NASA太陽動力學天文臺在2012年7月12日爆發太陽耀斑之前就看到了太陽黑子AR 1520
太陽是一個巨大的氣體和等離子球。大部分氣體（91％）是氫氣。它在太陽的核心轉化為能量。能量通過內層向外移動，進入太陽的大氣層，並以熱和光的形式釋放到太陽系中。
核聚變
在太陽的核心，重力產生巨大的壓力和溫度。該層中的太陽溫度約為2700萬華氏度（1500萬攝氏度）。氫原子被壓縮並融合在一起，形成氦氣。這個過程稱為核聚變。隨著氣體升溫，原子分裂成帶電粒子，將氣體轉化為等離子體。
主要以伽馬射線光子和中微子的形式存在的能量被帶入輻射區。根據測算，光子可以在這個區域內隨機地從幾千到幾百萬年左右反彈，然後再到達地面。
為什麼我們不知道光子從太陽中心向外傳播需要多長時間？首先，科學家們無法看到核心從它的誕生中追蹤光子。相反，他們必須依靠臭名昭著的“ 醉漢行走 ”問題的模型。根據這種情況，醉酒者在進行隨機左右轉彎時行進的距離是它們的典型步長乘以所採取步數的平方根。對於太陽中心中隨機行進的光子，這取決於用於輻射的平均自由路徑（或平均距離行程）的內容。這些數字從4 , 000年到數百萬年不等，但大多數太陽能科學家往往傾向於17萬年。
加州大學洛杉磯分校的太空科學家Lucie Green 說，“光子在太陽下隨意散步” 。“我會說讓光子逃脫17萬年。”
奧登瓦爾德說： “大多數天文學家對這個數字並不太感興趣，並試圖將其嚴格限制，因為它不會影響我們現在測量的任何現象，除了核心區域的屬性。”
科學家認為太陽的磁場是由輻射區的“磁發電機”產生的。
對流區（也稱為對流層）是太陽內部的最外層。它從大約125,000英里（200,000公里）深處延伸到可見表面或太陽的大氣層。對流區的溫度降至350萬華氏度（200萬攝氏度）以下，熱等離子體向表面噴出。
對流運動將熱量非常迅速地傳遞到地表，這是太陽大氣的底層或光球層。這是能量作為陽光釋放的層。光線穿過太陽大氣的外層 - 色球層和日冕。我們通常看不到這些層，但在日全食期間，色球看起來像是圍繞太陽的紅色邊緣，而日冕形成一個白色的冠，等離子飄帶向外擴散。根據太陽天文臺的數據，色球從大量的氫中獲得紅色。
豐富的元素
研究太陽成分的天文學家在陽光下編目了67種化學元素。可能會有更多，但數量太少，無法被檢測儀器檢測。最常見的氫，佔據90%以上，氦的含量也能佔8.7%，其餘元素佔比較少。
閱讀更多 科學觀察者 的文章
