太陽和任何的恆星一樣是個氣態的球體，並沒有界限分明的表面，但為了方便討論，天文學家把發出強烈白光，而光線無法穿透的球面做為太陽的表面，給了它一個特別的名稱叫光球層(photosphere)，並以光球層為分界，把太陽的結構 分成內部結構與大氣結構兩大部份。
內部結構：
由內到外可分為核心、輻射層、對流層等三大部份。
核心(core)：產生核熔合反應之處—太陽的能源。
太陽核心約佔總質量50%，太陽半徑的10%，但為太陽99%的能量來源。太陽核心的壓力為地球大氣壓力的2.5*1011倍，溫度估計約為15,000,000度，是氫進行質子–質子熱核熔合的反應區。核心物質的密度為150 g/cm3，遠高於鐵的密度7g/cm3。一塊方糖大小的核心物質在地表的重量可達150克重。
太陽的輸出總功率(或稱光度、發光能力或發光本領：Lsun)為3.826 * 1026 瓦，絕大部份是由核心核反應所供給。太陽的核心每秒約有六百三十萬噸的氫，經核熔合反應轉換成氦，這過程造成的質量損失是被轉換質量的0.72% (或每秒四百五十萬噸)。如假設只有太陽總質量的10%能參與核反應，太陽的壽命約為一百億年。太陽形成於五十億年前，所以大約可再維持五十億年。
太陽核心的核反應
我們所知各種質–能轉換過程，以熱核融合反應最有效率，咸信太陽是經由氫核融合來供應其巨大的能量輸出。氫核融合的主要過程有質子–質子鏈(proton-proton chain)與碳氮氧循環(CNO cycle)兩種，除反應的中間過程有差異外，此兩種氫核融合反應可簡單總結為：
4個氫→1個氦+能量+ 2個微中子
而能量的形式通常為高能的γ射線與X射線光子。據現行太陽理論模型 的推測，太陽的能源90%來自質子–質子鏈而碳氮氧循環貢獻其餘的10%。氫融合產生的能量，須歷經百萬年才能傳抵太陽表面，而微中子幾不與太陽內部任何物質起反應，以光速或近光速的速度，離開太陽核心向外傳播。
輻射層(radiation zone)：能量以輻射的形式傳出。
從核心向外到半徑75%的區域稱為輻射層，來自核心的γ射線與X射線光子，不斷與輻射層內的物質粒子相碰撞，被物質粒子吸收再輻射，最後主要以可見光的形式傳達太陽表面，然後才輻射到四面八方。
在輻射區內，光子平均每走1公分就與物質粒子碰撞一次，由核心以"光"的形式向外傳遞的能量，大約需經過一百萬年的掙扎與反覆的改頭換面，才能扺達太陽表面。
輻射區到核心的密度增加很快，半徑為太陽一半的球體內含有90%的太陽物質。
對流層(convection zone)：靠近表面處，厚約15萬公里，以對流形式將能量傳出。
輻射區的外圍溫度下降的很快，物質的透明度大為減低，再加上太陽表面的輻射損失，使得上下溫差很大，形成了以湍流為主的強烈對流層。
對流層幾乎完全不透明，輻射層傳來的能量，在這一層以對流的方式由高熱氣團帶到表面，表面的較冷氣團則下沉，頗似沸騰狀態的一壺水。對流層厎部的溫度約為一百萬度。
在對流層裡來自太陽內部的能量，有之部份轉化為氣流的動能，太陽光球層、色層與日冕的各種活動與噴流皆與對流層有密不可分的關係。
日震學(Helioseismology)：
如何測知不可見的太陽內部？
天文學家經由杜卜勒效應技術，發現日震的現象 ，其表面有振幅近10公里的上下震動，而振動的週期可由數分鐘到數小時不等。
類似地質學家用地震波在地球內部反射與傳遞來推測地球的內部結構，日震學家利用日震現象來推研太陽的內部結構。日震的頻率或日震模式 超過百萬種，經由日震學，太陽天文學者能推斷太陽內部的溫度、密度、壓力、組成、運動與轉動 。
標準太陽模型–電腦裡的太陽：
太陽距地球只有8.3光分，就其表面特徵與日震現象，天文學家得以推測其內部結構。但對其他其他遙遠的恆星，天文學家又如何臆知它們的內部結構？
要探討其他遙遠恆星的內部結構，天文學家訴諸理論模型的模擬。恆星理論模型中列入考慮的主要因素有：
流體靜態平衡：模型中將恆星由內至外，分為若干同心球殼層，每一層所受的萬有引力與熱壓力都達成平衡。
能量傳遞由熱到冷是以輻射、對流或傳導等三種方式進行。
物質是連續的：恆星內部每一殼層的質量總和，應與恆星的質量相同。
能量是連續的：流過一殼層頂端的能量，應等於此殼層底部流入的能量加上在此殼層產生的能量。另此恆星所輻射的能量為每一殼層所產生能量的總和。
恆星模型建立後，再以大型或超級電腦依恆星模型做計算，來預測恆星的可能內部結構，與外部可測得的發光能力等物理量。當然恆星模型的預測，須與實際的觀測相吻合，否則必須調整恆星模型的參數，再進行計算與預測並與實驗數據比較，此種過程重覆進行，直到理論預測與實際觀測數據一致為止。
在校準與微調恆星理論模型的過程中，太陽扮演了非常關鍵的角色。理論模型的計算的結果，必須與太陽的實際發光能力、表面溫度、與日震學有關太陽內部的資訊一致。現廣為天文學家所接受的太陽理論模型，常被稱為標準太陽模型(Standard Solar Model)。
太陽的大氣層：
光球層、色球層、日冕與太陽風組成太陽的大氣 。
光球層(photosphere)：
約500公里厚，溫度約5800 K我們所看到的太陽表面即是光球層。 仔細的觀測可看到尺度大小約為1500公里的米粒組織（granulation)，此一結構是由對流所造成的。另外可明顯地看到太陽黑子(sunspots)。
光球物質相當不透明，做太陽觀測時，在太陽盤面中部視線與光球表面垂直，通過很短的距離就看到溫度較高的光球層底部，而在盤面邊緣，視線幾乎與光球表面平行，即使通過比較長的距離，也只能看到溫度較低的光球上層，這種太陽盤面中央較亮而邊緣較暗的現象稱為臨邊昏暗(limb darkening)。
光球層光譜：
地球所見的太陽光譜 主要來自光球層。光球層的底部是濃密的電漿態物質，發射出與其表面溫度相當的熱輻射光譜，在可見光範圍內的強度最大，譜型與5800K的黑體輻射極為相近。但在遠紫外線區、X射線區、γ射線區及遠紅外線到無線電波段的輻射強度卻遠高於5800K黑體輻射體，而且變化莫測。這些超額輻射主要來自光球層外的稀薄太陽大氣的非熱輻射式輻射。
經由精密的光譜儀分析太陽連續光譜上的吸收譜線，可辨認出太陽大氣中的主要化學組成，除氫以外尚有鐵、鎂、鋁、鈣、鈦、鉻、鎳、鈉…等五十七種元素。光球層的溫度不足以激發氦原子，使含量僅次於氫的氦元素，在光球層光譜中沒有譜線。
色球層(chromosphere)：
色球層沒有明顯的上邊界，太陽的邊緣氣體密度很低，使得此部份的發光強度，只有光球的萬分之一。在日全蝕中，當月面恰好把光球全部遮擋時，才能看到玫瑰色的色球層 ，而這也是色球層名稱之由來。
色球層的溫度隨高度的增加而上昇，由光球層頂部的4200K升至數萬K的高溫。根據升溫的情況，大約可將色球層分成三部份：在厚度約為400公里的厎層，溫度由4200K升到5500K。然後在1200公里的中層，溫度緩慢上升到8000K。在最後約400公里厚的高層溫度急劇升至數萬度，且在不到5000公里的高度裡，過渡到日冕的百萬度以上之高溫。
部份色球層的溫度，高於激發氦原子光譜的二萬度，故色球層光譜中，可見到光球層光譜所無的氦原子光譜。
日冕(Corona)：
厚約太陽半徑的1.3倍，溫度約100萬K。
日全食中，當月面將色球遮掩後，可見到圍繞太陽四周有一片淡白色的暈，這就是日冕 。日冕物質非常稀薄，其密度約為地球表面大氣的十億分之一，比實驗室能達到的高真空還要低，故只有在日全食時才能觀測到。
日冕的溫度非常高，可達二百萬度以上，如此高的溫度，可能是經由儲存在太陽磁場中的能量加熱而成的，但確切的過程為何，乃待進一步的研究。
日冕的輻射包含許多來源，有日冕中自由電子對光球輻射的直接散射，還有日冕的發射線。日冕發射線是物質在高溫下，高度電離的離子所產生的，例如，其中有失去13個電子的鐵離子之譜線。這些發射線是日冕輻射中紫外線及X射線的主要來源之一。此外電子子在磁場中運動產生的同步輻射和其他非熱輻射，也是日冕輻射的主要來源。
太陽風(solar wind)：
高速的離子氣體(氫離子或稱質子, 電子,....)被吹離太陽者被統稱為太陽風。
日冕的溫度高達百萬度以上，因此日冕物質粒子的熱運動速度都非常快，脫離日冕而遠離太陽的高速離子即為太陽風。太陽風所造成的質量流失每年約有107 噸，但與太陽的總質量相較，仍微不足道。
太陽風的傳播速度約為450公里/秒，太陽探測船–尤里西斯號(Ulysses)最近傳回來的數據顯示，由太陽極區流出來的太陽風之速度更可高達750公里/秒，而且極區太陽風的成份也略有不同。
太陽風中的高能粒子如直接吹襲地球表面，對地球的生命與生態環境具有極毀滅性的影響。但地球有磁場與大氣的遮蔽，大部份的高能粒子被阻隔在地球之外，少部份在地球的極區進入地球的粒子與空氣分子相碰撞，使空氣分子游離並發出瑰麗的極光(northern lights = aurora borealis, southern lights = aurora australis)，在這過程中高能粒子損失了大部份的能量，也降低了其傷害性。地球磁場在太陽風的吹襲之下，形成了迎太陽風面被壓縮而背太陽風面被拉拽的磁層結構(magnetosphere)。
我國古代對極光的可靠記載有294次，最早見于西元前950年，《古今圖書集成．曆象匯編．庶微典》：『周昭王末年，夜清，五色光貫紫微…』。記載中主要以各種顏色的"氣"來描述極光，如"赤氣"、"紫氣"等。西漢以前的古人將極光視為吉兆，常稱之為"神光"或"神氣"。而西漢以後漸將極光視為 凶兆，認為極光是未來戰亂兵災或天災人禍的警示。
http://www.phys.ncku.edu....ab/e_book/ 
