最 簡 單 的 原 子 為 氫 原 子 ， 它的核心只有一顆質子， 化學上記為 1H 。其他在天文學上重要的原子包括： 核心由一顆中子及一顆質子組成的 2H ( 上標的數字2 是質子和中子的數目總和) 、 兩顆質子和一顆中子組成的 3He ( 氦-3 ) 和由中子及質子各兩顆組成的 4He ( 氦-4 ﹐ 請 參 閱 上 圖 ) 。若以重量計算﹐ 太陽中七成是氫﹐ 其余主要是 4He 。我們會看到氫是太陽中心核反應的原料﹐ 而氦則是核反應的產物﹐ 但應注意太陽中的氦大部分不是由太陽產生的﹐ 它們在太陽誕生時已經存在。
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| 鳴 謝﹕ NOAO/NSF. |
太陽的半徑大約有700,000 公里﹐ 是地球的110 倍， 質量則大約有2x1030 千 克 ﹐ 約 為 地 球 的 3.3x105 倍 。當我們望向太陽， 看到是太陽的 光 球 層 ， 這是太陽大氣中非常薄的一層， 厚度只有500 公里。我們可以看見光球層， 原因是它的氣體密度剛剛好， 在它之下的氣體密度太大， 光線不能通過； 在它之上的氣體則足夠稀薄， 能讓光球層發出的光線順利通過。所以， 光球層界定了肉眼可見的太陽「 表面」 ， 它的溫度約為絕對溫度6000 度。絕對溫度是科學界最通用的溫度單位， 只要將它減去273 ， 便可轉化為攝氏度， 例如絕對溫度300 度， 相等于攝氏27 度。絕對零度是低溫的極限， 沒有任何物體可以更冷。
光球層之下的氣體溫度比光球層高， 就好像沸騰的水， 底層的氣體會向上升， 當這些熾熱氣體把能量釋放后， 便會變冷變暗， 然后沉降回光球層之下， 這種對流運動產生了稱為 米 粒 組 織 的 太 陽 表 面 特 征 。通過望遠鏡， 我們可以看到太陽表面上有很多比較暗區域圍繞的光斑， 每一個米粒約能維持二十分鐘， 大小則約為地球的十分之一。
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| 鳴 謝﹕ NASA. |
在光球層之上， 是一層約為二千公里厚的 色 球 層 。它的溫度比光球層更高， 很多時為105 度 。有趣的是， 它相對來說比光球層暗， 所以通常只能在日全食時才能看見它。色球層并不是渾圓的， 而是有很多稱為針狀體的細小突起， 這些都可以在下圖清楚看到。
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| 鳴 謝﹕ NASA. |
日 冕 是太陽大氣的最外層， 和色球層相類， 亦是通常只能在日全食時才看得見。日冕密度非常低， 但范圍可延伸至達太陽半徑十倍之遠， 溫度更高達106 度 。為什么日冕和色球層的溫度可以比光球層更高， 仍是天文學上一個未解之謎。
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| 鳴 謝﹕ 香 港 太 空 館 , 葉 賜 權 攝 影. |
日 冕 亦 是 太 陽 風 的源頭， 太陽風主要是飛離太陽的質子和電子， 當太陽風強勁的時候， 在地球兩極有可能看見 極 光 。
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| 鳴 謝﹕ NOAO/NSF. |
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| 版 權 所 有 Carnegie Institution of Washington. |
黑子生命短暫， 只有少于數天至約三星期的壽命。太陽黑子的多寡變化有一個十一年的周期， 在周期之始， 黑子基本上出現在緯度較高的地方( 即離太陽赤道較遠) ， 接著太陽黑子數目會不斷增多， 并且會向赤道靠攏。假若我們以圖顯示黑子位置與時間的關系， 便會得出著名的「 蝴蝶圖」 。
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| 鳴 謝﹕ NASA. |
看不到的太陽內部可以分為三個部分： 核 心 ( 熱 核 反 應 發 生 處 ) 、 輻 射 層 ( 能量以輻射方式傳播的區域) 和 對 流 層 ( 能 量 以 對 流 方 式 傳 播 ) 。我 們 將 會 逐 一 介 紹 它 們 。
能 量 產 生 的 機 制 ： 太 陽 靠 甚 么 發 光 發 熱 ？這個問題一直以來引起無數人的好奇和揣測。有人提出太陽的能源來自化學能、 重力能等等， 由于這些能源皆不可能維持太久， 終被科學界一一否定。真 正 的 答 案 是 一 種 稱 為 p-p 鏈 ( 或 質 子 ─ 質 子 鏈 ) 的 核 聚 變 ， 這種機制包括一連串的核反應( 有興趣的讀者可參考課本較詳細的討論) ， 但總結果是四顆氫原子熔合為一顆氦原子， 過程中會以發放伽瑪射線( 光子) 及其他粒子的形式釋放出大量能量。 ( 注： 光子是組成光的粒子。 pp 鏈產生的其中一種粒子是中微子﹐ 它是零質量和不帶電﹐ 我們會在 第 十 六 章 再 詳 細 討 論 。 )
核聚變要在非常極端的環境下才能發生， 到目前為止科學家仍無法在地球的實驗室內穩定地制造出所需情況。首先核聚變需要極高的溫度， 讓氫原子核能有足夠的能量克服原子核之間的電排斥力， 此外亦需要極高的密度去增加粒子碰撞的機會， 所以核聚變只能在溫度高達107 絕對溫度的太陽核心內發生。
能 量 傳 播 ： 光子在太陽核心產生后， 如何走到太陽的表面呢？光子走了不足一厘米后， 便會被其他物質( 主要是電子和其他原子核) 吸收， 這些物質會把吸收的能量以多顆光子的形式釋放出來， 這些隨機向四方發射的光子會較原本的光子有更長的波長， 亦即能量亦較低。這 種 能 量 傳 播 方 式 稱 為 輻 射 傳 播 ， 一顆在核心內產生的光子， 需要數千萬年才能以數千顆低能量、主要是可見光的光子的形式到達太陽表面。
離核心越遠， 氣體溫度越低﹐ 開始變得不透明﹐ 光子很容易被吸收， 輻射傳播的效率因而很低， 因此在太陽外層， 對 流 取代了輻射成為傳播能量至太陽表面更重要的方式。
第一種向外壓力是恒星物質所造成的 氣 體 壓 力 ， 溫度越高、 物質越多， 氣體壓力便越大。第二種向外壓力是光子所造成的 輻 射 壓 力 ， 這種壓力亦會隨溫度上升。
無論是哪一種壓力， 力量都源自太陽核心所產生的能量， 一旦核心的核聚變停止， 恒星便會開始塌縮。
有兩種安全的方法觀測太陽：
緊記， 以下并不是觀測太陽的安全方法：
