Redigerer Solen (avsnitt)

=== Kjernen ===
{{Utdypende artikkel|Solens kjerne}}
[[Fil:Sun parts big.jpg|thumb|Tverrsnitt av en sol-lignende stjerne{{Byline|[[NASA]]}}]]
En regner at kjernen strekker seg fra sentrum og ut til om lag 20–25 prosent av solens radius.<ref name="Garcia2007" group="L" /> Tettheten i kjernen er opp til 150&nbsp;g/cm³<ref name="Basu2009" group="L" /><ref name="NASA1" /> (ca. 150&nbsp;ganger tettheten av vann), og temperaturen er opp mot 15,7&nbsp;millioner [[kelvin]] (K). Til sammenligning er overflatetemperaturen omtrent {{Formatnum:5778}}&nbsp;K. Analyser av data fra romfartøyet [[Solar and Heliospheric Observatory|SOHO]] bekrefter en raskere rotasjonshastighet i kjernen enn i strålingssonen.<ref name="Garcia2007" group="L" /> I det meste av solens liv produseres det energi ved [[kjernefysisk fusjon]] gjennom [[proton-protonkjeden]], en prosess som omdanner [[hydrogen]] til [[helium]].<ref name="Broggini2003" group="L" /> Bare 0,8 prosent av energien genereres i [[CNO-syklusen]].<ref name="jpcs271_1_012031" group="L" />

Kjernen produserer en betydelig mengde termisk energi ved fusjon. 99 prosent av energien genereres innenfor de innerste 24 prosent av solens radius. Ved 30 prosent av radien har fusjonen stoppet nesten helt opp. Resten av stjernen varmes opp av energi som føres utover fra kjernen og lagene like utenfor. Energien som produseres av fusjon i kjernen, beveger seg utover gjennom solens ulike lag til fotosfæren, før den slipper ut i rommet som sollys eller partiklers [[kinetisk energi|kinetiske energi]].<ref name="Zirker2002-15" group="L" /><ref name="Phillips1995-47" group="L" />

Proton-proton-kjeden foregår ca. 9,2{{E|37}}&nbsp;ganger per sekund i kjernen. Reaksjonen bruker fire frie [[proton]]er (hydrogenkjerner), og konverterer ca. 3,7{{E|38}}&nbsp;protoner til [[alfapartikkel|alfapartikler]] (heliumkjerner) hvert sekund (av totalt ~8,9{{E|56}} frie protoner i solen), eller ca. 6,2{{E|11}}&nbsp;kg per sekund.<ref name="Phillips1995-47" group="L" /> Fusjon av hydrogen til helium frigjør ca. 0,7 % av massen som energi.<ref name="Shu1982" group="L" /> 4,26&nbsp;millioner [[tonn]] masse omdannes til 384,6&nbsp;[[yotta]][[watt]] (3,846{{E|26}}&nbsp;W,<ref name="nssdc" /> eller 9,192{{E|10}}&nbsp;[[megatonn]] [[Trinitrotoluen|TNT]]) per sekund. Denne massen blir ikke ødelagt ved at energi dannes. En kan heller si at den transporteres bort i den utstrålte energien, slik det beskrives i [[masseenergiloven]].

Energiproduksjonen varierer med avstanden fra sentrum. I sentrum anslår modeller at den er ca. 276,5&nbsp;watt/m³,<ref name="fusedweb" /> en tetthet som tilnærmer seg mer reptil metabolisme enn en kjernefysisk bombe.<ref name="tetthet av energiproduksjon" group="lower-alpha" /> Maksimal energiproduksjon blir sammenlignet med volumetrisk varme som genereres i en aktiv [[Kompostering|komposthaug]]. Det enorme mengden energi som sendes ut, skyldes ikke høy effekt per volum, men den enorme størrelsen.

Fusjonshastigheten i kjernen er i en selvkorrigerende likevekt; en liten økning vil gjøre at kjernen varmes ytterligere opp og [[Termisk ekspansjon|ekspanderer]] noe mot [[vekt]]en av de ytre lagene. Dette reduserer fusjonshastigheten og korrigerer [[perturbasjon]]en. En liten senking i hastigheten vil avkjøle og krympe kjernen, slik at fusjonshastigheten reverseres.<ref name="Haubold1994" group="L" /><ref name="Meyers1999" />

[[Gammastråling]]en (høyenergi-fotoner) fra fusjonsreaksjoner absorberes i bare et par millimeter av solplasma og blir utstrålet igjen i vilkårlige retninger ved noe lavere energi. Derfor tar det lang tid før strålingen når solens overflate. Estimater av ferdstiden for fotonene varierer fra {{Formatnum:10000}} til {{Formatnum:170000}}&nbsp;år.<ref name="NASA" /> [[Nøytrino]]ene, som står for ca. 2 % av energiproduksjonen, tar bare 2,3&nbsp;sekunder for å nå overflaten. Energitransporten involverer fotoner i termodynamisk likevekt med materie, med en periode på {{Formatnum:30000000}}&nbsp;år. Dette er også tiden solen vil bruke på å stabiliseres hvis hastigheten på energigenereringen i kjernen plutselig skulle endres.<ref name="Stix2003" group="L" />

Etter en siste ferd gjennom det konvektive ytre laget til fotosfæren, unnslipper fotonene som [[lys|synlig lys]]. Hver gammastråling i kjernen konverteres til flere millioner fotoner av synlig lys før de forsvinner ut i rommet. Nøytrinoer frigjøres også av fusjonsreaksjonene i kjernen. I motsetning til fotoner vekselvirker de sjelden med materie, og nesten alle forlater solen umiddelbart. I mange år var nøytrinomålingene tre faktorer lavere enn teorier forutsa. Avviket ble løst i 2001 gjennom oppdagelsen av effekten av [[nøytrinooscillasjon|nøytrinosvingninger]]: Solen stråler antallet nøytrinoer forutsagt av [[teori]]en, men nøytrinodetektorer manglet 2/3 av dem fordi de hadde endret [[Arom (fysikk)|arom]].<ref name="Schlattl2001" group="L" />