Aurinko on pääasiassa vedystä ja heliumista koostuva kaasupallo, jonka pitää koossa sen oma paino. Kaasu on täysin ionisoitunutta, eli elektronit ovat irronneet atomiydinten ympäriltä. Kuumuuden johdosta nämä hiukkaset liikkuvat niin nopeasti, että törmäyksissäkään ydinten ja elektronien välinen sähköinen vetovoima ei riitä pysäyttämään niitä toistensa luo ja yhdistämään niitä atomeiksi. Tällaista ionisoitunutta kaasua kutsutaan plasmaksi.

Energian tuotto ja matka pinnalle

Auringon säteilemä energia syntyy sen ytimessä, jonka säde on neljäsosa Auringon säteestä. Siellä lämpötila eli hiukkasten keskimääräinen liike-energia on niin suuri, että pienimmät atomiytimet voivat törmätessään voittaa keskinäisen sähköisen poistovoimansa ja yhtyä raskaammaksi ytimeksi. Tämä fuusioprosessi voi edetä monien eri välivaiheiden kautta, mutta lopputulos on aina sama: neljä vety-ydintä eli protonia yhtyy yhdeksi heliumytimeksi.

Auringossa fuusioituu joka sekunti 600 miljoonaa tonnia vetyä 596 miljoonaksi tonniksi heliumia. Neljä miljoonaa tonnia massaa muuttuu energiaksi. Energia vapautuu suurienergiaisina fotoneina: jos ne pääsisivät lentämään syntysijoiltaan suoraan avaruuteen, se olisi tappavan vaarallista gammasäteilyä.

Auringon sisäosien plasma ei kuitenkaan ole läpinäkyvää. Fotonit absorboituvat vähän väliä ympäröivään aineeseen ja emittoituvat sitten sattumanvaraiseen suuntaan. Tämä poukkoilu tekee niiden matkasta niin pitkän, että siihen kuluu miljoonia vuosia. Koska energia näin siirtyy kohti pintaa sähkömagneettisena säteilynä, tätä ydintä ympäröivää aluetta kutsutaan säteilyvyöhykkeeksi.

Säteilyvyöhykkeen päällä on konvektiovyöhyke, jonka paksuus on neljäsosa Auringon säteestä. Kuten nimikin kertoo, tässä alueessa energia siirtyy kohti pintaa pääasiassa konvektion eli lämpötilaerojen ylläpitämien virtausten mukana. Prosessi muistuttaa kiehumista: kaasu kuumenee säteilyvyöhykkeen rajalla, nousee pinnalle ja säteilee osan lämpöenergiastaan avaruuteen. Jäähtynyt, raskaampi kaasu vajoaa sitten takaisen konvektiovyöhykkeen pohjalle. Auringon pinnassa tämä kiehunta näkyy rakeisuutena: kirkkaampien nk. granuloiden kohdalla pinnan alta kumpuaa kuumaa plasmaa, ja tummemmissa granuloiden väleissä viilentynyt plasma painuu takaisin syvyyksiin.

Pinta

Auringolla ei ole sellaista tarkkaa pintaa kuin esimerkiksi maapallolla; Auringossa kaasun tiheys vain vähitellen pienenee keskustasta etäännyttäessä. Konvektiovyöhykkeen päällä on kuitenkin varsin ohut, noin 500 km:n paksuinen kerros, jossa kaasu muuttuu läpinäkyväksi. Tuota kerrosta kutsutaan fotosfääriksi, ja juuri sitä tarkoitetaan myös Auringon pinnasta puhuttaessa, koska näkemämme Auringon valo on sieltä peräisin. Se on siis ihmissilmille näkyvä pinta.

Fotosfäärin päällä on kromosfääriksi kutsuttu ohut kerros ja sen yläpuolella Auringon kuuma ylempi kaasukehä, korona. Koronalla ei ole ylärajaa, vaan se muuttuu Auringosta etäännyttäessä vähitellen aurinkotuuleksi, avaruuteen puhaltavaksi harvaksi hiukkasvirraksi.

Menneisyys ja tulevaisuus

Aurinko muodostui tähtienvälisestä kaasusta, joka romahti palloksi oman painonsa vetämänä. Aurinko syttyi eli vetyfuusio sen ytimessä alkoi noin 4,6 miljardia vuotta sitten. Tähän ikäarvioon on päädytty tutkimalla eräiden radioaktiivisten isotooppien määriä meteoriiteissa, jotka muodostuivat samaan aikaan Auringon kanssa.

Kaasupilven pyöriminen linkosi osan siinä olleesta aineesta kiekoksi muodostumassa olleen Auringon ympärille. Tästä kiekosta tiivistyivät meteoroidit, planeetat ja muut aurinkokunnan kappaleet. Sytyttyään Aurinko puhalsi irtokaasun pois ja vain kiinteät kappaleet sekä kauempana Auringosta kaasuplaneetat jäivät jäljelle.

Tähtien kehitystä kuvaavat fysikaaliset mallit kertovat, että Auringon kaltainen tähti kirkastuu hiljalleen ikääntyessään. Tämä johtuu tähden ydinosien alkuainekoostumuksen muuttumisesta fuusion kuluttaessa vetyvarantoa. Auringon säteilyteho 4,5 miljardia vuotta sitten oli arviolta 72 % nykyisestä. Kirkastuminen jatkuu tulevaisuudessa ja nostaa myös maapallon lämpötilaa niin, että arviolta 1–3 miljardin vuoden kuluttua meret alkavat höyrystyä voimakkaasti. Koska vesihöyry on tehokas kasvihuonekaasu, tämä johtaa itseään kiihdyttävään kasvihuoneilmiöön ja Maan muuttumiseen elinkelvottomaksi.

Auringon rakenteen muutoksesta johtuva kirkastuminen on siis hyvin hidasta: sillä on havaittavia vaikutuksia vasta miljardien tai vähintään satojen miljoonien vuosien ajanjaksoilla. Sillä ei siis ole merkitystä esimerkiksi nykyistä ilmastonmuutosta tai jääkausien päättymisiä tarkasteltaessa. Sen sijaan verrattaessa tietoja miljardien vuosien takaisesta nuoren Maan ilmastosta nykytilanteeseen on Auringon säteilytehon muutos otettava huomioon.

Noin 10 miljardin vuoden iässä Aurinko alkaa paisua punaiseksi jättiläistähdeksi, kun vety sen ytimessä loppuu ja fuusio siirtyy kohti ulompia osia. Suurimmillaan 12 miljardin vuoden ikäisenä se ulottuu Merkuriuksen nykyisen radan ulkopuolelle ja valaisee tuhatkertaisella teholla nykyiseen verrattuna. Pian sen jälkeen heliumin nopean fuusioitumisen synnyttämä säteilypaine puhaltaa Auringon ulko-osat tähtienväliseen avaruuteen planetaariseksi sumuksi. Auringon sisäosa jää valkoiseksi kääpiöksi, joka sitten hiljalleen jäähtyy ja himmenee lopulta mustaksi kääpiöksi.