(曖昧さ回避)」をご覧ください。「お日さま・お日様」はこの項目へ転送されています。その他の用法については「おひさま」をご覧ください。Sol)は、銀河系(天の川銀河)の恒星の一つである。人類が住む地球を含む太陽系の物理的中心[8]であり、太陽系の全質量の99.86%を占め、太陽系の全天体に重力の影響を与える[9]。太陽は属している銀河系の中ではありふれた[8]主系列星の一つで、スペクトル型はG2V(金色)である[10]。推測年齢は約46億年で、中心部に存在する水素の50%程度を熱核融合で使用し、主系列星として存在できる期間の半分を経過しているものと考えられている[11]。内部の状態については未解明な部分が多く、現時点では主に後述する「標準太陽モデル」によって求められているのが現状である。太陽が太陽系の中心の恒星であることから、任意の惑星系の中心の恒星を比喩的に「太陽」と呼ぶことがある[12]。太陽の半径は約70万キロメートルであり、地球の約109倍に相当する[3]。質量は地球の約33.3万倍にほぼ等しい約1.989×10^30kg[11]であり、太陽系の全質量の99.86%を占める[13]。平均密度[3]は水の1.4倍であり、地球の5.5倍と比べ約1/4となる[11]。太陽が属している銀河系では、その中心から太陽までの距離は約2万5千光年であり、オリオン腕に位置する[14]。地球から太陽までの平均距離は約1億4960万キロメートル(約8光分19光秒)である。この平均距離は地球太陽間距離の時間平均と考えても、地球の軌道長半径と考えてもどちらでも差し支えない。定義する[15][16][17]。あると再定義された[18]。この距離を光が届くのに要する時間は8.3分であるので、8.3光分とも表せる。太陽の数値を単位に用いるような場合、それらは太陽を表す記号☉をつけて表す[16]。質量ならばM☉、太陽光度ならばL☉で表示する[6]。太陽はほぼ完全な球体であり、その扁平率は0.01%以下である。太陽には、地球型惑星や衛星などと異なり、はっきりした表面が存在しない[19]。コロナからなる[20][21]。可視光にて地球周辺から太陽を観察した場合の視野角と概ね一致するため、このうち光球を便宜上太陽の表面としている[9]。それより内側を光学的に観測する手段がない[22]。太陽半径を太陽中心から光球までの距離として定義する。光球には周囲よりも温度の低い太陽黒点や、まわりの明るい部分であるプラージュと呼ばれる領域が存在することが多い[9]。光球より上層の、光の透過性の高い部分を太陽大気と呼ぶ。プラズマ化した太陽大気の上層部は太陽重力による束縛が弱いため、惑星間空間に漏れ出している。海王星軌道まで及ぶこれを太陽風と呼び、オーロラの原因ともなる[23]。太陽は光球より内側が電磁波に対して不透明であるため、内部を電磁波によって直接垣間見ることができない。(5分振動)等の観測データを基にした理論解析(日震学)によって得られるしか方法がないのが現実である。理論解析においては、太陽内部の不透明度と熱核融合反応を量子力学により推定し、観測データによる制限を境界条件とした数値解析を行う。よって、太陽中心部の温度、密度等はこのような解析によって得られた数値でありなおかつ推定値でもある。太陽の中心には半径10万キロメートルの核(中心核)があり[20]、これは太陽半径の約2割に相当する。密度が156g/cm3(およそ水の150倍)であり、このため太陽全体の2%ほどの体積の中に約50%の質量が詰まった状態になっている[24]。その環境は2500億気圧、温度が1500万Kに達するため物質は固体や液体ではなく理想気体的な性質を持つ[11]、結合が比較的低い量子論的な縮退したプラズマ(電離気体)状態にある[25]。太陽が発する光のエネルギーは、この中心核においてつくられる[26]。ここでは熱核融合によって物質からエネルギーを取り出す熱核融合反応が起こり[11]、水素がヘリウムに変換されている。トンに相当する)に変換されている。このエネルギーの大部分はガンマ線に変わり、一部がニュートリノに変わる。相互作用を起こしながら次第に「穏やかな」電磁波に変換され、数十万年かけて太陽表面にまで達し、宇宙空間に放出される[26]。それ故、太陽ニュートリノの観測は、現在の太陽中心部での熱核融合反応を知る有効な手段となっている。太陽半径の0.2倍から0.7倍まで、中心核を厚さ40万キロメートルで覆う[20]層では、放射(輻射)による熱輸送を妨げる程には物質の不透明度が大きくない。したがって、この領域では対流は起こらず、輻射による熱輸送によって中心核で生じたエネルギーが外側へ運ばれている[20]。放射層をエネルギーが通過するには長い時間がかかり、近年の研究では約17万年が必要とも言われる[28]。詳細は「対流層」を参照0.7太陽半径から1太陽半径まで、厚さにして20万キロメートルの層[20]では、ベナール対流現象でエネルギーが外層へ伝わる[29]。ここでは微量イオンが原因となって不透明度が増し、輻射によるエネルギー輸送よりも効率が高い対流による熱伝導を行う[30]。光球とは、可視光を放出する、太陽の見かけの縁を形成する層である[9]。光球より下の層では密度が急上昇するため電磁波に対して不透明になり[22]、上の層では太陽光は散乱されることなく宇宙空間を直進するためこのように見える。600キロメートル[19]と薄い。光球表面から放射される太陽光のスペクトルは約5,800Kの黒体放射に近く[22]>、これに太陽大気の物質による約600本もの吸収線(フラウンホーファー線)が多数乗っている[19]。比較的温度が低いため水素は原子状態となり、これに電子が付着した負水素イオンになる。これが対流層からのエネルギーを吸収し、可視光を含む光の放射を行う[19]。これは地球大気の海面上での密度の約1%に相当する。光球よりも上の部分を総称して太陽大気と呼ぶ。太陽大気は電波から可視光線、ガンマ線に至る様々な波長の電磁波で観測可能である。光球の表面には、太陽大気ガスの対流運動がもたらす湧き上がる渦がつくる粒状斑[22]・超粒状斑[31]や、しばしば黒点と呼ばれる暗い斑点状や白斑という明るい模様が観察できる。黒点部分の温度は約4,000K、中心部分は約3,200Kと相対的に低いために黒く見える。スペクトル解析からこの黒点部分には水分子が観測された[32]。10000Kのプラズマ大気層があり[22]、この層から来る光には様々な輝線や吸収線が見られる。この領域を彩層と呼ぶ。皆既日食の始まりと終わりには紅色の彩層を見ることができる[22]。この彩層ではさまざまな活発な太陽活動が観察できる[9]。皆既日食では、光球が完全に隠れたときに、真珠色に輝くコロナを肉眼でも見ることができる。2007年1月12日に人工衛星「ひので」がコロナ放出の瞬間を撮影した貴重な画像。彩層のさらに外側にはコロナと呼ばれる約200万Kのプラズマ大気層があり[22]、太陽半径の10倍以上の距離まで広がっている。彩層とコロナの間には遷移層と呼ばれる薄い層があり、これを境界に温度や密度が急激に変化する[33]。