Solen är en stjärna av en relativt vanlig typ som befinner sig i centrum av vårt solsystem och som bildades för ungefär 4,6 miljarder år sedan när ett moln av gas och stoft i Vintergatan drogs samman. Solsystemets åtta planeter, varav en är jorden (Tellus), samt åtminstone fem dvärgplaneter, rör sig i elliptiska omloppsbanor runt solen. Solens utstrålande energi i form av ljus och värme som når jorden är en förutsättning för allt biologiskt liv på planeten jorden och den globala jämvikt som råder sedan miljarder år tillbaka i vädersystem och havsströmmar. Solen är en medelstor stjärna. I astronomiska sammanhang används ibland symbolen ⊙.
Solen är det största objektet i jordens närhet och dess diameter är cirka 109 gånger större än jordens, vilket gör den drygt en miljon gånger större än jorden sett till volym. Den har en massa på cirka 1,99 × 1030 kg, vilket motsvarar 333 000 jordmassor. Omkring 99 procent av hela solsystemets massa finns i solen, och den påverkar därför genom sin stora gravitationskraft alla planeters rörelser i vårt solsystem.
Solen befinner sig i utkanten av galaxen Vintergatan: 26 000 ljusår från Vintergatans centrum och 2,6 ljusår från Vintergatans mittplan. Solen rör sig med en hastighet av 792 000 km/h runt Vintergatans centrum. Det tar drygt 240 miljoner år för den att förflytta sig ett varv runt Vintergatans centrum.
Avståndet från jorden till solen är cirka 108 gånger solens diameter = 150 miljoner km (1 astronomisk enhet). Det ljus som alstras av solen når jordytan efter drygt 8 minuter (mellan 490 och 507 sekunder beroende på var i sin bana runt solen jorden befinner sig).
Solens vinkelhastighet eller rotationshastighet varierar på olika breddgrader eftersom det inte finns en fast yta. Den är högst vid ekvatorn där solytan tar 25,05 dygn att göra ett varv och 34,4 dygn vid polerna.
Solens struktur miniatyr|Solens struktur, både de inre delarna och atmosfären. Solens inre består av tre områden: kärna, strålningszon och konvektionszon. Solens atmosfär består av tre delar: fotosfär, kromosfär och koronan.
Kärnan utgör ungefär hälften av solens massa och är mycket tät (ca 10 gånger högre densitet än bly). På grund av den höga temperaturen och det höga trycket i kärnan kan kärnfusion uppstå. Kärnreaktionerna binder samman väte till helium, en process som samtidigt avger enorma mängder energi.
Utanför kärnan återfinns strålningszonen. Här rör sig energirika fotoner (i form av gamma- och röntgenstrålning) gradvis ut mot solens yttre delar. På vägen kolliderar fotonerna med joniserad gas och interagerar även med partiklar genom absorption och att partiklar avger fotoner genom emission.
Processen tar lång tid (17 000–50 miljoner år) och på vägen förlorar varje foton energi, och de flesta fotonerna lämnar slutligen solytan med en energi motsvarande synligt ljus. Att det tar en sådan lång tid för energin att lämna solens centrum är en viktig anledning till att det är så varmt där. Solens spektrum kan approximeras med en svartkroppsstrålare med en temperatur på cirka 6 000 °C.
Ljus och temperatur Merparten av solens massa, ungefär 73,46 procent, består av väte (H). Den höga temperaturen i solens centrala delar, som beräknas vara 15 miljoner °C, gör att väte omvandlas till helium (He) genom fusion enligt proton-protonkedjan. Att det verkligen är fusion som pågår i solens inre har bekräftats genom mätningar av neutriner från solen. Fusionsprocessen upprätthåller den höga temperaturen i solens inre.
Effekten som alstras av solen motsvarar 385 kvadriljoner watt, eller 385 biljoner Terawatt, eller 385 Yottawatt, eller 3,85×1026 watt (385 000 000 000 000 000 000 000 000 W).
Fotosfärens sammansättning Grundämne Viktprocent Väte 73,46 Helium 24,85 Syre 0,77 Kol 0,29 Järn 0,16 Neon 0,12 Kväve 0,09 Kisel 0,07 Magnesium 0,05 Svavel 0,04
Solvinden
Solen slungar ständigt ut materia åt alla håll, med en takt av cirka en miljon ton per sekund (109 kg/s). Denna materia, som till största delen består av elektroner och protoner (och alltså är ett plasma), utgör den så kallade solvinden. Solvindens intensitet varierar ständigt, och är bland annat knuten till olika former av solaktivitet (se solfläckar), vilket gör att det också finns en elvaårig variation med solfläckscykeln.
Fenomen på jorden som orsakas av solen Solen värmer upp jorden och dess atmosfär. Dess solstrålar är en drivande faktor i fotosyntesen som ger upphov till växter och allt liv på jorden.
Det mesta av solvinden avlänkas av jordens magnetfält och flödar runt magnetosfären istället för att nå atmosfären. Elektrisk växelverkan mellan solvinden och magnetosfären ger dock upphov till elektriska strömmar i magnetosfären, vilka i sin tur orsakar norrsken och sydsken (se polarsken). Vid ovanligt kraftig solaktivitet kan jorden drabbas av en geomagnetisk storm, vilken i sällsynta fall kan orsaka stora störningar i elkraftsystemen.
Solens strålning i ultraviolett- och röntgenområdena påverkar plasmatätheten i jonosfären vilket bland annat ger drastiska effekter på utbredningen av radiovågor på frekvenser under några megahertz.
Andra fenomen som solen medverkar till är tidvattnet, som visserligen till största delen beror på månens gravitationsfält, men där även solen spelar en stor roll. De starkaste tidvattenkrafterna bildas när solen och månen samverkar, så kallad springflod. När de motverkar varandra kallas det nipflod.
Fenomen av astronomisk art Solen har en avgörande roll vid förmörkelser. Vid en solförmörkelse befinner sig månen på en rät linje mellan solen och jorden så att månen skuggar en del av jorden. Det är en lycklig slump att månens storlek på himlen, sedd från jordytan, i genomsnitt är en aning större än solens storlek på himlen. Tack vare detta faktum kan vi ibland få se en total solförmörkelse någonstans på jorden. Många är beredda att resa långt för att få uppleva denna händelse, som fascinerat eller skrämt människan genom historien. Den kan bara ses som total längs ett förhållandevis smalt band på jordytan. Samtidigt kan dock förmörkelsen ses som partiell på en stor del av jorden.
En annan sorts förmörkelse är månförmörkelsen. Det är då i stället jorden som befinner sig på en rät linje mellan solen och månen, så att jorden helt eller delvis skuggar månen. Månen blir dock aldrig helt förmörkad (dvs. helt svart), även om solens direkta ljus är helt blockerat, eftersom solljuset bryts och sprids i jordens atmosfär. Detta indirekta solljus belyser månen med ett rödaktigt sken, och ger månytan en mörkt rödbrun ton. För att kunna se en månförmörkelse krävs att man ser fullmånen, det vill säga att man är på nattsidan av jorden.
Det bör påpekas att den stora skillnaden mellan de två ovan beskrivna typerna av förmörkelse är, att i första fallet skymmer månen solen för oss, och i andra fallet betraktar vi månen när den skuggas av jorden. Om man befann sig på månen under en månförmörkelse, skulle man där få uppleva en solförmörkelse orsakad av jorden. En annan skillnad är, att jorden är så mycket större än månen att hela månen kan hamna i dess kärnskugga.
Även planeterna Merkurius och Venus kan i likhet med vår måne passera mellan oss och solen. Vid dessa astronomiska händelser, som kallas Merkuriuspassage respektive Venuspassage, kan man med lämpliga instrument se hur en liten rund, svart prick rör sig över solskivan.
Solens ålder och framtid miniatyr|450px|vänster|Solens beräknade livscykel illustrerad som en tidslinje med solens olika faser miniatyr|Bild från solens yta registrerad av Hinode's Solar Optical Telescope 12 januari 2007. Bilden visar plasmats trådliknande former som förbinder olika områden med olika magnetisk polaritet. Hinodes-teleskopet kan påvisa dessa mycket dramatiska bilder av kromosfären, ett tunt skikt av solatmosfären som ligger mellan solens synliga yta, fotosfären och koronan miniatyr|Fotografi i falsk färg (ultraviolett ljus) på solen av NASA:s Solar Dynamics Observatory.
Solen beräknas vara omkring 4,6 miljarder år gammalBrun & Turck-Chieze & Morel (1998) Standard solar models in the light of new helioseismic constraints I: The solar core, Astrophys.J.506:913-925, https://arxiv.org/abs/astro-ph/9806272. Läst 28 november 2021Dziembowski et al (1999) 'Helioseismology and the solar age', Astron.Astrophys. 343 (1999) 990 https://arxiv.org/abs/astro-ph/9809361. Läst 28 november 2021, det vill säga ungefär lika gammal som jorden. Den har ännu inte nått halva sin livslängd, som beräknas till gott och väl 12 miljarder år som aktivt lysande stjärna. Solen kommer dock inte alltid att vara i den form som den har idag. Under uppskattningsvis 5 miljarder år framöver händer ingenting drastiskt, solen fortsätter att lysa på samma sätt men blir gradvis hetare och ljusare.
När solen har förbrukat sitt förråd av väte i de centrala delarna genom fusion, så att solens centrum består av nästan rent helium, så inträder nästa fas i solens utveckling. Solen kommer då att övergå från vätefusion till heliumfusion. Heliumfusion, där tre heliumkärnor slås samman till en kolkärna leder till ökat strålningstryck, vilket gör att solen sakta kommer att svälla och bli till en stor röd jätte. Den kommer då att sluka närbelägna planeter som Merkurius och Venus, men modeller förutspår dock att solen kommer expandera ut till omkring 99 procent av avståndet till jorden idag (1 AU). Samtidigt beräknas jordens omloppsbana expandera till ungefär 1,7 AU på grund av solens förlust av massa och därmed tros jorden inte bli en del av solen. Efter att ha gjort slut på helium kommer solen, till skillnad från större stjärnor, inte upp i sådan temperatur att den kan börja förbränna även andra grundämnen, utan den får nu slut på bränsle och sjunker ihop till en vit dvärg, inte mycket större än jorden. Den vita dvärgen lyser och är mycket varm men detta beror inte på kärnreaktioner utan på att den drar sig samman. När sammandragningarna har upphört så slutar den helt lysa och temperaturen minskar kraftigt. Den blir en svart dvärg, en kall stjärna med en mycket hög densitet (täthet).
Solen i meteorologin Solen är ursprunget till allt väder. På dagen värmer solen upp luften som då stiger. Då luften stiger i ett område bildas ett undertryck som gör att omkringliggande luft börjar strömma in mot det uppvärmda området för att utjämna tryckskillnaden. Därmed har en vindrörelse uppstått. Om luften värms upp över vatten så att även vattnet blir uppvärmt, börjar vattnet stiga som ånga. När ångan nått en höjd där den kan kondenseras bildas det moln. Molnen blir alltmer mättade med ånga. Till slut måste de tömmas på vatten, vilket når jordytan som olika typer av nederbörd, beroende på den lokala temperaturen.
Om det regnar (oftast på kvällen eller morgonen) och solen kommer åt att lysa på regndropparna i rätt vinkel bildas en regnbåge. För att hitta regnbågen måste man titta på himlen med solen i ryggen.
Andra fenomen är olika typer av halo, vilka uppstår då vi betraktar solen genom tunna slöjmoln bestående av iskristaller.
Rymduppdrag till solen thumb|En stor geomagnetisk storm på solen 13 mars 2012 thumb|left|En månpassage fångad under kalibrering av STEREO B:s kameror för ultraviolett ljus De första satelliterna som var designade för långtidsobservation av solen från den interplanetära rymden var Nasas Pioneer 6 – Pioneer 9, som lanserades mellan 1959 och 1968. Dessa sonder kretsade runt solen på avstånd liknande jordens och gjorde de första detaljerade mätningarna av solvinden och solens magnetfält. Pioneer 9 fungerade under särskilt lång tid och överförde data fram till maj 1983.