天文学家们经过研究，确定出太阳的直径为139万千米，是地球的109倍，体积则是地球的130万倍。
我们都知道，太阳是一个炽热发光的气体团。根据太阳大气不同深度的不同性质和特征，天文学家把它从里向外分为几个层次。这几个层次分别叫作日核、辐射区、对流层、光球、色球层和日冕。
第一层是日核。日核位于太阳的中心部分。它的半径大约为o．25个太阳半径。虽然看起来不算大，但太阳的大部分质量都集中在这里，而且太阳的光和热也都是从这里产生的，温度高达1500万开尔文(k)。这些光和热是在氢原子核聚变为氦的过程中释放出来的，因此，日核也叫作“核反应区”。太阳的主要成分是氧，这些氢为氢核聚变反应提供了足够的燃料。
第二层是辐射区。日核的外面包裹着一层辐射区。日核产生的能量通过这个区域，以辐射的方式由里向外传播出去。它的范围从0. 25个太阳半径到0.86个太阳半径处。这里的温度比太阳核心低得多，大约为70万开尔文。
第三层是对流层。辐射区外的一层称为对流层，太阳大气在这一层中间呈现剧烈的上下对流状态，它的厚度大约是10万千米。
第四层是光球。光球位于对流层的外面，是我们平时所看见的明亮的太阳圆面。我们所说的太阳半径，就是从太阳中心到光球这一段。光球的厚度大约是500千米。太阳光球的中间部分要比四周亮一些，这叫“太阳临边昏暗”现象。这种现象的产生，是由于太阳圆面中间部分的光是从温度较高的太阳深处发射出来的，而圆面边缘部分的光则是由温度较低的太阳较浅的层次发出来的。
第五层是色球层。它用非常美丽的红色包裹着光球。色球层的厚度大约为2000千米，上面布满了大小不一、形态多变的头发状的结构，称为针状体。色球层的温度越往外越高，最外层的温度高达10万开尔文。平时我们看不到色球层，这是因为地球大气中的分子和尘埃散射了太阳光，使天空变成了蓝色，色球层就淹没在蓝色背景之中。日全食的时候，当太阳光球被月亮完全遮住的那一瞬间，美丽的色球层就能显露出来。有一种专门对色球进行观测和研究的望远镜，叫色球望远镜。这种望远镜上附加了一种只允许红光通过的滤光器，随时都可以观测太阳色球，这样就不用去等难得一见的日全食了。
第六层是日冕。日冕是太阳大气最外面的一层，从色球层的边缘向外延伸，最远可以达到4-5个太阳半径。日冕的亮度只有光球的1%，平时根本看不见，只有在日全食的时候，日冕才显露出它的“庐山真面目”。日全食的机会很少，如果想平时对日冕进行观测和研究，就需要使用日冕仪了。日冕的温度相当高，达100万- 200万开尔文。在这么高的温度下，所有的物质都成为电离状态。日冕的温度虽高，但它并不很热，因为日冕中所包含的气体太稀薄了，它的总热量是很低的。日冕的形状也不是长期固定不变的，它有时大致呈圆形，有时呈扁圆形，有时又呈不规则的形状。日冕形状的变化与太阳活动的强弱程度有关。由于日冕距离太阳中心较远，所以受到太阳的吸引力也较小。日冕中高温粒子的动能很大，有时它们能够克服太阳的引力，形成高速的粒子流跑出来，这就是太阳风。
