Estrutura Interna

A maior parte da energia é produzida na região mais central do Sol (a menos de 1/4 do raio solar). O Sol produz energia a uma taxa de 4E26W, mas em todo seu período de vida na sequência principal ele não transformará mais que 0,1% de sua massa em energia. Após esta área de produção de energia há uma região de transporte radiativo, mais externamente o transporte de energia é convectivo. A convecção é visivel na superfície solar como uma granulação.
A composição do Sol tem se mantido basicamente a mesma desde sua formação. O Sol é constituido basicamente de hidrogênio e hélio. A energia do Sol é gerada a partir de reações nucleares, que 'transformam' elementos leves em elementos mais pesados; cerca de 5% do hidrogênio que havia inicialmente no Sol já foi transformado em hélio.

O Sol também apresenta rotação, mas como ele não é um corpo rígido, o período de rotação nos polos é diferente do período de rotação no equador (mais de 30 dias nos polos e apenas 25 no equador). O eixo de rotação está inclinado 7° com relação ao plano da eclíptica. Informações a respeito da rotação solar são obtidas principalmente de observações de manchas solares.

As manchas solares já eram observadas há muito tempo atrás. Uma mancha solar se apresenta como uma mancha escura, mais clara nas bordas, sobre a superfície solar. Esta variação de cor é devido a temperatura na região da mancha, que é cerca de 1 500 K mais baixa que a da região ao seu redor. O diâmetro típico de uma mancha solar é de 10 000 km e sua existência vai de alguns dias a meses, onde as maiores podem durar vários meses. O número de manchas solares varia num período de 11 anos. O campo magnético nas manchas foi calculado como sendo maior que 0,45 T (o da Terra é de 0,06 mT = 6E-8 T), o que inibe o transporte convectivo de energia, explicando a baixa temperatura da mancha. A variação do número de manchas solares é reflexo da variação do campo magnético do Sol. No início de um ciclo, as manchas aparecem a cerca de 40° de latitude, e vão se aproximando do equador; começa então um novo ciclo (surgem novas manchas enquanto as antigas ainda estão no equador) mas de polaridade oposta. Então o campo será o mesmo após 2 ciclos consecutivos, ou seja, 22 anos.

A atmosfera solar é dividida em Fotosfera e Cromosfera. Além da atmosfera se estende a Coroa.

A fotosfera é a parte mais interior da atmosfera solar, com espessura de 300 a 500 km. É a parte visível da superfície do Sol. A parte mais interior da fotosfera tem temperatura de 8 000 K, enquanto a temperatura da mais exterior é de 4 000 K.

A cromosfera é uma camada exterior à fotosfera, de espessura de cerca de 500 km, onde a temperatura aumenta de 4 500K a 6 000 K. A cromosfera é visivel apenas em instantes de eclipses solares totais, onde a Lua oculta completamente a fotosfera; nestas ocasiões a cromosfera se apresenta como um fino anel. Quando isto ocorre, o espectro da cromosfera pode ser observado.

Gradualmente a cromosfera mergulha na coroa. A coroa também é melhor observada nos eclipses solares totais, onde se apresenta como um halo de luz se extendendo por algumas vezes o raio solar. Atualmente esta camada da atmosfera solar pode ser estudada com auxílio de um aparelho chamado coronógrafo. O brilho da coroa é comparável ao da Lua cheia, ficando ofuscado pelo brilho da fotosfera. A temperatura alta da coroa tem de ser mantida por um suprimento constante de energia. Devido a esta alta temperatura, os gases da região da corona se tornam difusos, de maneira que a energia total armazendada é pouca. Gradualmente estes se convertem no vento solar, que é um fluxo de partículas a partir do Sol, atingindo todo o sistema solar. O gás perdido neste processo é reposto com novo material da cromosfera.