Struktur:
* kärnan: Den innersta regionen, där kärnfusion äger rum. Det omfattar cirka 10% av stjärnans radie men har över hälften av sin massa. Det är där väteatomer smälter in i helium och släpper en enorm energi som driver stjärnan.
* strålningszon: Omger kärnan är denna region där energi transporteras utåt främst genom utsläpp och absorption av fotoner. Densiteten och temperaturen är fortfarande mycket hög, men lägre än kärnan.
* konvektiv zon: Ovanför strålningszonen transporteras energi utåt genom rörelse av heta plasma. Denna zon kännetecknas av turbulenta, krossande rörelser.
* Photosphere: Den synliga ytan på stjärnan, där fotonerna äntligen flyr ut i rymden. Detta är den region vi ser när vi tittar på solen.
* kromosfär: Ett tunt skikt ovanför fotosfären, kännetecknad av en varm, låg densitet plasma. Det är synligt under solförmörkelser.
* Corona: Det yttersta lagret av stjärnans atmosfär och sträcker sig långt in i rymden. Det är extremt varmt, sammansatt av mycket joniserade partiklar och kan ses under totala solförmörkelser.
Interiörförhållanden:
* densitet: Kärnan är extremt tät, med täthet på cirka 150 g/cm 3 , cirka 150 gånger vattendensiteten. Densitet minskar gradvis mot ytan.
* Tryck: Stjärnans enorma gravitationskraft skapar enormt tryck i kärnan och når biljoner atmosfärer. Detta tryck är viktigt för att kärnfusion ska inträffa.
* Temperatur: Kärnan är oerhört het och når miljoner grader Celsius (miljoner grader Fahrenheit), vilket gör att kärnfusion kan äga rum. Temperaturen minskar utåt och når tusentals grader Celsius i fotosfären.
Nyckelpunkter:
* Solens interiör är strukturerad i lager, var och en med distinkta egenskaper och roller.
* Kärnan är kraftverket, där nukleär fusion driver stjärnan.
* Energi transporteras utåt från kärnan genom strålning och konvektion.
* Fotosfären är den synliga ytan på stjärnan, där fotoner äntligen flyr.
* Kromosfären och korona är de yttre lagren i solens atmosfär.
* Densitet, tryck och temperatur minskar alla avsevärt från kärnan mot ytan.
Dessa förhållanden gör solen till en stabil, långlivad stjärna. Balansen mellan den inre gravitationskraften och det yttre trycket från kärnfusion håller solen i hydrostatisk jämvikt. Denna jämvikt säkerställer att solen fortsätter att lysa i miljarder år.
