太阳的结构由日核、辐射区、对流层、光球、色球、日冕构成。

日核即太阳的心部分，亦称核反应区。其中心温度在1500万K以上，中心压力达3300亿大气压。日核约占太阳半径的15%-26%，集中了太阳质量的一半，并且可以产生太阳发射能量的大约99%。由于高温，其物质处于气态，日核释放的能量是由氢原子核聚变为氦产生，每秒钟，质量为6亿吨的氢经过热核聚变反应转变为5.96亿吨的氦，并释放出相当于400万吨氢的能量，此即太阳光的来源。据目前对太阳内部氢含量的估计，太阳至少还能向地球提供50亿年的光和热。

日核外面一层称为辐射区。比起日核来，这里的温度、密度已急剧下降。从核反应区发出的能量开始是以高能γ射线的形式发出，继而是X射线，再往外，光子的能量更为减小，变为极紫外线和紫外线。总而言之，在辐射区，通过对来自日核的能量极高的光子吸收、再发射而实现能量传递。这里的物质每吸收并再辐射一次，便使高能光子的频率降低（波长变长）一些，经过无数次的这种再吸收、再辐射的漫长过程，使高能光子逐渐变为可见光和其他形式的辐射。若没有辐射区物质的作用，太阳将是一个仅发射高能射线的不可见天体。

辐射区的外侧区域，太阳气体呈对流的不稳定的状态，称为对流层。其厚度约有14万公里，也有人认为仅有几万公里厚。由于这里温度、压力和密度梯度均很大，使物质的径向对流运动强烈。又由于对流运动的非均匀性，可产生低频声波——噪声，它可将机械能通过光球传输到太阳的外层大气。至今对日核、辐射区和对流层的研究尚处于理论探索阶段，因为上述的太阳内部结构无法直接观测到。

对流层上面的太阳大气称为光球，其厚度约为500公里。它就是人们平时所看到的太阳视圆面，几乎全部可见光是从这一层发出来的，因而太阳的光谱实际上就是光球的光谱。光谱分析法是了解太阳化学成分、磁场、密声、压力和温度等物理参数的主要途径之一。光球上最显著的现象是太阳黑子，黑子并非绝对的黑，原因在于它比周围区域的温度低大约1500K。黑子实质上是具有强磁场的低于光球温度的旋涡。

色球层位于光球之上，厚度约2000公里，温度从其底部的4500K上升到顶部的数万K。它发出的可见光总量不及光球的1%，因此人们平常看不到色球。发生日全食时，当光球所发射的强烈光线被月球完全遮掩的短时间内，或者平时用单色光观测，可看见它是一个非常美丽的玫瑰红色的气层，因而得名“色球”。

在日全食时，人们可观察到暗黑的天空背景上，月掩日轮周围呈现青白色的光区，这就是太阳的最外层大气——日冕。它由高温、低密度的等离子体所组成。日冕的延伸范围约为太阳直径的几倍到十几倍。其亮度仅相当于满月的亮度，其形状是变化的。