太阳是目前被天文学家研究得最细致，最深入的一颗恒星 。我们平时看到的太阳似乎十分平静，其实太阳上的 剧烈活动远远超过我们的想象。那么太阳的构造是怎样的呢?让小编来告诉你吧!
太阳的内部
核反应区 从中心到0.25R⊙(R⊙：太阳半径)是太阳发射巨大能量的真正源头，也称为核反应区。在这里，太阳核心处温度高达1500万度，压力相当于3000亿个大气压，随时都在进行着四个氢核聚变成一个氦核的 热核反应。根据原子核物理学和爱因斯坦的 质能转换关系式E=mc2，每秒钟有质量为6亿吨的 氢经过热核聚变反应为5.96亿吨的 氦，并释放出相当于400万吨氢的 能量，正是这巨大的能源带给了我们光和热，但这损失的 质量与太阳的 总质量相比，却是不值一提的 。根据目前对太阳内部氢含量的 估计，太阳至少还有50亿年的正常寿命。
辐射区 0.25R⊙～ 0.86R⊙是太阳辐射区，它包含了各种电磁辐射和粒子流。辐射从内部向外部传递过程是多次被物质吸收而又再次发射的 过程。从核反应区到太阳表面的行程中，能量依次以X射线、远紫外线、紫外线，最后是可见光的形式向外辐射。太阳是一个取之难尽，用之不竭的 能量源泉。
对流层 对流层是辐射区的外侧区域，其厚度约有十几万千米，由于这里的 温度、压力和密度梯度都很大，太阳气体呈对流的不稳定状态。使物质的径向对流运动强烈，热的 物质向外运动，冷的物质沉入内部，太阳内部能量就是靠物质的 这种对流，由内部向外部传输。
太阳的大气
光球层 对流层上面的太阳大气，就是我们平时所见的太阳圆盘，称为太阳光球。光球是一层不透明的 气体薄层，厚度约500千米。它确定了太阳非常清晰的边界，几乎所有的 可见光都是从这一层发射出来的 。
光球层上最显著的现象就是太阳黑子，所谓太阳黑子，其实只是太阳光球层上的温度相对较低的 区域，其温度约为4500K，而光球其余部分的温度约为5800K。这些温度较低的 区域在明亮的光球反衬下，就显得很黑。
除此之外，太阳光球层上还有以下一些现象：
(1)光斑，即在日面边缘背景亮度较小的 部分可以看到一些比周围亮的 斑点;
(2)临边昏暗，即日面亮度向边缘逐渐减小的 现象;
(3)米粒组织，即在比较好的 大气宁静条件下，通过高分辨率的太阳望远镜仔细观测，可以看到光球表面的亮度并不均匀，存在着均匀分布的 米粒状的结构，称为米粒组织。这其实是对流层里对流现象在光球表面的一种表现形式，它和太阳活动区关系密切。
太阳的色球层
色球位于光球之上。厚度约2000千米。太阳的温度分布从核心向外直到光球层，都是逐渐下降的 ，但到了色球层，却又反常上升，到色球顶部时已达几万
度。由于色球层发出的可见光总量不及光球的1%，因此人们平常看不到它。只有在发生日全食时，即食既之前几秒种或者生光以后几秒钟，当光球所发射的 明亮光线被月影完全遮掩的短暂时间内，在日面边缘呈现出狭窄的玫瑰红色的 发光圈层，这就是色球层。平时，科学家们要通过单色光(波长为6563埃)色球望远镜才能观测到太阳色球层。
色球上经常出现一些暗的 “飘带”，称为暗条，当它转到日面边缘时，很像一只耳朵，人们俗称它为日珥;在太阳黑子的正上方，有时出现一些局部亮区域，称为谱斑;当谱斑亮度突然增强时，就是通常人们所说的太阳耀斑。太阳耀斑释放的 能量极其巨大，其巨大的能量来自磁场。
太阳的日冕
日冕是太阳大气的最外层，它由高温、低密度的等离子体所组成。亮度微弱，在白光中的总亮度比太阳圆面亮度的百分之一还低，约相当于满月的 亮度，因此只有在日全食时才能展现其光彩，平时观测则要使用专门的日冕仪。日冕的 温度高达百万度，其大小和形状与太阳活动有关，在太阳活动极大年时，日冕接近圆形;在太阳宁静年则呈椭圆形。自古以来，观测日冕的传统方法都是等待一次罕见的日全食——在黑暗的 天空背景上，月面把明亮的 太阳光球面遮掩住，而在日面周围呈现出青白色的光区，就是人们期待观测的太阳最外层大气——日冕。
