Aunque el Sol es una estrella bastante común, es muy importante para los habitantes de la Tierra. El Sol es virtualmente la fuente de toda la energía terrestre. Aun así, la Tierra sólo recibe la mitad de un mil millonésimo de la energía que el Sol libera.

Desde 1610, con la ayuda del telescopio, los científicos han podido describir la apariencia del Sol, observar el movimiento de las manchas solares y medir la rotación del Sol. El telescopio de torre solar, un telescopio vertical especial, se inventó para su uso en estudios solares. El coronógrafo, otro telescopio especial, se usa para examinar la atmósfera del Sol; bloquea la luz directa del disco solar y deja observar su atmósfera exterior oscura, llamada corona.

Cuando un rayo de la luz del Sol (que parece blanco) se pasa a través de un prisma éste se expande en una serie de colores llamada espectro. Los científicos analizan este espectro para determinar qué químicos constituyen el Sol así como su abundancia, localización y estado físico.

En 1814, Joseph von Fraunhofer empezó un estudio completo del espectro del Sol. Encontró que este era cruzado por muchas líneas oscuras, ahora denominadas líneas de absorción de Fraunhofer. Entretanto, otros científicos habían estado estudiando la luz emitida y absorbida por los elementos en estado gaseoso al ser calentados en el laboratorio. Descubrieron que cada elemento produjo siempre un juego de líneas luminosas de emisión asociado exclusivamente a dicho elemento. Se demostró que la línea solar oscura que Fraunhofer había llamado D tenía la misma posición en el espectro que la línea brillante que el sodio emitía cuando era calentado en el laboratorio.

Los científicos creen actualmente que las bandas oscuras representan elementos en la atmósfera del Sol. Las líneas son oscuras porque los elementos en la atmósfera del Sol absorben las líneas luminosas emitidas por dichos elementos en el disco solar.

El conseguir una relación entre las líneas del espectro y los elementos que las emiten o las absorben proporcionó una manera de estudiar la composición de la superficie del Sol. Se ha mostrado que casi todos los elementos conocidos en la Tierra existen en el Sol. Los estudios del espectro solar han revelado que el hidrógeno (H) constituye el 92% de la atmósfera del Sol y el helio (He) aproximadamente el 8%. El carbono (C), nitrógeno (N), oxígeno (O), sodio (Na) y otros elementos también están presentes.

En 1942 se descubrió que, además de los tipos conocidos de radiación solar (tales como la luz y los rayos X), el Sol también emitía radio-ondas. Una causa de estas radio-ondas es el movimiento termal de los átomos en la atmósfera del Sol. Los estudios con radio telescopios han demostrado que las radio-ondas son emitidas por una esfera más grande que la atmósfera visible del Sol, evidencia de que su atmósfera se extiende más lejos de lo que puede percibirse.

La distancia media del Sol a la Tierra, denominada por los astrónomos como unidad astronómica, es de 149.597.870 kilómetros. El radio del Sol es de aproximadamente 695.890 kilómetros, o 109,3 veces el radio de la Tierra, dando al Sol un volumen de aproximadamente 1.306.000 veces el volumen de la Tierra. Se ha calculado que la masa del Sol es unas 333.400 veces mayor que la masa de la Tierra.

Un rayo de luz (que viaja desde el Sol a aproximadamente 300.000 kilómetros por segundo) toma aproximadamente 8 minutos 19 segundos en alcanzar a la Tierra. La luz de los otros soles, las estrellas, toma más tiempo para alcanzar a la Tierra. La luz de la estrella más cercana, Alfa Centauro, tarda más de cuatro años en llegar, y la luz del centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, tarda muchos miles de años. Debido a que el Sol está tan cerca, parece mucho más grande que las otras estrellas, que son visibles desde la Tierra como puntos luminosos incluso cuando son vistas a través de los telescopios más poderosos. El Sol es una estrella enana amarilla, un tipo que es común en la Vía Láctea, y la temperatura de su superficie es de aproximadamente 5.800°K.

El Sol se ve como una esfera ardiente; de hecho, es a menudo dibujado como un círculo con llamas que lo rodean. Pero el Sol en realidad está demasiado caliente como para que una reacción química de tipo terrestre como la llama se produzca en su superficie. Además, si el Sol produjera su energía al quemarse hace ya millones de años que se habría quedado sin combustible.

Se han formulado varias teorías para explicar el tremendo rendimiento de la energía del Sol. Una sostiene que cada uno de los trozos de materia en el Sol han estado ejerciendo atracción gravitatoria sobre todos los demás causando así el encogimiento del Sol, haciéndolo más compacto. Este proceso, llamado contracción gravitatoria, ocurre en algunas estrellas y puede liberar mucha energía. Sin embargo, la reducción gravitatoria podría producir energía a lo sumo por 50 millones de años, mientras la edad del Sol debe ser al menos igual a la de la Tierra, la cual es de 4.500 millones de años.

La teoría atómica dio finalmente una explicación. Los científicos están ahora de acuerdo en que las reacciones termonucleares son la fuente de la energía solar. Los cálculos teóricos de Albert Einstein mostraron que una cantidad pequeña de masa puede convertirse en una gran cantidad de energía. La inmensa cantidad de materia en el Sol podría proveer combustible para miles de millones de años de reacciones atómicas. Se cree que el centro del Sol es una masa sumamente densa de núcleos atómicos y electrones con una temperatura extremadamente caliente. Su temperatura está calculada en aproximadamente 15.000.000°K. Bajo estas condiciones, los núcleos pueden chocar y fusionarse en nuevos y más pesados núcleos. Este es el tipo de reacción termonuclear llamada reacción de fusión. Durante tal reacción algo de la masa de los núcleos se transforma en energía. Dos procesos específicos, el ciclo del carbono y la reacción de protón a protón, ocurren más a menudo.

La superficie del Sol, llamada fotosfera (esfera de luz), es la capa solar visible más baja. La temperatura de la fotosfera va de 4.700°K como mínimo a 7.500°K como máximo, siendo su temperatura promedio de 5.800°K. La fotosfera tiene una textura definida. Muchos granos luminosos pequeños están separados por áreas oscuras que parecen redes o canales. Fotografías de la superficie granulada de la fotosfera muestran que los granos tienen centenares de millas de diámetro, y están continuamente formándose y desapareciéndose. Según una hipótesis, los granos son las cimas de columnas de gas que ascienden y descienden a través de la fotosfera.

La uniformidad de la granulación indica que existe una relativa condición de calma en la superficie solar. Esto está periódicamente sujeto a perturbaciones violentas. Generalmente, estas perturbaciones aparecen en el fondo más luminoso de la fotosfera como puntos más oscuros, llamados poros. Los poros normalmente crecen rápidamente en número y en tamaño para formar una sola mancha solar grande o un grupo de manchas solares.

Los primeros observadores notaron que las manchas solares parecían "flotar". Galileo dedujo que la flotación era debida a la rotación del globo solar. La rotación observada se completaba en aproximadamente 27 días, tiempo que incluye también los movimientos de la Tierra (rotación y traslación). El período real de rotación varía con la latitud del Sol: son 25 días en el ecuador del Sol y 27,4 días a una latitud de 40 grados. Este retraso ocurre porque el Sol rota como gas, no como un cuerpo sólido.

Las manchas solares típicas tienen un centro redondo y oscuro, llamado umbra, rodeado por un área más clara, llamada penumbra; los rayos emitidos desde el centro de la umbra forman la penumbra. Las manchas solares varían grandemente en tamaño, pero siempre son pequeñas en relación al tamaño del Sol. Cuando aparecen en grupos, pueden extenderse por miles de kilómetros. La oscuridad de las umbras es una señal de que las manchas solares están más frías que la fotosfera. Las umbras parecen ser unos 2.000°K mas fríos que la fotosfera. Además, cuando se acercan al borde del Sol, las umbras también parecen estar más bajas que la fotosfera.

Se han hecho observaciones regulares de las manchas solares desde 1750 hasta el presente. Ellas revelan que las manchas aparecen y desaparecen en un ciclo definido, y que ellas se limitan a las dos zonas del Sol contenidas entre las latitudes 40 y 5 de sus hemisferios norte y sur; su ciclo dura un promedio de 11 años. Al principio de un ciclo algunas manchas aparecen alrededor de las latitudes 35. Luego, se incrementa rápidamente el número, alcanzando su máximo en alrededor de cinco años; al mismo tiempo, se acercan lentamente al ecuador. Durante los próximos seis años su número disminuye mientras continúan acercándose al ecuador. Así ese ciclo finaliza, iniciándose inmediatamente otro ciclo.

El astrónomo americano George E. Hale observó que ciertas fotografías de las manchas solares mostraron estructuras que parecían seguir líneas magnéticas de fuerza. A menudo un par de manchas solares parecían formar los polos norte y sur de un campo magnético. Hale pudo finalmente establecer que las manchas solares son de hecho asientos de campos magnéticos. Además, se descubrió que de un ciclo de 11 años al otro ocurre una inversión total de la polaridad de las manchas solares en ambos hemisferios solares, de manera que un ciclo magnético de manchas solares dura 22 años. Usando una nueva técnica de imágenes en 1992, los astrónomos pudieron mostrar que la superficie del Sol está cubierta con regiones magnéticamente activas relativamente pequeñas, llamadas tubos de flujo magnético, y que estas regiones se relacionan con la intensa actividad magnética de las manchas solares. Se piensa que mientras que las manchas en las estrellas a lo largo del universo tienen el 90% del flujo magnético del universo, los tubos de flujo magnético tienen el 10% restante.

La capa sobre la fotosfera es llamada cromosfera (esfera de color) debido a su color rojizo, visible durante los eclipses totales del Sol. La cromosfera se extiende varios miles de kilómetros por encima de la fotosfera y tiene una temperatura cercana a los 30.000°K. La cromosfera más baja absorbe algo de la luz que se emite de la fotosfera, causando las líneas oscuras de absorción del espectro solar. Esta absorción ocurre porque la cromosfera más baja está más fría que la fotosfera. Gran parte del "clima" del Sol tiene lugar en la cromosfera.

Los primeros astrónomos notaron grandes anillos rojos y serpentinas que aparecían alrededor del disco negro de los eclipses solares; estas serpentinas fueron llamadas protuberancias. Más tarde se descubrió que las largas y oscuras regiones en forma de hilos, que habían sido bautizadas como filamentos, eran en realidad protuberancias cuando se acercaban el borde del Sol. Los filamentos, o protuberancias, están esparcidas en la superficie solar. Como la mayoría de los fenómenos solares, no son comprendidas totalmente. Puede haber varios tipos de protuberancias: las protuberancias inmóviles pueden mantener su forma durante meses, mientras las protuberancias en regiones activas (asociadas con manchas solares) pueden ser de corta duración. Las protuberancias largas se estiran por más de 100.000 kilómetros y normalmente tienen unos 1.600 kilómetros de ancho. Estas parecen formarse del materia resplandeciente que cae continuamente desde la corona a la cromosfera, algo así como cuando la lluvia se condensa en el cielo de la Tierra. Pero la propia protuberancia puede subir, a veces ascendiendo a velocidades de 1.000 kilómetros por segundo.

La cromosfera está rodeada por la corona solar, una atmósfera exterior ligeramente luminosa. Como esta atmósfera es miles de veces más oscura que el disco del Sol, generalmente no es visible. Antes de la invención del coronógrafo, ésta sólo podía ser vista cuando el Sol era totalmente eclipsado por la Luna. Cuando la fotosfera es bloqueada, la corona aparece como un halo plateado con arcos largos y serpentinas. Los arcos son normalmente visibles sobre las regiones perturbadas, sobre todo donde las protuberancias están presentes. Cuando las manchas solares están en su mínimo, la corona tiene serpentinas largas a lo largo del ecuador con rayos más cortos en los polos. Esto cambia cuando las manchas solares están en su máximo. Entonces, la corona parece casi redonda, con serpentinas distribuidas uniformemente alrededor del disco.

Durante mucho tiempo muchas de las líneas de emisión del espectro de la corona no pudieron ser identificadas con las de los elementos terrestres. Alguna vez se creyó que eran emitidas por coronium, un elemento que no se encuentra en la Tierra. Investigaciones atómicas avanzadas han demostrado que estas líneas pueden producirse cuando el hierro (Fe), el níquel (Ni) y los gases del calcio (Ca) tienen una densidad muy baja a una temperatura muy alta.

Hoy se sabe que la corona consiste en una forma de materia llamada plasma, un gas muy caliente compuesto de una clase de sopa de partículas cargadas. La corona tiene una temperatura de aproximadamente 2.000.000°K, aunque no es lo bastante densa como para producir mucho calor. Un meteoro que viaje a través de la corona no se quema, como normalmente pasa en la atmósfera más densa y fría de la Tierra. Alguna vez se creyó que las colisiones atómicas dentro de la fotosfera y las ondas de choque resultantes eran responsables de las altas temperaturas de la corona. Sin embargo, hoy en día se sabe que los campos magnéticos solares generan la energía que calienta a la corona.

Los vehículos espaciales han encontrado corrientes de partículas con una gran carga de energía originadas por el Sol. Estas corrientes, llamadas viento solar, fluyen radialmente fuera del Sol a través del Sistema Solar, extendiéndose más allá de las órbitas de Neptuno y Plutón. Las partículas viajan aproximadamente a 402 kilómetros por segundo.

El viento solar es también un plasma. Consiste principalmente de una mezcla de protones y electrones, más los núcleos de algunos elementos más pesados (en menor número). Las partículas que constituyen el viento solar se forman cuando los gases de la corona se expanden y evaporan. Cerca de un millón de toneladas de gas por segundo se escapan del Sol por medio de este proceso. Las partículas son aceleradas por las altas temperaturas de la corona a velocidades suficientemente grandes como para permitirles escapar del campo gravitatorio del Sol. Cuando salen, las partículas llevan parte del campo magnético del Sol junto con ellas. Debido a la rotación del Sol y la continua salida de partículas, las líneas del campo magnético llevadas por el viento solar trazan curvas en el espacio. El viento solar es responsable de desviar las colas de los cometas lejos del Sol, y cuando el mismo encuentra el campo magnético de la Tierra el resultado es una onda de choque, cuya naturaleza no se conoce totalmente. En la vecindad de la Tierra el viento solar produce tormentas magnéticas, atenuando las transmisiones de radio y causando las auroras polares.