太陽系/太陽
太陽圍繞其銀河系，即銀河系的中心執行，大約每 2.4 億年執行一次。
太陽相對於遙遠的恆星旋轉，赤道每 25.05 個地球日旋轉一次，兩極每 34.3 個地球日旋轉一次。
質量：2,000,000,000,000,000,000,000,000,000 噸 [2 × 1027 噸]，約為地球質量的 330,000 倍。
直徑：870,000 英里 [140 萬公里]
年齡：45 億年
與地球的平均距離：9300 萬英里 [1.496 億公里]
光度：390 億億兆瓦
成分：91.2% 氫，8.7% 氦，0.1% 其他化學元素
表面溫度：10,000 華氏度 [5,500 攝氏度]
核心溫度：2500 萬華氏度 [1500 萬攝氏度]
核心密度：是固體鉛的 12 倍
太陽黑子是太陽輻射“表面”（光球層）上的相對較暗的區域，強烈的磁活動抑制了對流並冷卻了光球層。光斑是圍繞太陽黑子群形成的略微明亮的區域，因為能量流向光球層的重新建立，以及正常的能量流和太陽黑子阻擋的能量都提高了輻射“表面”的溫度。自從 17 世紀開始記錄太陽黑子面積以來，科學家們一直在推測太陽黑子與太陽光度之間可能存在的關係。[22][23] 現在已知存在與太陽黑子引起的亮度下降（通常 < - 0.3%）和增加（通常 < + 0.05%）相關的相關性，這些增加是由與活躍區域相關的光斑以及磁活躍的“明亮網路”引起的。[24] 由磁活躍區域對太陽光度的調製已由 1980 年發射的太陽極大任務 (SMM) 上的 ACRIM1 實驗對總太陽輻照度 (TSI) 的衛星測量結果證實。[24] 這些調製後來在 1978 年發射的尼姆布斯 7 號衛星上的 ERB 實驗結果中得到證實。[25] 磁活躍區域的太陽黑子比平均光球層更冷，“更暗”，並導致 TSI 暫時下降高達 0.3%。磁活躍區域的光斑比平均光球層更熱，“更亮”，並導致 TSI 暫時上升。在太陽磁活動增強時期，由於光斑比太陽黑子更大，持續時間也更長，因此太陽的淨輻射輸出增加。
有些人認為太陽直徑的變化可能會導致輸出的變化。但最近的研究，主要來自 SOHO 上的邁克爾遜多普勒成像儀，表明這些變化很小，大約為 0.001%（Dziembowski 等人，2001）。
已經使用太陽黑子數（記錄跨越數百年）作為太陽輸出的代理（只有幾十年有良好的記錄）進行了各種研究。此外，地面儀器已透過與高空和軌道儀器的比較進行校準。研究人員結合了當前讀數和因素來調整歷史資料。其他代理資料——例如宇宙成因同位素的丰度——已被用於推斷太陽磁活動，因此可能推斷出亮度。
太陽黑子活動已經使用沃爾夫數測量了大約 300 年。該指數（也稱為蘇黎世數）使用太陽黑子的數量和太陽黑子群的數量來補償測量中的變化。芬蘭奧盧大學的伊利亞·烏索金在 2003 年進行的一項研究發現，自 1940 年代以來，太陽黑子的頻率比過去 1150 年更高。[26]
太陽光球層上的顆粒是由太陽對流層內等離子體的對流電流（熱柱，貝納德細胞）引起的。太陽光球層的顆粒狀外觀是由這些對流單元的頂部產生的，稱為顆粒。
顆粒的上升部分位於中心，那裡的等離子體更熱。顆粒的外緣由於下降的等離子體更冷而更暗。除了可見外觀外，對來自單個顆粒的光進行多普勒頻移測量提供了對流性質的證據。
典型的顆粒直徑約為 1000 公里，持續 8 到 20 分鐘後消散。在光球層下方，有一層“超顆粒”，直徑可達 30,000 公里，壽命可達 24 小時。
耀斑是太陽表面伸出的一個大型明亮特徵，通常呈環狀。耀斑錨定在太陽光球層的表面，並延伸到太陽日冕。雖然日冕由極熱的電離氣體（即等離子體）組成，這些氣體不會發射太多可見光，但耀斑包含更冷的等離子體，其成分類似於色球層。耀斑在大約一天的時間尺度內形成，穩定的耀斑可以在日冕中持續數月。一些耀斑破裂並導致日冕物質拋射。科學家目前正在研究耀斑是如何形成的以及為什麼形成。
典型的耀斑延伸數千公里；有記錄的最大耀斑是在 1997 年由太陽和太陽風層觀測站 (SOHO) 觀測到的，長度約為 350,000 公里（216,000 英里）——大約是太陽半徑的一半，或者地球直徑的 28 倍。耀斑中包含的質量通常約為 1000 億噸物質。
當從不同的視角觀察日珥，使得它背對著太陽而不是空間時，它看起來比周圍的背景更暗。這種形成被稱為太陽暗條。一個日珥可能同時是暗條和日珥。日珥的另一個名稱是日冕暗條，當在某些波長下從太陽盤面觀察時，太陽日珥通常表現為暗日冕暗條。
太陽耀斑是太陽大氣層中發生的大規模爆炸，可以釋放高達6 × 1025焦耳的能量。該術語也用於指代其他恆星上類似的現象，稱為恆星耀斑。
太陽耀斑影響太陽大氣層的各個層級（光球層、日冕層和色球層），將等離子體加熱到數千萬開爾文，並將電子、質子和較重的離子加速到接近光速。它們在整個電磁頻譜中產生輻射，從無線電波到伽馬射線。大多數耀斑發生在太陽黑子週圍的活動區域，在那裡強烈的磁場穿透光球層，將日冕連線到太陽內部。耀斑是由日冕中儲存的磁能突然（時間尺度為幾分鐘到幾十分鐘）釋放所驅動的。如果太陽耀斑非常強大，它會導致日冕物質拋射。
太陽耀斑發射的X射線和紫外線輻射會影響地球的電離層，並干擾遠端無線電通訊。在分米波長處的直接無線電發射可能會干擾雷達和其他在這些頻率下執行的裝置。
太陽耀斑最初由理查德·克里斯托弗·卡靈頓和理查德·霍奇森分別於1859年觀測到，當時在太陽黑子群內，一小部分割槽域出現了局部可見的光亮。在其他恆星上也觀測到了恆星耀斑。
太陽耀斑的發生頻率變化很大，從太陽特別“活躍”時的每天幾次，到太陽“平靜”時的每週不到一次。大型耀斑比小型耀斑不太頻繁。太陽活動有一個11年的週期（太陽週期）。在週期的峰值時，太陽上通常有更多的太陽黑子，因此也更多太陽耀斑。
日冕是太陽或其他天體的等離子體“大氣層”，延伸到太空數百萬公里，在日全食期間最容易看到，但也可以在日冕儀中觀測到。冠狀詞的拉丁語詞根意為“王冠”。
在日全食期間，可以用肉眼看到日冕。日冕的高溫賦予它獨特的譜線特徵，這導致19世紀有些人推測日冕中包含一種以前未知的元素“冠狀”。這些光譜特徵後來被追溯到高度電離的鐵（Fe-XIV），這表明等離子體溫度超過106開爾文。
來自日冕的光來自三個主要來源，它們被稱為不同的名稱，儘管它們都共享相同的空間體積。K-日冕（K代表kontinuierlich，德語中的“連續”）是由陽光散射到自由電子上產生的；反射的光球層吸收線的多普勒展寬完全掩蓋了它們，使光譜呈現出沒有吸收線的連續譜。F-日冕（F代表Fraunhofer）是由陽光從塵埃粒子反射產生的，因為它包含了在原始陽光中看到的Fraunhofer吸收線，因此可以觀測到；F-日冕延伸到太陽的非常高的伸長角，在那裡被稱為黃道光。E-日冕（E代表emission）是由日冕等離子體中存在的離子產生的譜線發射線引起的；它可以在寬譜線、禁線或熱譜線發射線中被觀測到，是關於日冕成分的主要資訊來源。
太陽風是從太陽上層大氣層噴射出來的帶電粒子流。它主要由電子和質子組成，能量通常在10到100 eV之間。粒子流的溫度和速度隨時間而變化。這些粒子可以逃逸太陽的引力，因為它們的動能很高，日冕的溫度也很高。
太陽風創造了日球層，一個包圍著太陽系的星際介質中巨大的氣泡。其他現象包括可能使地球上的電網癱瘓的地磁風暴、極光（北極光和南極光）以及彗星的等離子體尾部，這些尾部總是指向遠離太陽的方向。
太陽黑子是太陽表面（光球層）上的暫時現象，與周圍區域相比，它們明顯地表現為暗點。它們是由強烈的磁活動引起的，它抑制了對流，形成了表面溫度降低的區域。儘管它們的溫度約為3,000–4,500 K（4,940–7,640 °F），但與周圍物質大約5,780 K 的對比使其明顯地看起來像暗點，因為加熱的黑體的強度（與光球層非常接近）是T（溫度）的四次方函式。如果太陽黑子與周圍的光球層隔離開來，它將比電弧更亮。太陽黑子在太陽表面移動時會膨脹和收縮，其直徑可達80,000公里（49,710英里），使較大的太陽黑子在地球上肉眼可見，無需望遠鏡輔助。
太陽黑子體現了強烈的磁活動，並孕育著次級現象，如日冕環和重聯事件。大多數太陽耀斑和日冕物質拋射起源於可見太陽黑子群周圍的磁活動區域。在恆星上間接觀測到的類似現象通常被稱為星斑，並且已經測量到亮斑和暗斑。
太陽物理學是研究我們太陽的學科。它是天體物理學的一個分支，專門利用和解釋只有對我們最近的恆星才能進行的詳細測量。它與純物理學、天體物理學和計算機科學的許多學科交叉，包括流體動力學、等離子體物理學（包括磁流體力學）、地震學、粒子物理學、原子物理學、核物理學、恆星演化、空間物理學、光譜學、輻射傳遞、應用光學、訊號處理、計算機視覺和計算物理學。
由於太陽的位置獨特，適合近距離觀測（其他恆星無法像太陽那樣以任何類似的空間或時間解析度進行解析），因此在相關的觀測天體物理學（針對遙遠恆星）和觀測太陽物理學之間存在著分歧。美國天文學會太陽物理學部門擁有約600名成員（2008年），而其母組織則擁有數千名成員。
太陽物理學領域目前（2009年）的主要工作重點是全面瞭解整個太陽系，包括太陽及其對日球層內行星際空間以及行星和行星大氣層的影響。對影響日球層中多個系統的現象或被認為適合日球層背景的現象的研究被稱為日球物理學，這是一個新造的詞，在千禧年早期開始使用。