Solen

Etymologi

Det norske, svenske og danske navnet Sol, såvel som islandsk og færøysk Sól, er avledet av norrønt sunna, og synes å være beslektet med ordet sør. Kognater er gammelengelsk sunne (ca. 725 e.Kr. i Beowulf) og swegl, moderne engelsk sun, gammelfrisisk sunne, sonne, vestfrisisk Sinne, gammelsaksisk sunna, middelnedertysk sonne, moderne nederlandsk og limburgisk zon, vallonsk Solea, luxembourgsk Sonn, afrikaans Son, gammelhøytysk sunna og suhil, moderne høytysk Sonne, kölsch Sunn, alemannisk Sunne,  lavtysk Sünn, jiddisch Zun og gotisk sunnō og sauil. Alle germanske navn for solen stammer fra urgermansk *sunnōn eller *sōwul. Gammelengelsk sunne var femininum; det feminine pronomenet var i bruk frem til 1600-tallet, da grammatisk kjønn utenom pronomen for lengst var borte fra det engelske språket og maskulinumspronomenet overtok.
I germansk religion er solen personifisert som gudinnen Sól/Sunna, og representerer muligens fortsettelsen av en eldre urindoeuropeisk solgud med indoeuropeiske språkforbindelser mellom norrønt Sól, sanskrit, gujarati og bengali Surya, gallisk Sulis, gammelirsk Suil, litauisk Saulė, urbaltisk *Sauliā > *Saulē, gammelkirkeslavisk Slunice og slavisk Solntse. Det urindoeuropeiske navnet var *s(e)wol-, av roten *saewel-, «å skinne», «solen». Elementet *el- i roten var opprinnelig et suffiks og hadde den alternative formen *en-, som gir *s(u)wen-, kilden til gammelengelsk sunne, norrønt sunna, avestisk xueng og gammelirsk fur-sunnud («lyse opp»).
Fra latin sol stammer italiensk sole, spansk, katalansk og portugisisk sol, fransk soleil, jèrriais solé, provençalsk solely, ligurisk sô, venetiansk sołe og  rumensk soare. Det greske navnet på solen var hḗlios (ἥλιος), herav navn som heliosentrisme, men etymologien er ukjent. Andre indoeuropeiske former er albansk dielli, avestisk hwar, walisisk haul, gammelkornisk heuul og bretonsk heol.
I den uralske språkgruppen finner vi finsk aurinko, estisk päike og ungarsk nap. I det isolerte språket baskisk heter solen eguzkia.
På khalkisk mongolsk, som er hovedspråket i Mongolia og som tilhører den mongolske språkgruppen, heter solen naran. På det oghuztyrkiske språket tyrkisk, som er hovedspråket i Tyrkia og som tilhører den tyrkiske språkgruppen, kalles solen for güneş; herav güneşten («fra solen»).
I Kina omtales solen som «det store lyset» (kinesisk: 太阳, pinyin: tàiyáng, kantonesisk: taiyeung). Denne navneformen brukes også i Korea (hangul: 태양, revidert romanisering: taeyang) og på japansk (kanji: 太陽, hiragana: たいよう、, taiyou). På tibetansk heter solen nyima (ཉི་ཟླ་, wylie: nyi zla).
Uttrykket imperiet hvor solen aldri går ned, ble brukt fra 1630 om det spanske imperiet, men ble senere brukt om det britiske. Idiomet «(å leve) på solsiden» (attestert fra 1680-årene) stammer fra verket Tanker (Pensées, 1669) av Blaise Pascal. Uttrykket solbading er attestert siden ca. 1600.
Ukedagen søndag (gammelengelsk Sunnandæg før 700) er en germansk adopsjon og oversettelse av latin dies solis, som i seg selv er en oversettelse av gresk heméra helíou. Det latinske navnet på stjerne, Sol, tilsvarer det norske navnet på solen, og brukes også i adjektivformen solar. Astronomer bruker også benevnelsen sol om en soltid på en annen planet.

Egenskaper

Solen er en hovedseriestjerne av klasse G og utgjør ca. 99,86 % av massen i solsystemet. Den er nesten perfekt sfærisk med en estimert flattrykthet på ca. én 9 milliondel. Forskjellen på diameteren mellom polene og diameteren ved ekvator er bare rundt 10 km. Solen består av plasma og er ikke et fast legeme. Den har en differensiell rotasjon (roterer raskere ved ekvator enn ved polene), fordi konveksjon i massen drives av bratte temperaturgradienter fra kjernen og utover.
Vinkelmomentet har en retning mot klokken, sett fra den ekliptiske nordpolen. Perioden til den faktiske rotasjonen er ca. 25,6 dager ved ekvator og 33,5 dager ved polene. Fordi vårt utsiktspunkt går i bane rundt solen, er den tilsynelatende rotasjonen ved ekvator ca. 28 dager. Rotasjonens sentrifugaleffekt er én 18 milliondel av overflategravitasjonen ved ekvator og påvirker ikke formen på solen nevneverdig. Den differensielle rotasjonen er mulig fordi solen består av ionisert gass. Tidevannseffekten fra planetene er enda svakere.
Solens rotasjon ble oppdaget av Galileo Galilei i 1610. Med sitt nykonstruerte teleskop kunne han se solflekkene flytte seg fra dag til dag, fra øst mot vest på solskiven. 
Solen er en stjerne av typen populasjon I. Det vil si at den er relativt ung og relativt rik på tunge grunnstoffer. Dannelsen av solen kan ha blitt utløst av sjokkbølger fra en eller flere nærliggende supernovaer. Et tegn på dette er den store forekomsten av tyngre grunnstoffer, slik som gull og uran, i solsystemet vårt sett i forhold til ved stjerner av typen populasjon II, som er eldre og fattige på disse stoffene. Den store forekomsten kan skyldes endergone reaksjoner fra en supernova. Den kan også skyldes overgang fra et grunnstoff til et annet og tyngre på grunn av nøytronabsorpsjon i en massiv andregenerasjons stjerne.
Et annet tegn på tilførsler fra mer enn én supernova, er at molekylskyen som solsystemet ble dannet av, rommet forskjellige generasjoner av stjernestøv. Inklusjonen i Allende-meteoritten inneholder langt mindre magnesium-26 enn det normale i meteoritter. Dette betyr at deler av skyen var uten radioisotopet aluminium-26, som er råstoff til dannelsen av magnesium-26, mens en annen del av skyen ble tilført dette stoffet.
Solen har ingen klar grense slik steinplanetene har, og i de ytre delene faller tettheten av gassen eksponentielt med økende avstand fra sentrum. Likevel har solen en veldefinert indre struktur. Dens radius måles fra sentrum til kanten av fotosfæren. Utenfor dette laget er gassene for kjølige eller tynne til å stråle noen betydelig mengde lys, og derfor er denne overflaten det som er lettest synlig for det blotte øye.
Solens indre er ikke direkte observerbar og kan ikke fotograferes med elektromagnetisk stråling. Liksom seismologi bruker bølger generert av jordskjelv for å avsløre jordens indre strukturer, bruker helioseismologien trykkbølger (infralyd) som går gjennom solens indre for å måle og visualisere stjernens indre struktur. Datamodellering blir også brukt som et verktøy på de dypere lagene.

Kjernen

En regner at kjernen strekker seg fra sentrum og ut til om lag 20–25 prosent av solens radius. Tettheten i kjernen er opp til 150 g/cm³ (ca. 150 ganger tettheten av vann), og temperaturen er opp mot 15,7 millioner kelvin (K). Til sammenligning er overflatetemperaturen omtrent 5 778 K. Analyser av data fra romfartøyet SOHO bekrefter en raskere rotasjonshastighet i kjernen enn i strålingssonen. I det meste av solens liv produseres det energi ved kjernefysisk fusjon gjennom proton-protonkjeden, en prosess som omdanner hydrogen til helium. Bare 0,8 prosent av energien genereres i CNO-syklusen.
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 kinetiske energi.
Proton-proton-kjeden foregår ca. 9,2×10³⁷ ganger per sekund i kjernen. Reaksjonen bruker fire frie protoner (hydrogenkjerner), og konverterer ca. 3,7×10³⁸ protoner til alfapartikler (heliumkjerner) hvert sekund (av totalt ~8,9×10⁵⁶ frie protoner i solen), eller ca. 6,2×10¹¹ kg per sekund. Fusjon av hydrogen til helium frigjør ca. 0,7 % av massen som energi. 4,26 millioner tonn masse omdannes til 384,6 yottawatt (3,846×10²⁶ W, eller 9,192×10¹⁰ megatonn 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 watt/m³, en tetthet som tilnærmer seg mer reptil metabolisme enn en kjernefysisk bombe. Maksimal energiproduksjon blir sammenlignet med volumetrisk varme som genereres i en aktiv 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 ekspanderer noe mot vekten av de ytre lagene. Dette reduserer fusjonshastigheten og korrigerer perturbasjonen. En liten senking i hastigheten vil avkjøle og krympe kjernen, slik at fusjonshastigheten reverseres.
Gammastrålingen (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 10 000 til 170 000 år. Nøytrinoene, som står for ca. 2 % av energiproduksjonen, tar bare 2,3 sekunder for å nå overflaten. Energitransporten involverer fotoner i termodynamisk likevekt med materie, med en periode på 30 000 000 år. Dette er også tiden solen vil bruke på å stabiliseres hvis hastigheten på energigenereringen i kjernen plutselig skulle endres.
Etter en siste ferd gjennom det konvektive ytre laget til fotosfæren, unnslipper fotonene som 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 nøytrinosvingninger: Solen stråler antallet nøytrinoer forutsagt av teorien, men nøytrinodetektorer manglet 2/3 av dem fordi de hadde endret arom.

Strålingssonen

Fra ca. 0,25 til ca. 0,7 solradier er materien varm og tett nok til at varme i kjernen kan overføres utover (varmestråling). Denne sonen er uten varmekonveksjon. Materien avkjøles fra 7 til ca. 2 millioner kelvin med økende høyde, men denne temperaturgradienten er mindre enn verdien til den adiabatiske temperaturendringen, og kan derfor ikke drive konveksjon. Energi fra kjernen føres utover av lys (fotoner) som reflekteres fra partikkel til partikkel. Fotonene beveger seg med lysets hastighet, men reflekteres så mange ganger at et enkelt foton kan bruke en million år på å passere strålingssonen. Tettheten faller fra 22 g/cm³ til 0,20 g/cm³ fra bunnen til toppen av strålingssonen.
Det finnes et overgangslag (tachocline) mellom den jevne rotasjonen i strålingssonen og den differensielle rotasjonen i konveksjonene, hvor flere påfølgende horisontale lag glir forbi hverandre. Væskebevegelsene i konveksjonssonen forsvinner sakte nedover fra toppen av dette laget og tilpasser seg den roligere strålingssonen under. For tiden er det en hypotese om at en magnetisk dynamo i dette laget genererer solens magnetfelt.

Konveksjonssonen

Fra overflaten og ned til ca. 200 000 km (de ytterste 3/10 av radiusen), er ikke plasmaen tett eller varm nok til å overføre varmeenergi innenfra og utover gjennom stråling. Dermed oppstår varmekonveksjon, hvor varmekolonner frakter varmt materiale til overflaten (fotosfæren). Idet materialet avkjøles ved overflaten, faller det til bunnen av konveksjonssonen, og mottar mer varme fra toppen av strålingssonen. På den synlige soloverflaten er temperaturen 5 778 K, og tettheten er sunket til 0,0000002  g/cm³ (ca. 1/10 000 av tettheten til luft ved havnivå).
Varmekolonnene i konveksjonssonen danner skiftende mønster på overflaten, kalt granuler og supergranuler. Den turbulente konveksjonen i denne ytre delen av solens indre fungerer som en dynamo som produserer magnetiske nord- og sørpoler over hele solens overflate. Solens varmekolonner er Bénard-celler som tenderer mot å være sekskantede prismer.

Fotosfæren

Den synlige overflaten – fotosfæren – er laget under hvor solen blir opakt for synlig lys. Over fotosfæren er sollyset fritt til å forplante seg ut i rommet, og energien forsvinner fullstendig fra solen. Endringen i opasitet skyldes en synkende mengde H⁻-ioner som lett absorberer synlig lys. Motsatt dannes det synlige lyset når elektroner reagerer med hydrogenatomer og produserer H⁻-ioner. Fotosfæren er flere titalls til hundrevis av kilometer tykk og er til dels ugjennomsiktig. Siden den øvre delen er kjøligere enn den nedre, fremstår et bilde av solen lysere i sentrum enn ved ytterkantene av solskiven (kantformørkelse). Sollys har omtrent et spektrum som et sort legeme som indikerer at temperaturen er ca. 5 800 K, ispedd med atomiske absorpsjonslinjer fra tynne lag over fotosfæren. Fotosfæren har en partikkeltetthet på ~10²³ m⁻³ (ca. 0,5 % av partikkelantallet per volum i jordens atmosfære ved havnivå; partikler i fotosfæren er imidlertid elektroner og protoner, så den gjennomsnittlige partikkelen i luft er 58 ganger tyngre).
Tidlige studier av det optiske spekteret av fotosfæren avdekket absorpsjonslinjer som ikke samsvarte med kjente grunnstoffer. I 1868 utarbeidet Norman Lockyer en hypotese om at de skyldtes et grunnstoff som han kalte helium, etter den greske solguden Helios. 25 år senere ble helium isolert på jorden.

Atmosfæren

Over fotosfæren ligger solens atmosfære. Den kan ses med teleskoper som opererer på tvers av det elektromagnetiske spekteret, fra radiobølger via synlig lys til gammastråler, og består av fem  soner: Minimumstemperaturens region, kromosfæren, overgangsregionen, koronaen og heliosfæren. Kromosfæren, overgangsregionen og koronaen er mye varmere enn overflaten. Årsaken er ikke kjent; bevis antyder at Alfvénbølger har tilstrekkelig energi til å varme opp koronaen. Heliosfæren strekker seg utover forbi banen til Pluto til heliopausen hvor den danner en skarp sjokkfrontgrense med den interstellare materien.
Temperaturminimumsregionen ca. 500 km over fotosfæren, med en temperatur på ca. 4 100 K, er kjølig nok til å støtte enkle molekyler som karbonmonoksid og vann, som kan oppdages av absorpsjonsspektrene.
Over denne er et ca. 2 000 km tykt lag dominert av et spektrum av stråling av absorpsjonslinjer. Dette kalles kromosfæren fra den greske roten chroma, som betyr farge, fordi kromosfæren er synlig som et farget glimt ved begynnelsen og slutten av totale solformørkelser Temperaturen øker gradvis med høyden, og strekker seg opp til ca. 20 000 K nær toppen. I den øvre delen av kromosfæren blir helium delvis ionisert.
Over kromosfæren, i en ca. 200 km overgangsregion, stiger temperaturen raskt fra ca. 20 000 K i den øvre kromosfæren til koronatemperaturer nærmere 1 000 000 K. Temperaturøkningen lettes av den fulle ioniseringen av helium i overgangsregionen, som reduserer strålingskjølingen av plasma betydelig. Overgangsregionen oppstår ikke ved noen veldefinerte høyder, men danner en nimbus rundt kromosfæriske formasjoner som spikuler og glødetråder. Den er ikke lett synlig fra jorden, men kan observeres fra rommet med instrumenter sensitive for ekstreme ultrafiolette deler av spekteret.
Koronaen er den utvidede ytre atmosfæren, som er mye større i volum enn selve solen. Koronaen utvider seg kontinuerlig ut i rommet og danner solvinden som fyller hele solsystemet. Den lave koronaen, nær overflaten, har en partikkeltetthet på ca. 10¹⁵–10¹⁶ m⁻³. Gjennomsnittstemperaturen i koronaen og solvinden er ca. 1 000 000–2 000 000 K; i de varmeste regionene er det imidlertid 8 000 000–20 000 000 K. Ingen komplett teori gjør per dato rede for temperaturen, men noe av varmen kommer fra magnetisk omkobling.
Heliosfæren – rommet som er fylt med solvindens plasma, strekker seg fra ca. 20 solradier (0,1 AE) til de ytre utkantene av solsystemet. Den starter der hvor  strømmen av solvinden blir superalfvénisk – raskere enn hastigheten til Alfvénbølger. Heliosfærens turbulens og dynamiske krefter kan ikke påvirke koronaen, som kun formes ved hastigheter tilsvarende Alfvénbølger. Solvinden ferdes kontinuerlig utover gjennom heliosfæren, og gir magnetfeltet en sprialform før den treffer heliopausen mer enn 50 AE fra solen. I desember 2004 passerte Voyager 1-sonden gjennom sjokkfronten som antas å være en del av heliopausen. Begge Voyager-sondene registrerte høyere nivåer av energipartikler da de nærmet seg grensen.

Magnetfeltet

Solen er magnetisk aktiv. Magnetfeltets retning reverseres omtrent hvert ellevte år rundt solmaksimum, og fører til solaktivitet, deriblant solflekker på overflaten, solstormer og variasjoner i solvinden som frakter materialer gjennom solsystemet. Dette har flere effekter på jorden, blant annet polarlys ved moderat til høye breddegrader, og forstyrrelser av radiokommunikasjoner og elektrisk kraft. Solaktiviteten endrer strukturen til jordens ytre atmosfære og antas å ha spilt en stor rolle i solsystemets opprinnelse og utvikling.
Gass- eller plasmaformen gjør at solen roterer raskere ved ekvator (ca. 25 dager) enn ved høyere breddegrader (ca. 35 dager nær polene). Differensiell rotasjon mellom breddegradene vrir magnetfeltlinjene sammen over tid, og forårsaker at magnetfelt-looper skytes ut fra solens overflate og trigger dannelsen av solflekker og fakler (se magnetisk omkobling). Denne vridningen danner soldynamoen og en elleveårig solsyklus med magnetisk aktivitet mellom hver gang solens magnetfelt blir reversert.
Magnetfeltet strekker seg godt utenfor solen. Den magnetiserte solvindplasmaen frakter magnetfeltet ut i rommet og danner det interplanetariske magnetfeltet. Siden plasmaen kun kan bevege seg langs magnetfeltlinjene, er det interplanetariske magnetfeltet i utgangspunktet strukket radialt bort fra solen. Fordi feltene over og under ekvator har ulike polariteter som peker bort fra solen, finnes det et tynt lag i ekvatorplanet som kalles det heliosfæriske strømningssjiktet. Ved større avstander vrir rotasjonen magnetfeltlinjene og strømningssjiktet inn i arkimediske spiraler som kalles Parkerspiraler. Det interplanetariske magnetfeltet er mye sterkere enn den dipole komponenten i solens magnetfelt. Solens magnetiske dipolfelt på 50–400 μT (i fotosfæren) reduseres med tredje potens av avstanden til ca. 0,1 nT ved avstanden av jorden. Ifølge observasjoner med romfartøy er imidlertid det interplanetariske feltet ved jordens plassering omtrent 100 ganger større ved ca. 5 nT.

Kjemisk sammensetning

Grunnstoffene hydrogen og helium utgjør henholdsvis 74,9 % og 23,8 % av massen i fotosfæren. Alle tyngre grunnstoffer, i astronomien kalt metaller, utgjør mindre enn 2 % av massen. De mest rikelige metallene er oksygen (omtrent 1 %), karbon (0,3 %), neon (0,2 %) og jern (0,2 %).
Solen arvet den kjemiske sammensetningen fra den interstellare materien som den er dannet fra: hydrogenet og heliumet ble dannet av Big Bang-nukleosyntese. Metallene ble produsert av stjernenukleosynteser i generasjoner av stjerner som fullførte stjerneutviklingen og returnerte materialet til det interstellare materiet før dannelsen av solen. Den kjemiske sammensetningen av fotosfæren blir vanligvis ansett som representativ for sammensetningen av det opprinnelige solsystemet. Siden solens dannelse har noe av heliumet og de tyngre grunnstoffer forflyttet seg ut av fotosfæren. Derfor inneholder fotosfæren noe mindre helium og kun 84 % av de tyngre grunnstoffene som solen hadde som protostjerne – 71,1 % hydrogen, 27,4 % helium og 1,5 % metaller.
I den indre delen har kjernefysisk fusjon endret sammensetningen ved å konvertere hydrogen til helium, så den innerste delen består nå av omtrent 60 % helium, mens metallforekomsten er uendret. Siden det indre av solen er strålingsdrevet og ikke konvektiv (se egenskaper over), har ingen av fusjonsproduktene fra kjernen steget til fotosfæren.
Mengden av tunge grunnstoffer måles vanligvis både ved bruk av spektroskopi av fotosfæren og ved måling av mengde i meteoritter som aldri har vært oppvarmet til smeltetemperaturer. Disse meteorittene antas å ha beholdt sammensetningen til solen fra den var en protostjerne og er ikke påvirket av nye tunge grunnstoffer. Målingene fra de to metodene stemmer generelt sett overens.

Enkeltioniserte jerngruppeelementer

På 1970-tallet fokuserte forskningen på mengden av jerngruppeelementer i solen. Det ble gjennomført betydelige undersøkelser, men å fastsette mengden på blant annet kobolt og mangan var vanskelig før 1978 på grunn av deres hyperfinstrukturer.
Den første i hovedsak komplette oscillatorstyrken for enkeltioniserte jerngruppeelementer ble tilgjengelig på 1960-tallet, og forbedrede oscillatorstyrker ble kalkulert i 1976. I 1978 ble mengden av enkeltioniserte elementer i jerngruppen avledet.

Solens og planetenes massefordelingsforhold

Ulike forfattere har vurdert et massefraksjoneringsforhold mellom den isotopiske sammensetningen av solens og planetenes edelgasser, deriblant neon og xenon. Troen på at hele solen hadde samme sammensetning som atmosfæren, var likevel utbredt frem til 1983.
I 1983 ble det hevdet at det var fraksjonering i solen selv som forårsaket fraksjoneringsforholdet mellom den isotopiske sammensetningen av planetare og solare edelgassene brakt dit av solvinden.

Solflekker og solflekksyklus

Ved observasjon av solen med riktig filtrering er solflekkene vanligvis de mest umiddelbare synlige formasjonene. De er veldefinerte flater som fremstår mørkere enn omgivelsene grunnet lavere temperaturer, og er områder med intens magnetisk aktivitet hvor konveksjon hemmes av sterke magnetfelt som reduserer energioverføringen fra det varme indre til overflaten. De magnetiske feltene oppvarmer koronaen og danner aktive regioner som er kilden til intense solstormer og koronamasseutbrudd. De største solflekkene kan være titusenvis av kilometer på tvers.
Antall synlige solflekker varierer med en syklus på elleve år (solflekksyklusen). Ved et solminimum er det få eller ingen synlige solflekker. De som viser seg befinner seg ved høye breddegrader. Når solflekksyklusen utvikler seg, øker antallet og beveger seg nærmere ekvator (Spörers lov). Solflekkene eksisterer vanligvis i par med motsatt magnetisk polaritet. Den magnetiske polariteten til den ledende solflekken veksler; den er magnetisk nordpol i én solsyklus og magnetisk sørpol i den neste.
Solflekksyklusen påvirker romvær og solens klima siden luminositet har direkte sammenheng med magnetisk aktivitet. Solens aktivitetsminimum synes å korrelere med lavere temperaturer, og lengre enn gjennomsnittlige solflekksykluser synes å korrelere med høyere temperaturer. Fra 1400-tallet frem mot rundt 1850 var solflekksyklusen sterkt redusert. Perioden 1645–1715 er kjent som Maunder Minimum eller den lille istid, og Europa opplevde uvanlig lave temperaturer. Tidligere utvidede minimum har blitt oppdaget gjennom analyser av treringer og synes å ha sammenfalt med globalt lavere temperaturer enn gjennomsnittet.

Mulig langtidssyklus

En nyere teori hevder at tre magnetiske ustabiliteter i solens kjerne forårsaker svingninger med perioder på enten 41 000 eller 100 000 år. Disse kan gi en bedre forklaring på istidene enn Milanković-syklusene.

Protostjerne

Solen ble dannet for ca. 4,57 milliarder år siden fra kollapsen av en del av en gigantisk molekylsky som for det meste bestod av hydrogen og helium og som sannsynligvis ga grunnlag for mange andre stjerner. Alderen er estimert av datasimulering av stjerneutviklingen og nukleokosmokronologi. Det eldste materialet i solsystemet er radiometrisk datert til 4,567 milliarder år gammelt. Meteoritter med spor av stabile datterkjerner av kortlevde isotoper – deriblant jern-60 (⁶⁰Fe), som kun dannes i eksploderende kortlevde stjerner – indikerer at en eller flere supernovaer har funnet sted nær stedet hvor solen ble dannet.
En sjokkbølge fra en nærliggende supernova utløste komprimering av gasser i molekylskyen. En del av skyen kollapset under sin egen gravitasjon, begynte å rotere på grunn av bevaring av drivmoment og ble varmet opp med et økende trykk. Mye av massen ble samlet i sentrum mens det resterende flatet ut til en skive som ble planeter og andre solsystemlegemer. Gravitasjon og trykk i kjernen av skyen genererte varme når den samlet mer gass fra den omkringliggende skiven. Til slutt ble kjernefysisk fusjon satt i gang og vår sol ble født.

Hovedseriestjerne

Solen er om lag halvveis i sin hovedserieutvikling hvor kjernefysiske fusjonsreaksjoner i kjernen fusjonerer hydrogen til helium. Hvert sekund omdannes 4,26 millioner tonn materie til energi i kjernen, og produserer nøytrinoer og solstråling. Med denne hastigheten har solen så langt omgjort omkring 100 jordmasser med materie til energi, og vil tilbringe ca. 10 milliarder år som en hovedseriestjerne.

Rød kjempe

Solen har ikke nok masse til å eksplodere som en supernova, men vil om ca. fem milliarder år bli en rød kjempe. Når hydrogenet i kjernen er oppbrukt, vil de ytre lagene utvides og kjernen trekke seg sammen og varmes ytterligere opp. Hydrogenfusjonen vil fortsette langs et skall som omgir en kjerne av helium som vil utvide seg jevnt og trutt etter hvert som mer helium produseres. Når kjernetemperaturen når ca. 100 millioner kelvin, vil heliumfusjonen i kjernen begynne å produsere karbon, og solen vil gå inn i en AGB-fase.

Planetarisk tåke

Etter den røde kjempefasen vil intense varmepulseringer gjøre at solen kaster de ytre lagene og danner en planetarisk tåke. Det eneste som blir igjen etter at de ytre lagene er kastet, vil være den ekstremt varme kjernen som sakte nedkjøles og falmer som en hvit dverg over flere milliarder år. Dette stjerneutviklingsscenarioet er typisk for stjerner med liten til middels stor masse.

Jordens skjebne

Som rød kjempe vil solen ha en maksimal radius utenfor jordens nåværende bane, 1 AE (1,5×10¹¹ m), 250 ganger sin nåværende radius. Innen den blir en AGB-stjerne, vil den miste omtrent 30 % av sin nåværende masse på grunn av stjernevinden, som igjen vil skyve planetenes baner utover. Nyere forskning antyder at jorden vil svelges av solens tidevannskrefter. Selv om jorden unnslipper forbrenning, vil alt vann koke bort og det meste av atmosfæren vil forsvinne ut i rommet.
Selv under sin nåværende fase i hovedserien blir solen gradvis mer lyssterk (ca. 10 % for hver milliard år), og overflatetemperaturen stiger sakte. Solen var svakere i fortiden, noe som muligvis er grunnen til at liv på jorden kun har eksistert på land i ca. 1 milliard år. Økningen i solens temperatur er slik at om ca. ytterligere én milliard år vil overflaten på jorden sannsynligvis bli for varm til at det kan forekomme flytende vann, noe som vil bety slutten for alt jordisk liv.

Sollys

Sollys er jordens primærkilde til energi. Solkonstanten er den mengden energi som solen utgjør per enhet areal som er direkte utsatt for sollys, og tilsvarer omtrent 1 368 W/m² ved en avstand på én astronomisk enhet (AE) fra solen (på eller nær jorden). Sollyset på jordens overflate dempes av jordens atmosfære slik at mindre effekt treffer overflaten – nærmere 1 000 W/m² ved klar himmel når solen er nær senit.
Solenergien brukes til mange naturlige og syntetiske prosesser. Fotosyntese i planter gjør den om til oksygen og reduserer karbonsammensetningen. Direkte oppvarminger eller elektrisk konvertering ved solceller brukes av solkraftutstyr for å generere elektrisitet eller utføre annet nyttig arbeid, for eksempel konsentrert solkraft. Energien i petroleum og andre fossile brensler ble omgjort fra sollys av fotosyntesen i en fjern fortid.

Bevegelse og beliggenhet i galaksen

Solen ligger nær den indre kanten av Melkeveigalaksens Orion-arm i det lokale dunet eller Gould-beltet i en hypotetisk avstand på 7,5–8,4 kpc (25 000–28 000 lysår fra det galaktiske sentrum, beliggende i den lokale boblen, et glissent område med varm gass, muligvis produsert av supernovaresten Geminga. Avstanden mellom den lokale armen og den neste armen ut, Persevs-armen, er på ca. 6 500 lysår. Solen, og dermed solsystemet, ligger i en galaktisk beboelig sone.
Retningen som solen ferdes i gjennom rommet i Melkeveien relativt til andre nærliggende stjerner (Solapex), er mot stjernen Vega i stjernebildet Lyren. Den holder en vinkel på ca. 60 grader mot retningen til det galaktiske sentrumet.
Banen rundt galaksen forventes å være grovt elliptisk med tillegg av perturbasjoner på grunn av de galaktiske spiralarmene og ikke-ensrettede massefordelinger. I tillegg oscillerer solen opp og ned relativt til det galaktiske planet ca. 2,7 ganger per bane. Det har blitt argumentert med at solens passering gjennom spiralarmene med høyere tetthet ofte sammenfaller med masseutryddelser på jorden, muligvis på grunn av økte nedslag. Solsystemet bruker mellom 225 og 250 millioner år på en bane rundt galaksen (et galaktisk år), og det antas dermed at solen vil fullføre 20–25 omløp i løpet av sin levetid. Omløpshastigheten rundt det galaktiske senteret er 251 km/s, og solsystemet bruker omkring 1 190 år på å ferdes ett lysår, eller syv dager på å ferdes én AE.
Solens bevegelse om massefellespunktet i solsystemet kompliseres av perturbasjoner fra planeter. Hvert par hundre år bytter bevegelsen mellom prograd og retrograd.

Solnøytrinoene

Antallet elektronnøytrinoer fra solen oppdaget på jorden var i mange år ¹⁄₃–¹⁄₂ av antallet forutsagt av standard solmodellen. Avviket ble kalt solnøytrinoproblemet. Teorier forsøkte å redusere temperaturen i solens indre for å forklare den lavere nøytrinofluksen, eller hevde at elektronnøytrinoer kunne oscillere – forandres til ikke-sporbare tau og myonnøytrino på vei fra solen til jorden. Flere nøytrinoobservatorier ble bygget på 1980-tallet for å måle fluksen fra solnøytrinoene så nøyaktig som mulig, deriblant Sudbury Neutrino Observatory i Canada og Kamiokande-laboratoriet i Japan.
Observasjonene førte til oppdagelsen av at nøytrinoer har en svært lav hvilemasse og at de oscillerer. Sudbury Neutrino Observatory oppdaget i 2001 alle tre typene av nøytrinoer direkte, og fant at solens totale nøytrinoutstråling stemte overens med standard solmodellen. Avhengig av nøytrinoenergien er bare en tredjedel av nøytrinoene sett på jorden av elektrontypen. Andelen er forutsagt av Mikheyev–Smirnov–Wolfenstein-effekten (materieeffekten) som beskriver nøytrinooscillasjon i materie, og anses som et løst problem.

Oppvarmingen av koronaen

Den optiske overflaten (fotosfæren) har en temperatur på omtrent 6 000 K. Over den ligger koronaen, hvor temperaturen stiger opp til 1 000 000–2 000 000 K. Koronaens høye temperatur viser at den varmes opp av noe annet enn direkte varmekonduksjon fra fotosfæren.
Energien som varmer opp koronaen, antas å komme fra turbulent bevegelse i konveksjonssonen under fotosfæren, og to mekanismer kan forklare oppvarmingen av koronaen. Den første er bølgeoppvarming, hvor lyd-, gravitasjonelle eller magnetohydrodynamiske bølger dannes av turbulens i konveksjonssonen, forflytter seg oppover og spres i koronaen hvor de overfører energien til den omkringliggende gassen i form av varme. Den andre er magnetisk oppvarming, hvor den magnetiske energien kontinuerlig bygges opp av fotosfærens bevegelser og frigjøres gjennom magnetisk omkobling i form av store solstormer og utallige lignende, men mindre hendelser – nanostormer.
Det er uklart om bølger er effektive til oppvarming. Alle bølger unntatt Alfvénbølger spres eller brytes opp før de når koronaen, og Alfvénbølger spres ikke lett i koronaen. Dagens forskning fokuserer på stormer som varmemekanismer.

Den svake unge solen

Modeller antyder at solen for 3,8–2,5 milliarder år siden, under den arkeiske perioden, bare var ca. 75 % så lyssterk som i dag. En så svak stjerne ville ikke kunne holde vann flytende på jordens overflate, og dermed skulle ikke liv kunne utvikle seg. Geologiske registreringer viser imidlertid at jorden har opprettholdt en relativt konstant temperatur gjennom hele sin historie, og at den unge jorden endog var noe varmere enn i dag. Atmosfæren til den unge jorden inneholdt en mye større mengde drivhusgasser (som karbondioksid, metan og/eller ammoniakk) enn i dag. De fanget tilstrekkelig varme for å kompensere for den mindre mengden solenergi som nådde planeten.

Tidlig forståelse

Solen har vært gjenstand for ærefrykt i mange kulturer. Menneskehetens mest grunnleggende forståelse av solen er som en lyssterk skive på himmelen, hvis tilstedeværelse over horisonten utgjør dagen og fraværet utgjør natten. I mange forhistoriske og gamle kulturer var solen tenkt å være en solar guddom eller annet overnaturlig fenomen. Dyrkningen av solen var sentral i sivilisasjoner som Inkariket i Sør-Amerika og blant aztekerne i dagens Mexico.
Mange fornminner ble konstruert med solfenomener i tankene; deriblant markerte megalittiske monumenter av stein sommer- og vintersolverv nøyaktig (noen av monumentene ligger i Nabta Playa, Egypt, Mnajdra, Malta, og ved Stonehenge, England); Newgrange, et forhistorisk menneskebygd fjell i Irland, ble utformet for å oppdage vintersolverv; den mayiske pyramiden El Castillo i Chichén Itzá i Mexico er utformet for å kaste skygger i form av slanger som kveiler seg nedover pyramiden ved vår- og høstjevndøgn.
I det sene romerriket ble solens fødselsdag feiret som Sol Invictus («ubeseiret sol») rett etter vintersolverv, noe som kan ha vært en forløper til julen. I forhold til fiksstjernene ser solen sett fra jorden ut til å rotere én gang per år langs ekliptikken langs Dyrekretsen, og greske astronomer betraktet den som en av de syv planetene (gresk planetes, «vandrere»), hvoretter de syv ukedagene har fått navn i noen språk.

Vitenskapelig forståelse

Tidlig i det første årtusen f.Kr. observerte babylonske astronomer at solens bevegelse langs ekliptikken ikke var uniform. Dette skyldes jordens elliptiske bane rundt solen, der jorden beveger seg raskere når den er nær solen ved perihel og langsommere når den er lengre unna ved aphel.
Den greske filosofen Anaxagoras resonnerte at solen var en gigantisk flammende ball av metaller, til og med større enn Peloponnesus snarere enn Helios' vogn, og at månen reflekterte solens lys. Han ble fengslet og dømt til døden for heresi, men ble løslatt etter intervensjon fra Perikles. Eratosthenes anslo avstanden mellom jorden og solen i det tredje århundre f.Kr. som «av stadier myriader 400 og 80000». En oversettelse kan implisere 4 080 000 stadia (755 000 km) eller 804 000 000 stadia (148–153 millioner kilometer, eller 0,99–1,02 AE); sistnevnte verdi er riktig innenfor noen få prosent. I det første århundret e.Kr. anslo Ptolemaios avstanden til 1 210 ganger jordens radius, omtrent 7,71 millioner kilometer (0,0515 AE).
Teorien om at solen var sentrum som planetene beveget seg rundt (heliosentrisme), ble foreslått av greske Aristarkhos av Samos i det tredje århundre f.Kr., og senere adoptert av Selevkos av Seleukia. Den ble utviklet til en fullt prediktiv matematisk modell om et heliosentrisk system i det 16. århundre av Nikolaus Kopernikus. Tidlig på 1600-tallet gjorde teleskopet det mulig for Thomas Harriot, Galileo Galilei og andre astronomer å observere solflekker i detalj. Galilei hevdet at de befant seg på solens overflate, og ikke var små objekter som passerte mellom jorden og solen. Solflekker ble også observert siden Han-dynastiet (206 f.Kr – 220 e.Kr.) av kinesiske astronomer som vedlikeholdt registreringer av disse observasjonene i århundrer. På 1100-tallet ga den spansk-marokkanske filosofen Averroës en beskrivelse av solflekker.
Arabiske astronomiske bidrag omfatter blant annet Al-Battanis oppdagelse av at retningen til solens eksentrisitet endres, og Ibn Yunus' observasjon av mer enn 10 000 oppføringer av solens posisjon over mange år ved bruk av store astrolabium
Venuspassasjen ble først observert i 1032 av den persiske astronomen og universalgeniet Avicenna, som konkluderte med at Venus er nærmere jorden enn solen. En Merkurpassasje ble observert av Ibn Bajjah i det 12. århundre.
I 1672 fastsatte Giovanni Cassini og Jean Richer avstanden til Mars og var dermed i stand til å kalkulere avstanden til solen. Isaac Newton observerte solens lys ved bruk av prisme og viste at det bestod av lys i mange farger. William Herschel oppdaget infrarød stråling forbi den røde delen av solens spektrum i 1800. I 1814 oppfant den tyske optikeren Joseph von Fraunhofer spektroskopet, og innledet spektroskopiske studier av solen; han registrerte 574 mørke linjer i spektrumet, som ble kjent som Fraunhoferlinjer. I 1852 påviste den tyske fysikeren Gustav Kirchhoff og den tyske kjemikeren Robert Wilhelm Bunsen at dette var atomiske absorpsjonslinjer som skyldtes eksistensen av ulike grunnstoffer i solen.
I de tidlige årene av den moderne vitenskapelige æraen var kilden til solens energi et betydelig puslespill. William Thomson Kelvin foreslo at solen var et gradvis avkjølende flytende legeme som strålte ut et indre lager av varme. Kelvin og Hermann von Helmholtz foreslo en gravitasjonsammentrekningsmekanisme for å forklare energiproduksjonen. Aldersestimatet ble dessverre på bare 20 millioner år, mye kortere enn de minst 300 millioner år som geologiske oppdagelser antydet. I 1890 foreslo Joseph Norman Lockyer, som oppdaget helium i solens spektrum, en meteorittisk hypotese for solens dannelse og utvikling.
I 1904 foreslo Ernest Rutherford at solens produksjon kunne opprettholdes med radioaktivitet som en indre kilde til varme. Albert Einstein ga i 1905 essensielle ledetråder til solens energiproduksjon med masse-energi-ekvivalensrelasjonen E = mc².
I 1920 foreslo Arthur Eddington at trykket og temperaturen i solens kjerne kunne produsere kjernefysiske fusjonsreaksjoner som slo sammen hydrogener (protoner) til heliumkjerner, og dermed produsere energi ut av nettoendringen i massen. Overvekten av hydrogen i solen ble bekreftet av Cecilia Payne i 1925. Det teoretiske konseptet med fusjon ble utviklet i 1930-årene av astrofysikerne Subramanyan Chandrasekhar og Hans Bethe. Hans Bethe kalkulerte detaljene for de to viktigste energiproduserende kjernefysiske reaksjonene som driver solen.
En artikkel fra 1957 av Margaret Burbidge med tittelen «Synthesis of the Elements in Stars» demonstrerte at det meste av grunnstoffene i universet hadde blitt syntetisert av kjernefysiske reaksjoner i stjerner, som vår sol.

Romfartsoppdrag

De første satellittene som observerte solen, var NASAs Pioneer 5, 6, 7, 8 og 9, som ble skutt opp mellom 1959 og 1968. Sondene gikk i bane rundt solen i omtrent samme avstand som jorden, og utførte de første detaljerte målingene av solvinden og solens magnetfelt. Pioneer 9 overførte data frem til mai 1983.
Orbiting Solar Observatory (OSO) var en serie på ni sonder, hvorav de åtte første ble skutt opp av NASA mellom 1962 og 1975. Deres primære oppgave var å observere en 11-årig solflekksyklus gjennom ultrafiolett lys og røngtenstråler. Den niende sonden (Solwind) ble skutt opp 24. februar 1979 og var ment å gi større innsikt i solvindene. Sonden var aktiv frem til 13. september 1985, men returnerte begrensede data grunnet tekniske feil.
På 1970-tallet ga de to Helios-sondene og Skylabs Apollo Telescope Mount betydelige nye data om solvinden og solens korona. Helios-sondene var et samarbeid mellom USA og Tyskland, og studerte solvinden fra en bane som ved perihelium førte sondene på innsiden av banen til Merkur. De ble skutt opp 14. desember 1974 (Helios A) og 15. januar 1976 (Helios B), og returnerte data frem til henholdsvis 23. desember 1979 (Helios B) og 18. februar 1985 (Helios A).
Romstasjonen Skylab, som ble skutt opp av NASA 14. mai 1973, hadde en solar observatoriemodul (Apollo Telescope Mount) som ble operert av astronauter bosatt på stasjonen. Skylab utførte de første tidsbestemte observasjonene av solens overføringsregion og av ultrafiolette utslipp fra solens korona. Dette ga blant annet de første observasjonene av koronamasse-utbrudd («koronatransienter») og av koronahull, nå kjent å være direkte tilknyttet solvinden.
International Cometary Explorer ble skutt opp 12. august 1978 som et samarbeidsprosjekt mellom NASA og ESA. Den var den første sonden som ble plassert i en halobane ved Lagrange-punktet L₁. Den ble senere sendt mot kometen 21P/Giacobini–Zinner, og ble den første sonden til å passere gjennom en komets hale i en avstand av rundt 7800 km. Sonden undersøkte grensene til jordens ytterste magnetosfære og solvindenes struktur rundt denne, mekanismene rundt jordens plasmaskjold, kosmisk stråling og solstormene i den interplanetariske regionen nær 1 AU, og var aktiv frem til mai 1997.
De 14. februar 1980 ble Solar Maximum Mission sendt opp av NASA. Romfartøyet var konstruert for å observere gammastråling, røntgenstråling og ultrafiolett stråling fra solstormer i løpet av en periode med høy aktivitet og høy lysstyrke fra solen. Bare et par måneder etter oppskytning førte en elektronikkfeil til at sonden gikk inn i hvilemodus, og de neste tre årene forble den inaktiv. I 1984 hentet Challenger-oppdraget sonden og reparerte feilen før den ble sendt tilbake i bane. Solar Maximum Mission tok senere tusenvis av bilder av solens korona før den gikk inn i jordens atmosfære igjen og brant opp 2. desember 1989.
I 1991 observerte Japans Yohkoh («Solstråle») solstormer ved røntgenbølgelengder. Sonden identifiserte flere typer stormer, og viste at koronaen i områder hvor aktiviteten ikke var på topp var mye mer dynamisk og aktiv enn tidligere antatt. Yohkoh observerte hele solsyklusen, men gikk inn i hvilemodus da en ringformet formørkelse i 2001 gjorde at den mistet låsingen mot solen. Sonden ble ødelagt da den gikk inn i atmosfæren igjen i 2005.
Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) ble skutt opp 2. desember 1995 som et fellesprosjekt mellom Den europeiske romfartsorganisasjon og NASA, og ble operativ i mai 1996. Opprinnelig var oppdraget planlagt å vare i to år, men sonden har vært operativ i 22 år. Den 2. oktober 2009 godkjente man en forlengelse til 31. desember 2012, den 29. november 2012 ble oppdraget utvidet til 31. desember 2014, den 19. juni 2013 ble det utvidet til desember 2016, den 22. november 2016 ble oppdraget utvidet til 31. desember 2018 og den 7. desember 2017 ble oppdraget utvidet til slutten av 2020.
SOHO befinner seg ved Lagrange-punktet mellom solen og jorden (hvor tyngdekraften er lik fra begge), og har dermed gitt en konstant visning av solen ved mange ulike bølgelengder. Dens hovedoppgave har vært å forsyne sanntids informasjon om romvær. Den 5. juli 2016 hadde SOHO også oppdaget 3 168 kometer, hovedsakelig små kometer som passerer så nær solen at de brenner opp. 
Sonden Solar Dynamics Observatory (SDO) ble skutt opp 11. februar 2010, med en oppdragslengde på fra 5 til 10 år. Oppdragets formål er å øke forståelsen av solens påvirkning på jorden og området nær jorden, ved å studere solens atmosfære i mange bølgelengder samtidig over små tidsskalaer og områder. SDO studerer hvordan solens magnetfelt genereres og er strukturert, hvordan den lagrede magnetiske energien konverteres og frigjøres i heliosfæren og i georommet i form av solvind, og studerer energetiske partikler og variasjoner i sollyset.
Ulysses-sonden ble skutt opp 6. oktober 1990 for å studere polområdene, mens andre satellitter hittil bare hadde observert ekvatoriale regioner i detalj fra ekliptikken. Sonden dro først til Jupiter for å «slynge» seg rundt planeten og inn i en bane som ville ta den høyt over ekliptikken. Den var godt plassert for å observere kollisjonen mellom kometen Shoemaker-Levy 9 og Jupiter i 1994. Så snart Ulysses gikk inn i den planlagte banen, begynte den å observere solvinden og styrken på magnetfeltet fra høye breddegrader. Den fant at solvinden ved høye breddegrader beveget seg med ca. 750 km/s – lavere enn forventet, og at store magnetiske bølger slapp ut fra høyere breddegrader og spredte galaktisk kosmisk stråling. Sonden var operativ frem til 30. juni 2009.
NASAs WIND ble skutt opp 1. november 1994 for å studere radio og plasma i solvinden og i jordens magnetosfære før solvinden når jorden. Sonden har kretset rundt solen i Lagrange-punktet L₁ siden mai 2004, og gjør dette fortsatt per 29. september 2019.
NASAs Advanced Composition Explorer (ACE) ble oppskutt 25. august 1997 for å studere energipartikler fra solvindene, interplanetarisk materie og andre kilder. Romsonden har nok drivstoff til å være aktiv frem til 2024. Sanntidsdata fra ACE brukes av Space Weather Prediction Center for å forbedre varsler om solstormer.
NASAs romteleskop TRACE (Transition Region and Coronal Explorer) ble skutt opp 2. april 1998 for å undersøke forbindelser mellom finskalede magnetfelt og plasmastrukturer ved å observere fotosfæren og overgangsregion til koronaen. Sonden returnerte sitt siste vitenskapelige bilde den 21. juni 2010.
Mengden av grunnstoffer i fotosfæren er godt kjent fra spektroskopiske studier, men sammensetningen av solens indre er dårligere forstått. Genesis-sonden, som skulle samle prøver av solvinden, var konstruert for å måle sammensetningene av metallene direkte. Den ble sendt opp 3. august 2001 og returnerte til jorden i 2004, men ble skadet da fallskjermen feilet under åpning da sonden gikk inn i jordatmosfæren igjen. Enkelte brukbare data ble likevel hentet ut fra sonden for analyser.
Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI) ble skutt opp av NASA 5. februar 2002, og studerte hovedsakelig de fysiske egenskapene til partikkelakselerasjon og eksplosive energiutløsninger i solstormene. Oppdraget var opprinnelig ment å vare i 2 år, men var aktiv frem til 2018. På grunn av kommunikasjonsvanskeligheter med sonden, opphørte det vitenskapelige oppdraget den 11. april 2018 Kl 01:50 GMT. Sonden ble utrangert den 16. august 2018. Sonden vil fortsette i sin bane inntil den kommer inn igjen i Jordens atmosfære, sannsynligvis så tidlig som i 2022.
Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) ble skutt opp 22. oktober 2006. To identiske romsonder ble skutt opp i bane, hvilket gjorde at de (henholdsvis) dras lengre foran og faller gradvis bak jorden. Dette gjør det mulig å stereografisk fotografere solen og fenomener på solen, som for eksempel koronamasseutbrudd. Sondene har også oppdaget 122 dobbeltstjerner og blitt brukt til å observere flere hundre variable stjerner. Da de passerte jordens Lagrange-punkter L₄ og L₅ i slutten av 2009, letet de etter trojanske asteroider. Den 6. februar 2011 var de to sondene nøyaktig 180° fra hverandre, og tillot for første gang hele solen å bli sett samtidig.
Hinode (japansk: ひので, «soloppgang») ble skutt opp 22. september 2006 som et fellesprosjekt mellom Japan Aerospace Exploration Agency, USA og Storbritannia, og den tok sine første bilder 28. oktober 2006. Dataene lastes ned til Svalbard satellittstasjon, derifra overføres dataene med fiberoptisk sjøkabel til Harstad og videre til resten av verden. Oppdraget er å studere magnetosfæren og interaksjonen mellom magnetfeltet og koronaen med optiske instrumenter i områdene ekstremt ultrafiolett og røngten, for å øke vår forståelse av mekanismene bak atmosfæren og solens plasmautbrudd. Oppdraget vil vare til 2020, med en mulig forlengelse til 2022.
ESAs Solar Monitoring Observatory ble skutt opp 7. februar 2008, og ble tilkoblet Den internasjonale romstasjonen den 11. februar 2008. Sonden har en planlagt levetid på 10 år. I 2012 roterte stasjonen slik at sonden kunne observere solen gjennom en full solrotasjon. Sonden har som oppgave å studere solens irradians.
Sonden Koronas-Foton ble skutt opp fra Plesetsk kosmodrom i Russland den 30. januar 2009, for å utforske akkumuleringen av fri energi i solens atmosfære, akselrerte partikkelfenomener og solstormer, og korrelasjonen mellom solaktiviteten og magnetiske stormer på jorden. Den 5. juli 2009 registrerte sonden det mektigste utbruddet på solen dette året, som varte i 11 minutter fra 06:07 til 06:18 GMT. Røngtenstråleintensiteten nådde С2.7 på en 5-graders skala. Den 1. desember 2009 fikk sonden problemer med strømforsyningen.
Den russiske satellitten PICARD ble skutt opp 15. juni 2010 for å måle solens irradians, diameter og form, samt solens indre ved bruk av helioseismologi. Målingene vil kunne brukes til å studere variasjonene deres som en funksjon av solaktiviteten. Siste kontakt med sonden var 4. april 2014.
NASAs Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) ble skutt opp 28. juni 2013 fra Vandenberg Air Force Base i California. IRIS returnerte sine første bilder av solens atmosfære den 17. juli 2013. Sonden skal studere hvilken ikke-termisk energi som dominerer kromosfæren, overgangsregionen, koronaen og heliosfæren, hvordan kromosfæren regulerer overføring av masse og energi til koronaen og heliosfæren, hvordan magnetiske utbrudd oppstår i den lavere delen av atmosfæren og deres rolle i solstormer og koronamasseutbrudd. Data fra IRIS har vist at  overgangsregionen er mer kompleks enn hittil antatt. Det er blitt oppdaget hetebomber, høyhastighets jetstrømmer av plasma, nano-solstormer og mini-tornadoer, som har økt forståelsen av hvordan varme overføres til koronaen. I februar 2019 oppdaget IRIS rumpetroll-lignende jetstrømmer som kom ut fra Solen.
Solar Probe Plus er en NASA-sonde som ble skutt opp fra Cape Canaveral den 18. august 2018. Den 6. november 2018 begynte sonden sitt første omløp rundt solen, den 4. april 2019 begynte den sitt andre omløp, og den 1. september 2019 begynte den sitt tredje omløp. De tre første omløpene fant sted i en avstand av 24.8 solradier. Den vil etter hvert nærme seg solen i en avstand av 6,9 solradier. Sondens hensikt er å studere solens fotosfære, måle energimengden som heter opp koronaen og akselerer solvinden, undersøke strukturen og dynamikken i magnetfeltene som skaper solvinden og bestemme hvilke mekanismer som akselrerer og transporterer magnetiske partikler.
Indian Space Research Organisation har planlagt en oppskytning av en 100 kg tung satellitt kalt Aditya-L1. Satellitten er forventet skutt opp i 2021 og vil studere den dynamiske koronaen på solen.
Solar Orbiter er en planlagt satellitt fra ESA som har til formål å utføre detaljerte målinger av den indre heliosfæren, påbegynnende solvinder og polområdene for å besvare spørsmål om hvordan solen skaper og regulerer heliosfæren. Sonden er forventet oppskutt i februar 2020.
Solar Sentinels var en foreslått serie på seks romsonder som skulle studere solen under dens solmaksimum. Prosjektet ble foreslått i 2006 og i februar 2008. Målsetningen var å øke forståelsen av akselrasjonen og transitten til solens energetiske partikler, koronamasseutbrudd og interplanetariske energisjokk i den nedre heliosfæren. Det ble foreslåtte flere oppskytningsdatoer (2014, 2015 og 2017), men prosjektet ble kansellert.

Observasjon og medisinske virkninger

Sollyset er så sterkt at det kan forårsake smerter hvis man ser direkte på den med det blotte øye, selv om det vanligvis ikke er skadelig for pupiller som allerede er tilpasset et skarpt lys å se på den i en kort periode. Å se direkte på solen kan forårsake fosfene synsforstyrrelser, temporært også delvis blindhet. Den gir også ca. 4 milliwatt med sollys til netthinnen, som varmes opp noe, og kan skade øyne som ikke reagerer skikkelig på lysstyrke.
Ultrafiolett stråling gjør øynenes linser gradvis gulere over en periode på år og antas å bidra til dannelsen av grå stær, men dette avhenger av generell eksponering for ultrafiolett stråling og ikke om man ser direkte på solen. Å se direkte på solen med det blotte øye over lengre tid kan forårsake UV-indusert solbrenhet-lignende skader på netthinnen etter ca. 100 sekunder, spesielt hvis UV-lyset fra solen er intenst og godt fokusert; forholdene forverrer seg av unge øyer eller nye linseimplantater (som tar mer UV enn aldrende øyner), solvinkler nær senit, og observasjoner fra større høyder.
Å se på solen gjennom lyskonsentrerende optikk som kikkerter kan føre til permanent skade på netthinnen uten et filter som blokkerer ultrafiolett stråling og demper sollyset tilstrekkelig. Et nøytralt tetthetsfilter vil muligens ikke filtrere ultrafiolett stråling, og kan fremdeles være farlig. Dempefiltre bør være spesielt designet: Noen improviserte filtre slipper gjennom ultrafiolett og infrarød stråling som kan skade øyet ved høye lysstyrker. Kikkerter uten filter kan gi over 500 ganger så mye energi til netthinnen enn ved bruk av det blotte øye, og kan drepe netthinnecellene nesten umiddelbart. Midt på dagen kan selv korte blikk mot solen gjennom en uflitrert kikkert forårsake permanent blindhet.
Delvis solformørkelse er skadelig å se på fordi øyets pupill ikke er tilpasset den høye visuelle kontrasten: pupillen utvides i forhold til den totale mengden lys i synsfeltet, ikke etter det lyseste objektet i feltet. Under partielle solformørkelser blokkeres det meste av sollyset av månen som passerer foran solen, men de udekte delene av fotosfæren har samme overflatelysstyrke som under en normal dag. I det totale mørket utvides pupillene fra ~2 mm til ~6 mm, og hver netthinnecelle som utsettes for sollyset mottar om lag ti ganger mer lys enn den ville gjøre ved å se på en ikke-formørket sol. Dette kan skade eller ødelegge cellene og føre til små permanente blindflekker. Faren for uerfarne observatører og barn er manglende smerte; det er ikke umiddelbart opplagt at synet blir ødelagt.
Sollyset spres og dempes under soloppgang og solnedgang (og på høye breddegrader) siden lyset da har en lengre vei gjennom atmosfæren (Rayleigh-spredningen og Mie-spredningen). Solen er noen ganger svak nok til å kunne ses trygt på med det blotte øyet eller med optikk (gitt at ikke skarpt sollys plutselig dukker opp mellom skyer). Dis, atmosfærisk støv og høy luftfuktighet bidrar til atmosfærisk demping.
Grønne flekker er et sjeldent optisk fenomen, som kan oppstå like etter solnedgang eller før soloppgang. De skyldes at lyset fra solen like under horisonten bøyes (vanligvis gjennom en temperaturinversjon) mot observatøren. Lys med kortere bølgelengder (fiolett, blått, grønt) bøyes mer enn de med lengre bølgelengder (gult, oransje, rødt), men fiolett og blått lys spres mer slik at lyset oppfattes som grønt.
Ultrafiolett lys fra solen har antiseptiske egenskaper som kan desinfisere redskaper og vann. Det fører også til solbrenthet, og har andre medisinske virkninger, som produksjon av vitamin D. Det ultrafiolette lyset svekkes betydelig av ozonlaget. Derfor varierer UV-lys sterkt med breddegradene og har delvis forårsaket mange biologiske tilpasninger, deriblant variasjoner i menneskets hudfarge i ulike regioner på jorden.