Słońce jest centralnym ciałem naszego Układu planetarnego. Bez jego światła i ciepła życie na Ziemi nie byłoby możliwe. Dlatego właśnie Słońce jest dla nas tak ważną gwiazdą. Równocześnie jest ono gwiazdą najbliższą. Wszystkie osiągnięcia w badaniach Słońca rozszerzają naszą wiedzę o budowie i ewolucji gwiazd. W porównaniu do planet, rozmiary Słońca są ogromne. Musielibyśmy ułożyć 109 kul ziemskich, aby uzyskać średnicę Słońca, a 1,3 mln kul ziemskich miałoby dopiero objętość równą jego objętości. Jednak w porównaniu z rozmiarami innych gwiazd nasze Słońce jest zupełnie przeciętne. Istnieje bardzo wiele gwiazd, których objętość jest miliony razy większa od objętości Słońca, a ich masy mogą być nawet sto razy większe od masy Słońca. Słońce to rozżarzona kula gazowa, składająca się z wodoru, helu i małej domieszki cięższych pierwiastków. Potężna energia, emitowana przez Słońce, powstaje w jego jądrze. W temperaturze około 14 mln °C odbywają się tam procesy syntezy termojądrowej, w których wodór przekształcany jest w hel. Obliczono, że w ciągu każdej sekundy 657 mln ton wodoru przekształcane jest w 653 mln ton helu. Różnica masy, 4 mln ton na sekundę, została po prostu zamieniona na energię. Uwolniona w jądrze słonecznym energia musi zostać przeniesiona do powierzchni. Początkowo (w wewnętrznej warstwie promienistej Słońca) energię tę unosi promieniowanie. Dalszy transport energii odbywa się za pośrednictwem wznoszących się i opadających mas gazu (konwekcji) w warstwie konwektywnej. Widoma powierzchnia Słońca nazywa się fotosferą. Temperatura fotosfery wynosi około 6000°C. Fotosfera składa się z gorących gazów, znajdujących się w nieustannym ruchu. Inne zjawiska w fotosferze to granulacja, plamy i pochodnie. Granulacja (łac. granulum = ziarnko) jest to ziarnista struktura powierzchni Słońca, której wygląd można porównać do papki ryżowej. Granulacja składa się ze wznoszących się rozgrzanych "bąbli" gazu, będących w ciągłym ruchu. Ich średnica wynosi około 1000 km. Najlepiej znane obserwatorom są plamy słoneczne, które można zaobserwować już małym teleskopem.

1) korona 2) chromosfera 3) fotosfera 4) strefa konwektywna 5) strefa promienista 6) jądro 7) protuberancja

NIGDY NIE NALEŻY OBSERWOWAĆ SŁOŃCA BEZPOŚREDNIO PRZEZ TELESKOP CZY LORNETKĘ, GDYŻ POWODUJE TO CIĘŻKIE USZKODZENIE WZROKU LUB ŚLEPOTĘ! Filtry osłabiające światło, umieszczane na okularze, nie zapewniają koniecznej ochrony, gdyż mogą w każdej chwili pęknąę pod wpływem silnego lokalnego nagrzania. Plamy słoneczne są obszarami o temperaturze około 2000°C niższej od otaczającej powierzchni fotosfery. Występują one tylko w obszarach pomiędzy 10 a 40 stopniem północnej i południowej szerokości heliograficznej, gdzie pojawiają się dość nieregularnie. Obserwuje się zarówno pojedyncze plamy, jak i całe ich grupy, o rozmiarach dochodzących do 300000 km. Większe plamy składają się z ciemnego jądra, nazywanego cieniem oraz z nieco jaśniejszego półcienia o strukturze włóknistej. Pomimo względnej czerni plam, ich jasność powierzchniowa jest nadal 5000 razy większa niż jasność tarczy Księżyca. Rozwój większych grup plam słonecznych, trwający tygodnie, a nawet miesiące, następuje zgodnie z określoną kolejnością, opisaną przez astronomów. Na podstawie obserwacji przesuwających się powoli po tarczy Słońca plam słonecznych określono okres rotacji Słońca (średnio 27, 3 dni). Istotne jest też, że plamy słoneczne w pobliżu równika okrążają Słońce w ciągu 25 dni, podczas gdy w większej odległości od równika potrzebują na to ponad 30 dni. Oznacza to, że Słońce nie ma stałej powierzchni, takiej jaką ma Ziemia, lecz jest kulą gazową, której powierzchnia jest w ciągłym ruchu. Liczba plam na Słońcu zmienia się z okresem około 11 lat. Pochodnie słoneczne to kolejne struktury fotosferyczne. Są one jaśniejsze i gorętsze od otaczającej je fotosfery. Występują w pobliżu plam słonecznych oraz w pobliżu równika i biegunów. Jasność tarczy słonecznej spada ku brzegom, co sprawia wrażenie, że Słońce ma otoczkę gazową. Jest to tzw. podciemnienie brzegowe, które wynika z tego, że promienie wysyłane z brzegu tarczy Słońca pochodzą z warstw chłodniejszych niż te, z których pochodzą promienie obserwowane na środku tarczy. Ponad fotosferą rozciąga się chromosfera. Nad brzegiem tarczy słonecznej widzimy ją jako las niezliczonych ognistych ostrzy i języków świetlnych, świecący podczas całkowitych zaęmień Słońca jak purpurowa obręcz. Nad chromosferą widoczne są zazwyczaj protuberancje, ogromne masy gazu wznoszące się na dziesiątki i setki tysięcy kilometrów nad powierzchnię Słońca. Protuberancje widoczne na tarczy Słońca nazywane są włóknami. Najbardziej zewnętrzną warstwą atmosfery słonecznej jest korona. W czasie całkowitych zaćmień Słońca jest ona widoczna jako promienisty wieniec otaczający zasłonięte Słońce. Współcześnie stosowane są specjalne instrumenty obserwacyjne (tzw. koronografy), które symulują sztuczne zaęmienie Słońca i po zakryciu jasnego obrazu tarczy słonecznej umożliwiają badanie korony i protuberancji. Korona słoneczna rozciąga się na odległośę około 20 mln km, a następnie przechodzi płynnie w materię międzyplanetarną. Jej temperatura jest nieprawdopodobnie wysoka (około 2 mln °C). Byę może temperatura ta jest wywołana przez pewien rodzaj fal uderzeniowych, pochodzących z granulacji fotosferycznej. Korona słoneczna jest też źródłem promieniowania rentgenowskiego i radiowego. Z niej pochodzi wiatr słoneczny, strumień cząstek, w którego skład wchodzą przede wszystkim protony, elektrony i jądra helu.

średnica (na równiku)	1392530 km (109,1 średnic Ziemi)
objętość	1,414 x 1018 km3
masa	1,9891 x 1030 kg (332946 mas Ziemi)
średnia gęstość	1,408 g/cm3
średnia odległość od Ziemi	149,6 mln km
średni czas przebiegu światła do Ziemi	8 min 32 s
okres obrotu (na równiku)	25 dni 9 h 7 min
skład chemiczny	wodór (73%), hel (25%), inne (2%)
temperatura powierzchni	5530 °C
temperatura wnętrza	14 mln °C
prędkość ruchu wokół środka Galaktyki	220 km/s
moc promieniowania	3,826 x 1026 W
obserwowana średnica kątowa na niebie	31'31" - 32'35" (średnio 31'59")