太阳从结构上可分为两大部分：内部为稠密的气体，处于高温高压之下，是我们无法看到的；外部是可见的稀薄气体，通常称为太阳大气。

1 太阳的内部结构

太阳的内部从里往外由核反应区、辐射区和对流层三个圈层所组成。

（1）核反应区

从太阳中心到1/4太阳半径范围内是进行热核反应产生能量的区域。这个区域体积约占太阳体积的1/64，密度约为水的150倍，质量占太阳质量一半，温度高达1500万度，压力高达2500亿个地球大气压，不断进行着将氢聚变为氦的核反应，释放出巨大的能量。它是太阳辐射和太阳活动的主要能量来源。太阳发射的能量99%是从这里产生的。

（2）辐射区

中心核反应区之外是能量辐射传输区，简称辐射区。它的范围约从0.25至0.8太阳半径，其体积约占太阳体积的一半。热核反应产生的辐射能量在这里通过太阳各层物质的吸收、发射、再吸收、再发射的过程向外输送。热核反应产生的高能r射线经过这个过程逐步降低频率，最后成为太阳向空间辐射的较低能量的可见光和其它形式的辐射。

（3）对流层

对流层是太阳内部大气的最外层，由辐射区输送的能量使这里温度达几万至几十万度，稠密炽热的气体处于升降起伏的对流状态。在太阳大气中产生的各种活动（如黑子、耀斑等）都与对流层有关。

2 太阳的外部结构

太阳的外部由光球、色球层和日冕三层大气所组成。

（1）光球

肉眼所见的光芒夺目的太阳视表面，叫做光球，是太阳大气的最低层，厚约500千米，平常所说的太阳直径为地球的109倍和太阳表面温度为6000℃也都是指光球而言的。从光球发出的光产生连续光谱。非常明亮的局部区域，即光斑是经常出现的。太阳的黑子也不时可见。此外，太阳表面呈现有宽为1600千米这个量级的米粒。米粒形状的不断变化表明了太阳表面总的扰动状态。米粒被解释为流管，热的物质往外涌，冷的物质住里流。 

  (2)色球层

    在光球上面有一个叫做色球层的稀薄气体区域。它的厚度各处不一，平均约2000公里，主要是由氢、氦和钙所组成。平时由于光球的强烈光线的影响，看不到这层气体。只有在光球被月球遮住发生日全食时才可以看到这层玫瑰色的色球层。色球层的温度随高度而升高，由底层的几千度升高到十万度。色球层的结构是不均匀的，其边缘不像光球那样清晰整齐，由许多细小的“火舌”组成，致使它的边缘成锯齿状。色球产生突然爆发现象，在仪器观察中表现为特别明亮的斑点，叫耀斑。耀斑多半位于黑子群的上方。这些耀斑有时持续时间范围是从几分钟到几小时。紫外辐射和带电粒子从这些耀斑处喷射出来，穿过宇宙空间，显著影响着地球上层大气和地球磁场。色球层中，有时有巨大的气柱升腾而起，称作日珥。形成日珥的气体的状态是由错综复杂的内部磁场，太阳引力场和太阳辐射的相互作用所决定的。日珥上升的高度可达几万至数万千米，然而回落日面，或脱离太阳引力，消散在宇宙中。

（3）日冕

日冕在色球层之上，是愈来愈稀薄的太阳大气，平时看不见。在日全食时，日冕呈现为一片银白色的光辉，形状不规则，密度极小，为地球大气密度的百万分之一，是由离子和自由电子所组成，称为等离子体，它伸展到离太阳８00万千米以远的地方。日冕的温度随高度上升而剧增，上部达一、二百万度。可见，太阳的表面和大气总呈现出各种程度不一的活动。但整个日面上的平均变化很小.如果在星际距离上观测太阳，那么太阳就难于归入变星之列。

 (四)太阳黑子及其活动周期

                         1 太阳黑子概貌

把太阳的像投射到一张白纸上，通常呈现出在太阳表面上有一些黑子，有的黑子的直径可达１０万公里，而大多数黑子则要比这小得多。这些黑子随着时间的推移而变化，它们向前运动穿过日面，显示出太阳有自转。太阳的自转是一种较差自转，其周期是一个纬度的幽数，从２５天起变化到３４天为止，随太阳纬度的增高而增大，这个自转周期业己得到确定。

当一个黑子接近太阳边缘时，它呈现为太阳表面的一个洞穴。这个现象就是以格拉斯哥大学首席教授的名字命名的威尔逊效应。

研究黑子在一年不同时期所走的路线表明，太阳赤道与黄道的交角为７⁰。太阳自转的验证是从这样一种事实得到的：来自太阳的一个边缘的太阳光的谱线的多普勒位移移向红端，从相对的另一边缘辐射的太阳光的谱线则移向紫端。前者说明太阳的一个边缘在远离我们，后者说明相对的另一边缘在接近我们，两者合起来说明太阳在自转。

太阳黑子只是同光球背景相比较才是黑的。即使在黑子的本影里，其温度也在４５００℃左右。本影的周围是半影，它是一个几乎象光球一样亮的区域，由一些围绕黑子中心的大致是径向排列的扭曲的亮纤维所组成。黑子通常成群出现。在各个黑子群中的黑子数随时间的变化而变化。一般地，一个黑子群分为二个部分。就太阳自转的指向而言，前导部分以一个大黑子为主，后随部分照例拥有一个大黑子，伴随有一些小黑子。

相应于一个太阳黑子就有一个磁场，其磁场强度取决于这个黑子的大小，变化幅度是从１００高斯到几千高斯。利用塞曼效应能够测量在黑子不同部分中的磁力线指向。在黑子本影中心，磁力线的指向是垂直的，而在黑子边缘处则几乎水平的。这里也存在一个从本影向外涌的气流，它为半影谱线的多普勒位移所揭示，在黑子位于日面边缘时被观测到。这就是众所周知的埃弗谢德效应。也值得注意的是，测量塞曼分裂谱线能确定太阳表面上任一点的磁场。通过做一次光栅扫描，就可以获得一张太阳表面附近的总磁场图。太阳的总磁场强度一般为几个高斯。它的情况与一个偶极子的磁场相类似，其极轴与自转轴的交角不过几度。

太阳黑子的一个有趣的特性是，如果一个黑子群的前导部分呈现出正的磁极性，那么后随部分就呈现为负的磁极性。更值得注意的是，在称为太阳北半球的那个半球上，所有的黑子群都呈现相同的磁极性分布，而在南半球的所有黑子群则呈现出相反的磁极性，前导部分是负的，后随部分是正的。对所谓的太阳黑子周期中的成员来说，这种情况在整个这个周期中是始终维持着的。

                2 太阳黑子活动周期

太阳黑子周期是施瓦贝经过对太阳２０年的系统观测于１９４３年发现的。在各天观测到的太阳黑子平均数表明，有一个１１年的周期变化。

当一新的周期开始时，一些小的黑子出现在两个半球纬度３０^o或３０⁰以上的地方，这些黑子变得越来越大，越来越多。它们出现之处的纬度渐渐向赤道移动，经过半个周期后，恰好处于太阳黑子活动高峰，纬度１５⁰左右黑子最多。在一个周期将近结束时，老周期里的黑子己很少，而且通常出现在纬度５⁰左右的地方，下一个周期的第一批黑子出现在较高的纬度处。黑子随时间的变化。就每一个新周期来说，都有一次磁极性的反转。当新周期的第一批太阳黑子群出现在纬度约为＋３０⁰和－３０⁰的地方时，那些在老周期里具有正的磁极性的黑子群现在则具有负的磁极性，而那些原来是负的现在则成了正的。如果把这样的磁现象考虑进去，那么基本的太阳黑子周期除去大家熟知的11年周期之外，还有一个２２年周期。