ajbliższą nam gwiazdą jest Słońce. Pomimo, że jest ono niejednokrotnie powodem zakłóceń radiowych, jego promieniowanie jest niebezpieczne dla astronautów i dla elektroniki, w przeszłości było odpowiedzialne za ery zlodowaceń na Ziemi, a starożytnych wprawiało w zadziwienie i niepokój swymi zaćmieniami, to jednak właśnie jemu zawdzięczamy nasze życie, to że mamy co jeść, a także złocistą opaleniznę.

łońce, jak każda gwiazda, jest olbrzymią kulą gazu, składającą się w 70% z wodoru, 28% z helu i w pozostałych 2% z cięższych pierwiastków. W ciągu 1 sekundy spala 4 mln ton wodoru, zamieniając go na światło i ciepło. Mimo, iż ilość ta wydaje się nam ogromna, w rzeczywistości, w czasie swojego 10-miliardoletniego pobytu na ciągu głównym, straci ono jedynie 0,1% swojej masy. W wyniku reakcji syntezy jądrowej Słońce wytwarza niewyobrażalne ilości energii. W ciągu 1 sekundy każdy metr kwadratowy jego powierzchni wypromieniowuje 62,86 x 10⁶ W energii, a cała powierzchnia aż 3,836 x 10²⁶ W. Dla porównania, roczna produkcja energii elektrycznej na świecie wynosi w przybliżeniu 1,4 x 10¹³ W. Oznacza to, że nasza gwiazda w ciągu sekundy produkuje kilkadziesiąt miliardów razy więcej energii, niż cała ludzkość zdołała wytworzyć od początku swego istnienia.
Oprócz promieniowania optycznego i cieplnego, Słońce emituje również promieniowanie radiowe, rentgenowskie, gamma i korpuskularne, zwane wiatrem słonecznym. Cząstki, atomy i jony opuszczają gwiazdę z prędkością od 1000 do 3000 km/s. Pomimo tak dużych prędkości, pojedynczy foton, który powstał we wnętrzu Słońca, może nieraz potrzebować nawet miliona lat, aby wydostać się na powierzchnię.

o co widzimy, patrząc na Słońce (pod żadnym pozorem nie należy tego robić bezpośrednio, bez ochrony oczu!), jest jego atmosferą. Póki co, nie posiadamy możliwości zajrzenia głębiej, lecz zewnętrzna warstwa gwiazdy i tak dostarcza wiele niezapomnianych przeżyć.
Najniższą warstwą atmosfery jest fotosfera o temperaturze prawie 6000 K. Cechą charakterystyczną fotosfery jest ziarnistość, czyli granulacja. Pojedyncze granule mają od 200 do 1800 km średnicy. Są to górne części wstępujących prądów konwektywnych materii w fotosferze. Jasność granul jest o około 30% wyższa niż pozostałej części fotosfery. Również ich temperatura przewyższa średnią o 200 K, a czas ich życia jest krótszy niż kilka minut.

iemniejsze obszary fotosfery to tzw. plamy. Mają one niższą temperaturę niż otoczenie, dlatego wydają się ciemniejsze. Mogą osiągać średnicę od 100 do 90 000 km, a czas ich życia waha się od kilku godzin do kilku miesięcy. Plamy są ściśle związane z aktywnością słoneczną, która zmienia się w cyklach 11-letnich. Interesujące jest, że w okresie największej aktywności magnetycznej, powierzchnia Słońca pokryta jest dużo większą ilością plam, niż w okresie minimum. W roku 2000 Słońce jest w fazie maksimum aktywności - odtąd będzie ona spadać i w połowie roku 2005 osiągnie swoje minimum.
W fotosferze wyróżnić można również obszary jaśniejsze. Są to tzw. pola pochodni, które poprzedzają pojawienie się plam.

onad fotosferą znajduje się chromosfera, którą można obserwować wyłącznie podczas całkowitego zaćmienia Słońca. W tej części atmosfery widoczne są tzw. rozbłyski, które pojawiają się nad plamami. Trwają do kilkudziesięciu minut i są źródłem promieniowania rentgenowskiego i korpuskularnego.

ajwyższą warstwą atmosfery jest korona słoneczna. Widać ją dokładnie podczas całkowitych zaćmień Słońca, a od 1930 roku można ją obserwować za pomocą specjalnych teleskopów, zwanych koronografami. Korona ciągnie się daleko w przestrzeń, niektórzy twierdzą, że sięga nawet poza orbitę Ziemi. Niezależnie od tego co jest prawdą, niepodważalnym faktem jest, iż korona zmienia swój kształt, wielkość, a także intensywność świecenia, która jest najwyższa w czasie maksimum aktywności Słońca.

ajefektowniejszymi zjawiskami występującymi na Słońcu są tzw. protuberancje. Są to masy wyrzucanego z powierzchni gwiazdy gazu, które wznoszą się na odległość dochodzącą nieraz do 1 mln km od powierzchni Słońca. Poruszają się przy tym z prędkością od kilkudziesięciu do kilkuset km/s.

FIZYCZNE WŁASNOŚCI SŁOŃCA
Średnia odległość od centrum galaktyki:	około 30 000 lat świetlnych
Średnica:	1 391 960 km (109 śr. Ziemi)
Masa:	1,989 x 1030 kg (335 000 mas Ziemi)
Średnia gęstość:	1,41 g/cm3 (woda: 1 g/cm3)
Okres rotacji:	równik: 25,38 dnia okolice biegunów: 35 dni
Okres obiegu centrum galaktyki:	250 mln lat
Prędkość obiegu:	220 km/s
Równikowe przyspieszenie grawitacyjne:	274,96 m/s2
Równikowa prędkość ucieczki:	618,67 km/s
Ciśnienie atmosferyczne w centrum:	4 x 1010 MPa
Temperatura we wnętrzu:	19 x 106 K
Jasność:	- 26,73 m