태양
태양의 수명은 약 123억 6500만년이고 핵우주 연대학에 따르면 45억 6720만년 전에 형성되었다. 분광형은 G2V이며 비공식적으로 "노란색 별"로 불리는데, 그 이유는 태양이 지구에서 황색으로 보이기 때문이다. 실제로는 가시광 복사가 스펙트럼상 초록 부분에서 가장 강렬하다.. 다만 실제로 우주에서 보면 태양은 g형 주계열성이므로 흰색으로 보인다. 이 분광형 표시에 있어서 G2는 태양 표면의 유효 온도가 약 5,778K켈빈임을, V는 우주의 다른 대다수 별과 마찬가지로 태양이 원자 핵융합을 통해 에너지를 생산하는 주계열성임을 뜻한다. 태양은 중심핵에서 초당 4억 3천만~6억 톤의 수소를 태운다. 태양은 천문학자들에게 있어 한때는 작고 상대적으로 눈에 띄지 않는 별이었으나 이제는 우리 은하 별들 중에서 밝은 축에 드는 존재로 인정되고 있다. 우리 은하 별 대부분(90퍼센트)은 작고 어두운 적색 왜성이다. 이들은 아무리 밝아도 태양 밝기 10%에 불과한다. 태양의 지름은 약 139만 2천 킬로미터로 지구보다 109배 크며, 질량은 2 킬로그램으로 지구보다 약 33만 배 무거워 태양계 전체 질량의 약 99.86%를 차지한다.
태양 질량 약 4분의 3은 수소, 나머지 4분의 1은 대부분 헬륨이다. 총질량 2퍼센트 미만이 산소, 탄소, 네온, 철 같은 무거운 원소들로 이루어져 있다. 태양의 뜨거운 코로나는 우주 공간으로 연속적으로 뻗어 있으며, 여기에서 대략 100천문 단위 거리 태양 권계면까지 뻗어 있는, 대전(帶電)된 입자의 흐름인 태양풍이 만들어진다. 태양풍이 만들어 낸 성간 매질 속 거품 구조인 태양권은 태양계 내에서 가장 거대한 구조이다. 태양은 백색광을 내지만 지구 표면에서 볼 때 파란색 빛이 일으키는 대기 산란 때문에 노란색으로 보일 수 있다. 태양은 지구와 대략 1억 4960만 킬로미터(1천문단위) 떨어져 있으나, 정확히는 매년 1월 근일점에서 가장 가까워지고 7월 원일점에서 가장 멀어진다. 빛이 태양을 출발하여 이 거리를 지나 지구까지 오는 데에는 약 8분 19초가 걸린다. 태양의 절대 등급은 +4.83이나 지구에서 가깝기 때문에 겉보기 등급은 -26.74로 아주 밝게 보인다.
천문단위
천문단위의 정의가 태양질량 Ms에 의존하기 때문에 태양질량의 변화와 함께 천문단위의 값은 변화할 수 있다. 태양은 핵융합에 의해 질량의 일부를 에너지로 바꾸고, 에너지를 빛으로 방출하기 때문에 1년에 대략 10조분의 1의 비율로 질량을 잃고 있다고 보고되고 있다. 이러한 감소는 태양에서 중력의 감소를 의미하고 모든 행성의 궤도 반지름과 공전 주기를 증가시킨다. 이 천문단위 크기의 감소는 이론상 100년당 0.4m 정도에 해당한다고 한다.
그러나 2004년 러시아의 크라신스키와 부룬베루쿠는 측정된 천문단위의 값이 실제로는 100 년당 15±4 m의 비율로 증가하는 것으로 보인다고 보고했다. 이와 비슷한 사례는 미국의 스탠디시(E.M.Standish)와 러시아 삐체봐(Е. В. Питьев)에 의해 확인되었다.
이 천문단위의 증가라는 새로운 수수께끼는 2010년 기준으로 원인불명이며, 그 의미도 파악하기 어렵다. 크라신스키의 보고는 레이다 등을 이용한 화성, 금성, 수성 등의 거리측정에 의해 얻어진 미터와 천문단위의 관계 데이터에서 밝혀온 것이다. 레이다 거리측정은 전파의 왕복 시간을 정밀하게 측정하는 것으로, 이 왕복시간이 매우 천천히 증가하는 것으로 포착되어 행성의 궤도가 확대되고 있는 것으로 보인다. 그러나 행성의 움직임 자체는 천문단위 시스템에 표시된 것과 잘 일치하고 있으며, 천문단위로 보면 행성의 궤도도 운동도 확대를 보여주고 있지 않다. 따라서 이상하게도 천문단위가 미터단위로 매우 천천히 확대 하고 있다. 지금까지 태양질량 과 중력상수의 변화, 우주 팽창의 영향 등이 검토 되어 왔지만, 모두 그 효과는 있었다고 해도 충분히 작다고 생각할 수 있어 만족한 설명에 이르지는 못하고 있다. 원인에 대해 다양한 논의가 계속 있다.