В центральной части Солнца находится источник его энергии. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоёв вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. К, происходит выделение энергии. Эта энергия выделяется в результате слияния атомов лёгких химических элементов в атомы более тяжёлых. В недрах Солнца из четырёх атомов водорода образуется один атом гелия. Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света - квантов. Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперёд. Так что если бы «печка» внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя. На своём пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией. Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же может вести себя и газ. То же самое происходит и на Солнце в области конвекции. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своё тепло окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0.7 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы) , где перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда всё же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоёв. Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым проявлением конвекции.