太阳和任何的恒星一样是个气态的球体，并没有界限分明的表面，但为了方便讨论，天文学家把发出强烈白光，而光线无法穿透的球面做为太阳的表面，给了它一个特别的名称叫光球层(photosphere)，并以光球层为分界，把太阳的结构 分成内部结构与大气结构两大部份。
内部结构：
由内到外可分为核心、辐射层、对流层等三大部份。
核心(core)：产生核熔合反应之处—太阳的能源。
太阳核心约占总质量50%，太阳半径的10%，但为太阳99%的能量来源。太阳核心的压力为地球大气压力的2.5*1011倍，温度估计约为15,000,000度，是氢进行质子–质子热核熔合的反应区。核心物质的密度为150 g/cm3，远高于铁的密度7g/cm3。一块方糖大小的核心物质在地表的重量可达150克重。
太阳的输出总功率(或称光度、发光能力或发光本领：Lsun)为3.826 * 1026 瓦，绝大部份是由核心核反应所供给。太阳的核心每秒约有六百三十万吨的氢，经核熔合反应转换成氦，这过程造成的质量损失是被转换质量的0.72% (或每秒四百五十万吨)。如假设只有太阳总质量的10%能参与核反应，太阳的寿命约为一百亿年。太阳形成于五十亿年前，所以大约可再维持五十亿年。
太阳核心的核反应
我们所知各种质–能转换过程，以热核融合反应最有效率，咸信太阳是经由氢核融合来供应其巨大的能量输出。氢核融合的主要过程有质子–质子链(proton-proton chain)与碳氮氧循环(CNO cycle)两种，除反应的中间过程有差异外，此两种氢核融合反应可简单总结为：
4个氢→1个氦+能量+ 2个微中子
而能量的形式通常为高能的γ射线与X射线光子。据现行太阳理论模型 的推测，太阳的能源90%来自质子–质子链而碳氮氧循环贡献其余的10%。氢融合产生的能量，须历经百万年才能传抵太阳表面，而微中子几不与太阳内部任何物质起反应，以光速或近光速的速度，离开太阳核心向外传播。
辐射层(radiation zone)：能量以辐射的形式传出。
从核心向外到半径75%的区域称为辐射层，来自核心的γ射线与X射线光子，不断与辐射层内的物质粒子相碰撞，被物质粒子吸收再辐射，最后主要以可见光的形式传达太阳表面，然后才辐射到四面八方。
在辐射区内，光子平均每走1公分就与物质粒子碰撞一次，由核心以"光"的形式向外传递的能量，大约需经过一百万年的挣扎与反覆的改头换面，才能扺达太阳表面。
辐射区到核心的密度增加很快，半径为太阳一半的球体内含有90%的太阳物质。
对流层(convection zone)：靠近表面处，厚约15万公里，以对流形式将能量传出。
辐射区的外围温度下降的很快，物质的透明度大为减低，再加上太阳表面的辐射损失，使得上下温差很大，形成了以湍流为主的强烈对流层。
对流层几乎完全不透明，辐射层传来的能量，在这一层以对流的方式由高热气团带到表面，表面的较冷气团则下沉，颇似沸腾状态的一壶水。对流层厎部的温度约为一百万度。
在对流层里来自太阳内部的能量，有之部份转化为气流的动能，太阳光球层、色层与日冕的各种活动与喷流皆与对流层有密不可分的关系。
日震学(Helioseismology)：
如何测知不可见的太阳内部？
天文学家经由杜卜勒效应技术，发现日震的现象 ，其表面有振幅近10公里的上下震动，而振动的周期可由数分钟到数小时不等。
类似地质学家用地震波在地球内部反射与传递来推测地球的内部结构，日震学家利用日震现象来推研太阳的内部结构。日震的频率或日震模式 超过百万种，经由日震学，太阳天文学者能推断太阳内部的温度、密度、压力、组成、运动与转动 。
标准太阳模型–电脑里的太阳：
太阳距地球只有8.3光分，就其表面特征与日震现象，天文学家得以推测其内部结构。但对其他其他遥远的恒星，天文学家又如何臆知它们的内部结构？
要探讨其他遥远恒星的内部结构，天文学家诉诸理论模型的模拟。恒星理论模型中列入考虑的主要因素有：
流体静态平衡：模型中将恒星由内至外，分为若干同心球壳层，每一层所受的万有引力与热压力都达成平衡。
能量传递由热到冷是以辐射、对流或传导等三种方式进行。
物质是连续的：恒星内部每一壳层的质量总和，应与恒星的质量相同。
能量是连续的：流过一壳层顶端的能量，应等于此壳层底部流入的能量加上在此壳层产生的能量。另此恒星所辐射的能量为每一壳层所产生能量的总和。
恒星模型建立后，再以大型或超级电脑依恒星模型做计算，来预测恒星的可能内部结构，与外部可测得的发光能力等物理量。当然恒星模型的预测，须与实际的观测相吻合，否则必须调整恒星模型的参数，再进行计算与预测并与实验数据比较，此种过程重覆进行，直到理论预测与实际观测数据一致为止。
在校准与微调恒星理论模型的过程中，太阳扮演了非常关键的角色。理论模型的计算的结果，必须与太阳的实际发光能力、表面温度、与日震学有关太阳内部的资讯一致。现广为天文学家所接受的太阳理论模型，常被称为标准太阳模型(Standard Solar Model)。
太阳的大气层：
光球层、色球层、日冕与太阳风组成太阳的大气 。
光球层(photosphere)：
约500公里厚，温度约5800 K我们所看到的太阳表面即是光球层。 仔细的观测可看到尺度大小约为1500公里的米粒组织（granulation)，此一结构是由对流所造成的。另外可明显地看到太阳黑子(sunspots)。
光球物质相当不透明，做太阳观测时，在太阳盘面中部视线与光球表面垂直，通过很短的距离就看到温度较高的光球层底部，而在盘面边缘，视线几乎与光球表面平行，即使通过比较长的距离，也只能看到温度较低的光球上层，这种太阳盘面中央较亮而边缘较暗的现象称为临边昏暗(limb darkening)。
光球层光谱：
地球所见的太阳光谱 主要来自光球层。光球层的底部是浓密的电浆态物质，发射出与其表面温度相当的热辐射光谱，在可见光范围内的强度最大，谱型与5800K的黑体辐射极为相近。但在远紫外线区、X射线区、γ射线区及远红外线到无线电波段的辐射强度却远高于5800K黑体辐射体，而且变化莫测。这些超额辐射主要来自光球层外的稀薄太阳大气的非热辐射式辐射。
经由精密的光谱仪分析太阳连续光谱上的吸收谱线，可辨认出太阳大气中的主要化学组成，除氢以外尚有铁、镁、铝、钙、钛、铬、镍、钠…等五十七种元素。光球层的温度不足以激发氦原子，使含量仅次于氢的氦元素，在光球层光谱中没有谱线。
色球层(chromosphere)：
色球层没有明显的上边界，太阳的边缘气体密度很低，使得此部份的发光强度，只有光球的万分之一。在日全蚀中，当月面恰好把光球全部遮挡时，才能看到玫瑰色的色球层 ，而这也是色球层名称之由来。
色球层的温度随高度的增加而上升，由光球层顶部的4200K升至数万K的高温。根据升温的情况，大约可将色球层分成三部份：在厚度约为400公里的厎层，温度由4200K升到5500K。然后在1200公里的中层，温度缓慢上升到8000K。在最后约400公里厚的高层温度急剧升至数万度，且在不到5000公里的高度里，过渡到日冕的百万度以上之高温。
部份色球层的温度，高于激发氦原子光谱的二万度，故色球层光谱中，可见到光球层光谱所无的氦原子光谱。
日冕(Corona)：
厚约太阳半径的1.3倍，温度约100万K。
日全食中，当月面将色球遮掩后，可见到围绕太阳四周有一片淡白色的晕，这就是日冕 。日冕物质非常稀薄，其密度约为地球表面大气的十亿分之一，比实验室能达到的高真空还要低，故只有在日全食时才能观测到。
日冕的温度非常高，可达二百万度以上，如此高的温度，可能是经由储存在太阳磁场中的能量加热而成的，但确切的过程为何，乃待进一步的研究。
日冕的辐射包含许多来源，有日冕中自由电子对光球辐射的直接散射，还有日冕的发射线。日冕发射线是物质在高温下，高度电离的离子所产生的，例如，其中有失去13个电子的铁离子之谱线。这些发射线是日冕辐射中紫外线及X射线的主要来源之一。此外电子子在磁场中运动产生的同步辐射和其他非热辐射，也是日冕辐射的主要来源。
太阳风(solar wind)：
高速的离子气体(氢离子或称质子, 电子,....)被吹离太阳者被统称为太阳风。
日冕的温度高达百万度以上，因此日冕物质粒子的热运动速度都非常快，脱离日冕而远离太阳的高速离子即为太阳风。太阳风所造成的质量流失每年约有107 吨，但与太阳的总质量相较，仍微不足道。
太阳风的传播速度约为450公里/秒，太阳探测船–尤里西斯号(Ulysses)最近传回来的数据显示，由太阳极区流出来的太阳风之速度更可高达750公里/秒，而且极区太阳风的成份也略有不同。
太阳风中的高能粒子如直接吹袭地球表面，对地球的生命与生态环境具有极毁灭性的影响。但地球有磁场与大气的遮蔽，大部份的高能粒子被阻隔在地球之外，少部份在地球的极区进入地球的粒子与空气分子相碰撞，使空气分子游离并发出瑰丽的极光(northern lights = aurora borealis, southern lights = aurora australis)，在这过程中高能粒子损失了大部份的能量，也降低了其伤害性。地球磁场在太阳风的吹袭之下，形成了迎太阳风面被压缩而背太阳风面被拉拽的磁层结构(magnetosphere)。
我国古代对极光的可靠记载有294次，最早见于西元前950年，《古今图书集成．历象汇编．庶微典》：『周昭王末年，夜清，五色光贯紫微…』。记载中主要以各种颜色的"气"来描述极光，如"赤气"、"紫气"等。西汉以前的古人将极光视为吉兆，常称之为"神光"或"神气"。而西汉以后渐将极光视为 凶兆，认为极光是未来战乱兵灾或天灾人祸的警示。
http://www.phys.ncku.edu....ab/e_book/ 
