Сонце - велетенська газова куля. Кожен елемент її маси притягається у напрямку до центра. Здавалося б, під дією сили тяжіння повинен настати колапс - швидке падіння речовини у центр Сонця. Тим часом Сонце існує близько 5 млрд років, і астрономи "віщують" йому ще стільки ж у майбутньому. Чому це можливо?

Шкловський Йосип Самуїлович, відомий астроном радянських часів, дуже образно висловився з цього приводу : "...Історія існування будь-якої зорі - це справді титанічна боротьба між силою гравітації, яка намагається її необмежено стиснути, і силою газового тиску, що намагається її "розпорошити", розсіяти у навколишньому міжзоряному просторі. Мільони і мільони років триває ця "боротьба". Упродовж цих дивовижно великих строків сили рівні. Та врешті-решт перемога буде над гравітацією. Така драма еволюції кожної зорі".

Якби сила тяжіння нічим не зрівноважувалась, то речовина зовнішніх шарів під дією гравітації вже за 5 хвилин вільно упала б у центр Сонця. Протидіє силам гравітації сила газового тиску, спрямована від центра Сонця назовні. Стан зорі (в даному разі Сонця), в якому внутрішній тиск газу і випромінювання зрівноважує вагу речовини, розміщеної вище, називається станом гравітаційної рівноваги.

Теоретичні розрахунки дають для Сонця температуру в центрі близько 15 000 000 К. За такої температури всередині тиск протистоїть силі тяжіння.

За останні 150 років було висловлено багато гіпотез щодо природи джерел енергії Сонця і зір. Зрештою було з'ясовано, що реальне значення мають лише такі джерела як гравітаційне стискання і термоядерний синтез.

За сучасними уявленнями зорі формуються з фрагментів газово-пилових хмар. У центрі такої хмари виникає зародок зорі, на який "намагається" впасти вся навколишня речовина. У процесі падіння потенціальна енергія перетворюється в кінетичну, а та, у свою чергу, внаслідок зіткнень окремих частинок перетворюється в теплову енергію. І якщо спочатку температура у згаданому фрагменті була низькою, то зі зменшенням радіуса майбутньої зорі температура в її центрі починає зростати.

Під час гравітаційного стискання протозоря випромінює практично половину звільненої потенціальної енергії в навколишній простір. Друга її половина іде на нагрівання речовини самої зорі.

Підрахуємо, як довго вона буде світитися за рахунок своєї потенціальної енергії. Отже, потенціальна енергія розраховується за формулою:

Якщо прийняти, що світність зорі (протозорі) з часом не змінюється і рівна спостережуваній тепер, то час стискання зорі або час, на який вистачить її потенціальної енергії, дорівнює:

Отже, неважко підрахувати, що Сонце висвітило б половину цієї енергії за 24 млн років, і якби не існувало інших джерел енергії, то воно вже давно припинило б своє існування. Тому гравітаційне стискання може бути джерелом енергії зір лише на відносно коротких етапах їхнього розвитку.

У процесі стискання протозорі зростає температура в її центрі, і через деякий час вона може досягти величини 10 000 000 К. За такої температури починається термоядерні реакції перетворення водню на гелій.

Винятково важливою обставиною є те, що маса ядра гелію майже на 1% менша за масу чотирьох протонів. Ця втрата маси, що називається дефектом маси, і є причиною виділення внаслідок ядерних реакцій великої кількості енергії.

Найістотнішою в надрах Сонця є реакція протон-протонного (р-р) циклу. Цикл починається з украй рідкісної події - перетворення протона на нейтрон при його особливо тісному зближенні з іншим протоном; ця подія називається бетта-розпадом протона, бо під час розпаду утворюється позитрон

Якщо у надрах Сонця відбуваються ядерні реакції, то що регулює їхню швидкість, чому Сонце не вибухає, як термоядерна бомба? Ймовірність того, що при зближенні двох протонів один із них перетвориться на нейтрон, надзвичайно мала. Ця подія може відбутись один раз на 14 млрд років. За такий час число протонів у певному об'ємі зменшується удвічі.

У вуглецево-азотному циклі також із чотирьох ядер водню (протонів) утворюється одне ядро гелію, але при цьому вуглець і азот відіграють роьл каталізаторів. Ця реакція значно менш істотна в умовах Сонця, бо потребує як більшого вмісту вуглецю, так і вищої температури в його надрах.

Маючи таке джерело енергії як термоядерний синтез, Сонце може світити близько 10 млрд років.

Ядро - зона, де зосереджена половина сонячної маси і виділяється практично вся енергія, що змушує його світитись. Оскільки перенос енергії в ядрі відбувається не конвекцією, а перевипромінюванням квантів, такий стан ядра називають променистим

Зона, в якій енергія переноситься шляхом поглинання випромінювання і наступного його перевипромінювання, називається зоною променистої рівноваги. Практично усі надра Сонця перебувають у стані променистої рівноваги.

Вище цього рівня зростає непрозорість речовини, і випромінювання, замкнуте під її товщею, не встигає відводити все вироблене "тепло". Тому в перенесенні енергіх починає брати участь сама речовина - конвективна зона, де енергія переноситься шляхом конвекції.

За розрахунками близько 5% енергії, яка вивільняється в надрах Сонця, виносять нейтрино. В цілому процес передачі енергії від центральних областей до фотосфери дуже повільний і триває мільони років