tepla. Za sekundu se štěpí 600mil. Tun vodíku jadernou fůzí.
Zářivá zóna hraje hlavní roli
V nitru vzniká termonukleární reakcí záření, jehož energie odpovídá rentgenovému záření. To do této vrstvy vstupuje, nepronikne daleko. Hustota zde odpovídá zhruba hustotě vody. Hmota je ve skupenství plazmy, což je zcela ionizovaný plyn. Teplota dosahuje milionů stupňů. Lehké prvky jsou ionizovány a zbaveny elektronových obalů.
Fotony
Fotony předají energii některému elektronu vázanému k jádru těžšího prvku a pohybují se rychlostí 300 000 km/sek. Daleko ale nedoletí. Délka volné dráhy fotonu je asi 1 mm a foton je během biliontin sekundy pohlcen. Pak vše začíná znovu. Počet fotonů je téměř shodný, ale kdyby byl naprosto stejný, nedocházelo by k přenosu energie zespod na povrch hvězdy, jak přichází většina fotonů. Vrstvy umístěné níže mají o něco větší teplotu, než ještě nižší vrstvy. Energie proudí z teplejšího do chladnějšího prostředí. Intenzita záření závisí na teplotě zdroje, a čím vyšší teplota, tím intenzivnější je zdroj. Rozdíl 1 fotonu vždy zabezpečí přenos energie.
Konvektivní zóna
Jde o zónu proudění, kde proudí obrovské masy plazmy. Záření se nepřenáší pomocí elektronů, ale proudů. Plazma se dole ohřeje, stoupá vzhůru neustále chladnějším prostředím, a jakmile vychladne na určitou teplotu, začne opět klesat. Energie putuje směrem k povrchu konvekčními proudy, které se v průběhu ohřívají a ochlazují.
Radiační zóna
Energie z jádra zůstává v radiační zóně, než se asi za neuvěřitelných 170 000 let dostane do konvektivní zóny. Tam pak teplota klesne pod hranici 2 milionů stupňů Celsia a vytváří zde velké bubliny horké plazmy plné ionizovaných atomů, které vystupující směrem nahoru až k povrchu.
Fotosféra
Fotosféra je vrstva, kterou vidíme třeba malým dalekohledem, kdy sluneční disk září více ve středu než na okrajích. Ze středu k nám doletí z větší a teplejší hloubky fotosféry fotony mnohem zářivější. Z okrajových částí disku k nám doletí fotony z horních vrstev, které nejsou tak teplé a jeví se tmavší. Světlejší a tmavší tečky na celém povrchu Slunce jsou jevem granulace způsobené proudy z konvektivní vrstvy. Světlejší tečky jsou vrcholky stoupajícího ohřátého plazmatu ochlazením změněného na tmavší. Sluneční skvrny jsou místa s nižší teplotou než má okolní prostředí. Důvodem ochlazení je zde přítomnost silných magnetických polí zamezujících přísunu energie, kdy toto místo začne chladnout. Skládají se ze dvou částí. Jednou je tmavý střed zvaný umbra a světlý lem je penumbra. Nejčastěji se vyskytují ve skupinách s měnícím se počtem a velikostí v průběhu cyklu sluneční aktivity.
Chromosféra
Chromosféru vidíme jako téměř průhlednou a lze ji pozorovat v záření atomu vodíku. Nejvýznamnějším procesem jsou sluneční erupce, kdy se uvolněná energie začne šířit velkou rychlostí do okolního prostoru a zahřívá jej na velmi vysokou teplotu. Zasahují až do spodních částí koróny a vznikají zejména v okolí skupin skvrn, kde je silné magnetické pole s elektrickými proudy. Elektromagnetický zkrat pak uvolní velké množství energie. Další proces je protuberance neboli filamenty, kdy nad slunečním diskem vidíme tmavé čáry různých tvarů. Výtrysky plazmy mohou i několik dní udržet silné magnetické siločáry ve výšce. Mimo sluneční disk na jeho okraji vidíme výtrysky jako světlé útvary zvané protuberance.
