약 139만 km의 지름을 가지고 있는 태양은 지구지름의 약 109배이고, 부피는 지구부피의 약 130만배가 된다. 태양의 중심부 온도는 약 15백만K로 엄청난 고온을 유지하고 있지만, 표면온도는 약 6천K를 유지하고 있다. 또한 태양 적도의 자전주기는 약 27일이고, 북위 30도는 약 28일로 위도가 높을수록 자전속도가 느려지는 자전주기를 가지고 있다.
태양은 내부는 핵, 복사층, 접합층, 대류층의 네개 부분으로 구분할 수 있다. 핵은 에너지를 발생시키는데, 핵에서 만들어진 에너지는 핵에서 빠져나와 복사층을 통한 복사에 의해 감마/엑스선의 형태로 외부로 분출되며, 최외부의 대류층을 통하여 대류하면서 유동적은 흐르을 보이며 끊임없이 이동한다. 한편 태양의 자기장은 복사층과 대류층 사이의 경계면에서 생성되는 것으로 추정하고 있다.
태양의 핵은 태양의 중심부로서 핵융합반응을 통해 수소가 헬륨으로 형성되고, 에너지를 태양 표면으로부터 외부로 방출한다. 태양의 중심부는 약 15,000,000도이고 밀도는 금의 약 10배로 150g/cm3 을 나타내는데 이는 수소핵들이 반응하기에 충분한 조건이다. 온도와 밀도는 태양의 중심에서 멀어질 술고 점점 줄어들게 되며, 핵반응은 핵의 중심부터 표면까지 거리의 약 1/4 넘어서는 발생하지 않는다.
접합층은 복사층과 대류층 사이에 존자하는 공간으로, 대류층에서 관측되는 유동적 움직임은 접합층의 상층부에서 복사ㅇ층과 마주치는 접합지점으로 가면서 사라지게 된다. 태양 천문학에서는 현재 접합층의 자기운동에 의해 태양의 자기장이 형성된다고 보고 있다.
복사층은 핵외부 가장자리에서 대류층 바닥까지 자리잡고 있는데, 태양의 핵에서 방출된 에너지를 복사를 통해 대류층에 전달하게 된다. 핵에서 생성된 에너지는 복사층에서 입자로 분출되는 빛에 의해 이동하게 된더. 광자들이 빛의 속도로 이동하지만, 각각의 광자는 불투명 물질 등의 장애물에 의해 약 100만년의 시간이 흘러야 접합층에 도달하게 된다. 복사층 상층부 밀도는 금과 비슷한 20g/cm3 에서 바닥으로 내려가게되면 밀도는 0.2g/cm3 까지 감소하게 되며, 온도는 약 7,000,000도에서 2,000,000도로 감소하게 된다.
태양의 최외측은 대류층인데, 태양 표면에서 하부로 약 200,000km 깊이에서부터 시작되며 온도는 약 2,000,000도이다. 대류층은 불투명한 물질들로 구성되어 복사층에서의 에너지가 분출되지 못하고 대류를 통해 열을 저장하게 된다. 이러한 대류운동을 통해 표면으로 빠른속도로 열을 이동시키면서 유동체는 팽창하게 되고 상승과 동시에 온도가 떨어지게 된다.
태양은 광구 상부에 약 1,600km 분포된 채층을 가지고 있는데, 채층은 약 6,000도~약 10,000도에 이르는 불규칙한 층이다. 수소의 경우 이러한 온도에서 불그스레한 색을 방출하게 되는데, 이는 개기일식 현상을 관측하는 과정에서 확인할 수 있다. 태양을 스페트럼 또는 h-alpha 방출 관련 필터를 통해 관측하게 되면, 채층의 자기장, 플라쥬, 필라멘트, 홍염 등의 특성을 관측해낼 수 있다
태양의 광구는 외관상으로는 고체 구의 형태를 보이지만, 사실은 가스로 이루어진 100km 정도의 공과 같은 형태이다. 통상적으로 육안을 통해 태양의 중심부를 관측할 때 상대적으로 고온이고 밝은 부분을 보게되고, 가장자리를 볼 때 상대적으로 온도가 낮고 어두운 지역을 보게된다. 이런 과정에서 주연감광 현상이 생기게 되는데 이는 태양의 가장자리 부분이 검게 보이는 현상을 말한다. 망원경 관측을 통해 광구 표면의 흑점, 븕은 반점, 쌀알무늬들의 다양한 특징들을 확인할 수 있고, 도플러 효과를 활용하여 광구 내 물질의 흐름을 관측할 수 있다.
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