Строение Солнца
Я подумал, что рассказывал и о строении нейтронных звезд, и о строении Солнечной системы, и о строении галактик - а вот про Солнце не рассказывал...

Внутренняя часть Солнца - ядро, в настоящее время имеющее радиус примерно 175 тысяч километров (около 20% радиуса Солнца). Ядро - это зона, в которой протекают термоядерные реакции, в ходе которых водород превращается в гелий, накапливающийся в ядре. Температура ядра доходит до 13,5 миллионов градусов, плотность - до 150 тонн на кубометр (в 150 раз выше плотности воды), ежесекундно в нем преобразуются в энергию более четырех миллионов тонн вещества, обеспечивая свет нашей звезды - и при этом, как я однажды говорил, удельное тепловыделение на единицу объема даже в центре Солнца (276,5 Вт/м³ ) на порядок меньше удельного тепловыделения взрослого человека. В ходе термоядерных реакций в ядре рождаются гамма-кванты, которые пускаются в долгое странствие по недрам звезды, захватываясь его веществом и переизлучаясь в виде фотонов меньших энергий. Каждый гамма-квант путешествует по Солнцу сотни тысяч и миллионы лет, по прошествии которых с поверхности Солнца вырывается несколько миллионов фотонов видимого света, являющихся его потомками.
Следующая зона Солнца - зона лучистого переноса, расположенная над ядром. В этой зоне газ сжат давлением вышележащих слоев звезды настолько плотно, что соседние атомы не могут поменяться местами, из-за чего перенос энергии путем перемешивания вещества очень затруднен. Дополнительные препятствия для перемешивания вещества создает низкая скорость убывания температуры по мере движения от нижних слоёв к верхним, которая обусловлена, прежде всего, высокой теплопроводностью водорода. Прямое излучение наружу также невозможно, поскольку водород непрозрачен для излучения, возникающего в ходе реакции ядерного синтеза. Перенос энергии происходит преимущественно за счет последовательного поглощения и переизлучения пришедших из ядра гамма-квантов отдельными слоями частиц. В среднем, процесс переизлучения фотона в этой зоне, от того момента, когда гамма-квант добирается до ее нижней границы до того, как его потомки покинут верхнюю, длится около ста семидесяти тысяч лет. Эта зона тянется до 0,7 радиуса Солнца.
Выше зоны лучистого переноса располагается конвективная зона. В этой зоне благодаря меньшему давлению и плотности вещества развивается конвекция, эффективно переносящая энергию к поверхности звезды. Толщина зоны составляет более двухсот тысяч километров, по мере поднятия в ней вещество остывает до 5800 градусов, в результате конвективного подъема заряженного вещества формируется характерная грануляция поверхности Солнца и сложная структура его магнитного поля.
Над конвективной зоной располагается фотосфера - тонкий трехсоткилометровый слой, в котором излучаются все фотоны видимого света, покидающие Солнце. Именно она явлется видимой нами поверхностью Солнца. Ее температуру (в среднем 5778 К) мы считаем температурой поверхности Солнца.
Над фотосферой располагается почти прозрачная и не видимая в обычных условиях хромосфера - область очень низкой плотности, простирающаяся над фотосферой на высоту примерно до десяти тысяч километров. Температура и разреженность хромосферы с высотой растут, так что в ее верхних слоях температура достигает 20000 К. Она имеет ярко-красный цвет, определяемый излучением водорода с длиной волны 656,3 нм.
Над хромосферой протирается солнечная корона - она весьма разрежена и в основном состоит из протуберанцев и выбросов вещества, поднимающихся на несколько сотен тысяч, а иногда, и более миллиона километров и переходящих в солнечный ветер. Средняя температура короны составляет один-два миллиона градусов, но во время активных выбросов может доходить до двадцати миллионов.
Парадокс роста температур внешних оболочек (хромосферы и короны) объясняется нагревом их переменным магнитным полем и, как это ни кажется странным, акустическими колебаниями поверхности Солнца.

Следует заметить, что описанный порядок следования внутренних слоев звезды не является универсальным и характерен только для звезд массы, близкой к массе Солнца. У красных карликов класса М давление внутри недостаточно велико, чтобы воспрепятствовать конвекции, поэтому в них зона лучистого переноса отсутствует, и весь объем звезды, начиная от ядра, участвует в конвективном движении, формируя единую конвективную зону. Это же характерно для красных гигантов любой массы в позднем возрасте.
У звезд массы более 1,1 солнечной температура ядра оказывается достаточной, чтобы в нем начались реакции синтеза гелия с участием углерода (углеродный цикл). В результате в самом центре ядра температура оказывается очень высокой, отчего в ядре возникает конвекция (формирутеся внутренняя конвективная зона). Выше конвекция подавляется, так что строение звезды ближе к поверхности становится сходным с солнечным.
У звезд массой более 1,4 солнечной внутренняя конвективная зона уже охватывает все ядро, и тепловыделение в нем оказывается настолько большим, что вся энергия переносится наружу лучистым переносом. У таких звезд зоны конвекции и лучистого переноса "меняются местами".