Slunce

Jádro

V jádře probíhají za vysokých teplot (zhruba 15 miliónů kelvinů) hlavně protonovo-protonové jaderné reakce, tzv. p-p cyklus. Tento cyklus se skládá ze tří fází, během kterých dojde k přeměně vodíku na hélium.

Oblast zářivé rovnováhy

V ní se energie z termonukleárních reakcí šíří směrem ven rozptylem záření. Energie uvolněná v jádře ve formě gama-záření se postupně mění na záření s většími vlnovými délkami, protože se zde mnohonásobně fotony pohltí a opět vyzáří. Jeden gama foton vyzářený ve středové oblasti se tedy po pohlcení opět vyzáří, avšak v podobě více fotonů s nižší energií, přičemž součet energií vyzářených fotonů se rovná energii pohlceného gama fotonu (platí zde zákon zachování energie). Toto se děje mnohokrát a díky tomuto není přenos energie přímočarý - fotony se často vyzařují směrem zpět do centrální oblasti. Z tohoto důvodu trvá přenos energie od středu Slunce po fotosféru až miliony let.

Konvektivní zóna

Ve vzdálenosti přibližně 0,8 poloměru Slunce od slunečního středu se fyzikální podmínky mění natolik, že zde převládá přenos energie prouděním (konvekcí).
Vztlaková síla vynáší horké masy plynu z vnitřních vrstev Slunce na povrch, tam se vyzářením energie ve formě světla ochlazují a opět klesají do hlubších vrstev. Konvekce vyvolává některé projevy sluneční činnost, např. granulaci, protuberance, skvrny, sluneční vítr.

Fotosféra

Je vnější vrstva slunečního povrchu, ze které přichází viditelné záření. Její tloušťka je asi 300 km. Z jejího pozorování jsou odvozené fyzikální vlastnosti Slunce. Nachází se bezprostředně nad konvektivní zónou. Na dně fotosféry přestává působit vztlaková síla, která způsobuje konvekci a její jevy pozorujeme jako granulaci, supergranulaci a oscilaci v případě klidného Slunce a jako skvrny v případě aktivního Slunce.
Většina slunečního záření se vyzařuje z fotosféry, přičemž maximum záření připadá na viditelnou část spektra.

Chromosféra

Chromosféra je střední oblast sluneční atmosféry. Její tloušťka je přibližně 10000 - 16000 km. V ní se v rozmezí několika tisíc kilometrů teplota zvyšuje ze 4300 K na milión K. Chromosféru můžeme pozorovat buď při zatmění Slunce (tehdy můžeme pozorovat i bleskové spektrum) nebo pomocí spektrohelioskopu nebo pomocí monochromatických filtrů v čarách vodíku či vápníku.
Nad aktivními oblastmi v chromosféře se pozorují sluneční erupce trvající několik minut.

Koróna

Vzhledem k vysoké teplotě a jejímu malému výškovému poklesu (gradientu teploty) se koróna neustále rozpíná všemi směry do meziplanetárního prostoru - tak vzniká sluneční vítr. Sluneční vítr je tedy tok elementárních částic koronální plazmy.
Chromosféra a koróna pohlcují jen nepatrné množství zářivé energie vyzařované z fotosféry. Tyto vrstvy jsou pro záření značně průhledné, proto bychom očekávali spíše pokles teploty se vzrůstající výškou. Ve skutečnosti je to ale právě naopak. Tento jev označujeme jako problém zahřívání koróny. Částečně tento problém vysvětlujeme zvukovými vlnami a oscilacemi, které přenášejí energii do vyšších vrstev. Mechanická energie granulací se na horní vrstvě konvektivní zóny mění na zvukové vlny.