Die Sonne ist das bei weitem größte Objekt im Sonnensystem. Sie enthält mehr als 99,8% der gesamten Masse des Sonnensystems (Jupiter umfaßt fast den Rest).

Es wird oft davon gesprochen, daß die Sonne ein „gewöhnlicher“ Stern sei. Das stimmt in dem Sinn, daß es jede Menge andere gibt, die sehr ähnlich sind. Es gibt aber wesentlich mehr kleinere als größere Sterne, die Sonne gehört zu den größten zehn Prozent nach Masse. Die durchschnittliche Größe der Sterne in unserer Galaxie beträgt wahrscheinlich weniger als die Häflte der Sonnenmasse.

Die Sonne wird in vielen Mythologien personifiziert: die Alten Griechen nannten sie Helios und die Römer Sol.

Die Sonne besteht, zur Zeit, aus 70% Wasserstoff und 28% Helium nach der Masse; alles andere („Metalle“) macht weniger als 2% aus. Diese Verhältnisse verändern sich langsam mit der Zeit, weil die Sonne in ihrem Inneren Wasserstoff zu Helium fusioniert.

Die äußeren Schichten der Sonne zeigen unterschiedliche Rotationen: am Äquator rotiert die Oberfläche einmal alle 25,4 Tage, in der Nähe der Pole dauert es 36 Tage. Dieses seltsame Verhalten beruht auf der Tatsache, daß die Sonne kein fester Körper wie die Erde ist. Ähnliches Verhalten findet man auch auf den Gasplaneten. Diese unterschiedliche Rotation reicht beträchtlich weit ins Innere, wobei nur der Kern wie ein fester Körper rotiert.

Die Verhältnisse im Kern der Sonne (ungefähr die inneren 25% des Radius) sind extrem. Die Temperatur liegt bei 15,6 Millionen Kelvin und der Druck bei 250 Milliarden Atmosphären. Das Material im Kern ist zur 150-fachen Dichte von Wasser komprimiert.

Die Oberfläche der Sonne, Photosphäre genannt, hat eine Temperatur von etwa 5.800 K. Sonnenflecken sind „kühle“ Regionen von lediglich 3.800 K (sie sehen nur durch den Unterschied zur Umgebung dunkel aus). Sonnenflecken können sehr groß sein, bis zu 50.000 km im Durchmesser. Sie werden von komplizierten und noch nicht völlig verstandenen Wechselwirkungen mit dem Magnetfeld der Sonne verursacht.

Eine kleine Region, genannt Chromosphäre, liegt über der Photosphäre.

Die stark verdünnte Region oberhalb der Chromosphäre mit Namen Korona ragt Millionen Kilometer in den Raum, ist aber nur bei Sonnenfinsternissen sichtbar (links). Die Temperaturen innerhalb dieser Korona liegen über 1.000.000 K.

Der Sonnenwind hat große Auswirkungen auf Kometenschweife und bewirkt sogar meßbare Einwirkungen auf die Flugbahnen von Sonden.

Spektakuläre Schleifen und Auswürfe (Protuberanzen) werden oft an der Sonnenoberfläche sichtbar (links).

Der Energieausstoß der Sonne ist nicht konstanz. Das gleiche gilt für die Sonnenfleckenaktivität. Es gab eine sehr geringe Sonnenfleckenaktivität in der zweiten Hälfte des siebzehnten Jahrhunderts, bekannt als Maunder Minimum. Dies fiel zufällig mit einer ungewöhnlich kalten Periode in Nordeuropa zusammen, die manchmal als Kleine Eiszeit bezeichnet wird. Seit der Entstehung des Sonnensystems hat sich der Output der Sonne um ungefähr 40% erhöht.

Die Sonne ist in etwa 4½ Milliarden Jahre alt. Seit ihrer Geburt hat sie ungefähr die Hälfte des Wasserstoffs in ihrem Kern verbraucht. Sie wird weiterhin für in etwa 5 Milliarden Jahre „friedlich“ strahlen (auch wenn sich ihre Helligkeit in diesem Zeitraum annähernd verdoppeln wird). Aber irgendwann geht ihr der Wasserstoff aus. Sie wird dann zu radikalen Veränderungen gezwungen, die, obwohl das für astronomische Verhältnisse ausgesprochen gewöhnlich ist, dennoch in einer vollständigen Zerstörung der Erde enden werden (und möglicherweise in der Entstehung eines planetarischen Nebels).