Im Zentrum unseres Sonnensystems befindet sich die Sonne. Im Vergleich zu den anderen Körpern des Sonnensystems ist sie riesig. Bei einem Durchmesser von 1,39 Millionen Kilometern vereinigt sie mit 2⋅1030 kg mehr als 99% der Masse des Sonnensystems in sich. Dabei besteht sie zu mehr als 90% aus Wassersoff und zu weiteren knappen 9% aus Helium. Aufgrund der enorm hohen Temperaturen von 15 Millionen °C, die im Inneren der Sonne vorherrschen, liegen diese Stoffe aber nicht gasförmig vor, sondern befinden sich im Plasmazustand. In diesem Plasma entsteht auch die Energie für die Sonnenstrahlung. Denn wie die anderen Sterne am Nachthimmel, leuchtet auch die Sonne von selbst und ist somit unser nächstgelegener Stern.
Die Quelle der Energie ist die Kernfusion, die im Zentrum der Sonne stattfindet. Dabei wandelt sich Wasserstoff zu Helium. Die entstehenden Heliumatome haben eine etwas geringere Masse als die ursprünglichen Wasserstoffatome. Der Masseverlust rührt aus der Umwandlung in Energie, die als Strahlung in den Weltraum abgegeben wird. Die Menge der entstehenden Energie lässt sich durch die berühmte Formel E = m⋅c2 von Albert Einstein berechnen.
Obwohl die Sonne dadurch pro Sekunde mehr als 4 Millionen Tonnen an Masse verliert, wird sie voraussichtlich noch 4,5 Milliarden Jahre weiter wie bisher strahlen. Zurzeit befindet sich die Sonne in einem Gleichgewicht, denn die durch die Masse erzeugte Schwerkraft zieht die Sonne zusammen, während die bei der Kernfusion entstehende Strahlung sie auseinanderdrückt. Solange noch Material für die Kernfusion vorhanden ist, bleibt die Sonne weiterhin in diesem stabilen Zustand. Nach Umwandlung der meisten Materie, wird die Kernfusion jedoch erlöschen. Die restliche Materie wird sich dann immer weiter verdichten, bis die Sonne zu einem kleinen weißen Zwerg wird, der kaum größer als die Erde ist.
Der innere Aufbau der Sonne besteht aus mehreren Schichten. Die von uns sichtbare Oberfläche wird als Photosphäre bezeichnet. Diese Schicht ist noch ca. 6000 °C heiß. In ihr befinden sich auch kühlere Stellen, die wir von der Erde als Sonnenflecken beobachten können. Die Häufigkeit dieser Flecken verändert sich in einem 11 Erdjahre dauernden Zyklus. Außerhalb der Sonnenoberfläche, in der Sonnenatmosphäre oder Korona, steigt die Temperatur fast sprungartig auf 1 Million °C an. Hier entsteht auch der Sonnenwind, der als Teilchenstrom weit in das Weltall entweicht. Trifft er dabei auf das Magnetfeld der Erde, entstehen an den Polen unseres Planeten die Polarlichter.
Viele dieser Erkenntnisse wurden mit Teleskopen oder durch Erdsatelliten gewonnen. Auch starteten im Jahr 1974 und 1976 die ersten Sonden zur Sonne. Diese Helios-Sonden waren ein Gemeinschaftsprojet der USA und der damaligen BRD, wobei Deutschland die Entwicklung der Sonden übernahm, während die USA die Trägerraketen zur Verfügung stellten. Beide Sonden konnten sich der Sonne bis zur Merkurbahn nähern. Später wurde die Sonne von verschiedenen weiteren Sonden untersucht, die die Sonne in einem erdähnlichen Abstand umkreisten. Dabei befand sich die Sonde Ulysses auf einer Bahn, die über die von der Erde aus unsichtbaren Sonnenpole verlief. Erst 2018 wurde eine weitere Sonde, die Parker Solar Probe in Richtung Sonne geschickt, die sich der Sonne für kurze Zeit bis auf 6 Millionen Kilometer, also ein Siebtel der Entfernung der Helios-Sonden, nähern soll. Für das Jahr 2020 ist mit Solar Orbiter eine weitere Sonde in Planung, die der Sonne ähnlich nahe kommen soll wie die Helios-Sonden.