Solens lys er ansvarlig for dagslys, for Jordens vejr og årstider, og for selve livet på Jorden. Intet objekt i naturen, har være mere æret eller tilbedt end Solen. Men spektralklassen G2, er Solen alt andet end uadskillelig fra milliarder af andre stjerner i Mælkevejen. Men det er stjernen mod hvilken, alle andre stjerner måles. Solens masse, Solens størrelse og Solens luminositet – disse grundlæggende egenskaber, giver de moderne astronomiske målestokke.
Solen er måske gennemsnit for så vidt stjerner angår, men det gør den ikke til et mindre imponerende objekt i menneskelig skala. Solen masse er
I kapitel 12, så vi på de brede fysiske egenskaber for fjerne stjerner, herunder deres masse, luminositet, størrelse, temperatur og kemiske sammensætning. I dette kapitel, stiller vi grundlæggende spørgsmål om Jordens lokale stjerne. Hvordan arbejder Solen? Hvor får den sin energi fra? Hvorfor har Solen den størrelse, temperatur og luminositet som den har? Hvordan har den været i stand til at forblive så konstant over milliarder af år siden Solsystemets dannelse?
Geologer lærer om det indre af Jorden, ved at bruge en kombination af fysisk forståelse, detaljerede computermodeller og smarte eksperimenter som tester forudsigelserne af disse modeller. Opgaven med at udforske Solens indre, er meget den samme. Solens struktur styres af en række fysiske processer og relationer, lige som Jordens struktur gør det. Med deres forståelse af fysik, kemi og egenskaberne for stof og stråling, kan astronomerne udtrykke disse processer og relationer, som matematiske ligninger. Supercomputere kan bruges til at løse disse ligninger og skabe en model af Solen. En af de store succeser i det 20. århundredes astronomi, var fremstillingen af en fysisk model af Solen, der er i overensstemmelse med observationer af massen, sammensætningen, størrelse, temperaturen og luminositeten af den ægte Sol.
Den nuværende model af Solens indre, er kulminationen af årtiers arbejde fra tusindvis af fysikere og astronomer. De væsentlige ideer, der ligger til grund for den, er kendt som Solens struktur, kommer af nogle enkelte nøgleindtryk, opsummeret i en enkelt sætning: Solens struktur, er et spørgsmål om balance.
Det første nøgleindtryk i Solen, er balancen mellem tryk og tyngdekraft (se figur 13.1). Solen er en stor kugle af varm gas. Hvis tyngdekraften var stærkere end trykket i Solen, ville Solen falde sammen. Omvendt, hvis trykket var stærkere end tyngdekraften, ville Solen blæse fra hinanden. Balancen mellem de to, kaldes hydrostatisk ligevægt. Hydrostatisk ligevægt etablerer trykket på ethvert punkt i en planet, og bestemmer det atmosfæriske tryk på Jordens overflade. Ifølge den hydrostatiske ligevægt, skal trykket på et hvilket som helst tidspunkt i Solens indre, være lige stort nok til at kunne holde vægten af alle lagene over det punkt. Hvis Solen ikke var i hydrostatisk ligevægt, ville kræfterne inde i den ikke være i balance, så Solens overflade ville bevæge sig. Dog ændres Solens størrelse sig ikke dag for dag, så den indre må være i hydrostatisk ligevægt.
Hydrostatisk ligevægt, bliver et endnu stærkere koncept, når den kombineres med måden hvorpå gasser opfører sig. Dybere i Solens indre, bliver vægten af materialet der ligger ovenfor større, og trykket må derfor stige. For en gas, betyder højere tryk, større densitet og/eller højere temperatur. Figur 13.2a viser, hvordan forholdene varierer som afstanden til Solens centrum ændres. Dybere inde i Solen stiger trykket; og som det gør dette, stiger gassens densitet og temperatur også.
En anden grundlæggende balance i Solen, er energibalancen (se figur 13.1). Stjerner som Solen, er bemærkelsesvis stabile objekter. Geologiske optegnelser viser, at Solens luminositet har været næsten konstant i milliarder af år. Modeller for stjerneudvikling viser, At Solens luminositet stiger med tiden, men meget, meget langsomt. Solens luminositet for 4,5 milliarder år siden, var omkring 70 procent af dens nuværende luminositet. Selve eksistensen af hovedserien betyder, at stjerner ikke ændrer sig meget over hovedparten af deres liv. For at forblive i balance, skal Solen producere lige nok energi i sit indre hvert sekund, til at erstatte den energi, der udstråles fra overfladen hvert sekund. Denne energibalance afhænger af, hvordan energien produceres i Solens indre (se figur 13.2b), og hvordan denne energi finder sin ved fra det indre, til Solens overflade, hvor den stråles bort. Vi kigger på dette i afsnit 13.2.