太陽核心
我們可以簡單地把太陽的整體構造分為兩大區域，而這兩個區域又分別由三部分構成。下文介紹太陽的六個部分，其中前三者是太陽的實質結構，而後三者則圍繞著太陽大氣展開，這兩大區域有助於我們了解太陽的壹些情況，這其中包括了太陽的大小、構造、以及壽命。
核心太陽的中心是壹片致密的區域，那裏極高的壓力和溫度足以引起核聚變（氫原子核在高溫高壓下互相聚合成氦原子核），由此釋放大量能量；而這壹反應，也正是我們所看到的太陽光的來源。太陽核心大約占到太陽半徑的25%，如前所述，這裏的化學構成是氫與氦。
輻射層這壹層濾過了因太陽核心的核聚變產生的巨量伽瑪射線。輻射層約占太陽半徑的45%，依然是壹個高壓環境。在這裏，能量不斷隨機反射，以“之”字型路徑上升到對流層。這壹通向對流層的旅程可能會持續100萬年，在這期間能量不斷重復著被吸收，再通過熱輻射被釋放，這就導致了最終進入對流層的是能量水平較低的粒子。
對流層對流層是太陽物理結構的最外層，約占到太陽半徑的30%。在對流層中，有巨大的熾熱氣體柱（熱柱）湧向太陽的表面，就如同壺中的開水滾沸著湧向水面壹般。熱柱所到之處，也就是太陽表面上能量得以釋放之處。太陽對流層中的溫度約為350萬華氏度（約195萬攝氏度）。
圖解太陽和壹顆紅巨星的結構圖，顯示了它們的對流區。這些是恒星外層的顆粒區。
光球層這是首個人們能直接觀測到的太陽結構，範圍是從太陽的表面延伸至其上方250英裏（400公裏——譯者註）。從這裏放出的光能，也就是每當太陽升起時，我們所見到的黃光！光球層位於太陽大氣層的最內部，這裏的溫度在6500-11000華氏度（約3600-6100攝氏度）之間。
太陽表面的太陽黑子和周圍的詳細視圖。它們都位於光球層中。密集的細胞模式（與太陽黑子無關）是"米粒組織"；單獨的細胞是"米粒"。
色球層色球層距太陽表面250至1300英裏（約400至2100公裏）。這裏溫度變化劇烈，而且甚至要比位於色球層下方的光球層更熾熱——盡管這聽來難以置信。
日冕日冕也許是太陽最神秘、最難得壹見的結構了，這是因為，除非發生日全食，否則人們壹般是觀測不到它的（除非使用日冕儀）。日冕的溫度遠遠高於其他太陽大氣層結構，竟可達350萬華氏度（約195萬攝氏度）——這與對流層持平！
日冕的上升沒有邊界，它延伸到太陽表面數百萬英裏以外。關於日冕（包括它令人難以置信的高溫）仍然有很多未解之謎，但人們對日冕的探索從未止步！
圖解：日全食，於短暫的全食階段可以用肉眼看見太陽的日冕。
太陽的邊界在哪裏？上文中我們介紹了太陽的各個部分。但行文至此，我們仍然無法解釋“人類是如何知曉太陽的構成的？”“太陽有多大？”這兩個問題。為了回答這兩個問題，人們使用了兩種不同的方法，分別為光譜法和角參數
光譜學大約在100年前，我們還無法準確地確定太陽的構成，直到數十年前，我們才對測定結果完全確信。本質上講，將太陽發出的光通過棱鏡，太陽光會被分解成顏色與彩虹壹樣的彩色光帶，每種顏色代表不同能量的光。然而，我們從棱鏡中也會看到壹些光線黯淡的“黑帶”，這意味著此處的光被某種元素吸收掉了。每壹種元素都有自己獨特的光譜，由此推理，我們便可以得出太陽當中存在著哪些物質，以及它們的濃度如何。
多虧了核天體物理學的研究成果，我們得以了解太陽當中各原子濃度的變化速率，由此可以得知太陽剩余的燃料還有多少，進而可以推斷出太陽還可以在空中燃燒多久。