太阳系/太阳
太阳围绕其银河系，即银河系的中心运行，大约每 2.4 亿年运行一次。
太阳相对于遥远的恒星旋转，赤道每 25.05 个地球日旋转一次，两极每 34.3 个地球日旋转一次。
质量：2,000,000,000,000,000,000,000,000,000 吨 [2 × 1027 吨]，约为地球质量的 330,000 倍。
直径：870,000 英里 [140 万公里]
年龄：45 亿年
与地球的平均距离：9300 万英里 [1.496 亿公里]
光度：390 亿亿兆瓦
成分：91.2% 氢，8.7% 氦，0.1% 其他化学元素
表面温度：10,000 华氏度 [5,500 摄氏度]
核心温度：2500 万华氏度 [1500 万摄氏度]
核心密度：是固体铅的 12 倍
太阳黑子是太阳辐射“表面”（光球层）上的相对较暗的区域，强烈的磁活动抑制了对流并冷却了光球层。光斑是围绕太阳黑子群形成的略微明亮的区域，因为能量流向光球层的重新建立，以及正常的能量流和太阳黑子阻挡的能量都提高了辐射“表面”的温度。自从 17 世纪开始记录太阳黑子面积以来，科学家们一直在推测太阳黑子与太阳光度之间可能存在的关系。[22][23] 现在已知存在与太阳黑子引起的亮度下降（通常 < - 0.3%）和增加（通常 < + 0.05%）相关的相关性，这些增加是由与活跃区域相关的光斑以及磁活跃的“明亮网络”引起的。[24] 由磁活跃区域对太阳光度的调制已由 1980 年发射的太阳极大任务 (SMM) 上的 ACRIM1 实验对总太阳辐照度 (TSI) 的卫星测量结果证实。[24] 这些调制后来在 1978 年发射的尼姆布斯 7 号卫星上的 ERB 实验结果中得到证实。[25] 磁活跃区域的太阳黑子比平均光球层更冷，“更暗”，并导致 TSI 暂时下降高达 0.3%。磁活跃区域的光斑比平均光球层更热，“更亮”，并导致 TSI 暂时上升。在太阳磁活动增强时期，由于光斑比太阳黑子更大，持续时间也更长，因此太阳的净辐射输出增加。
有些人认为太阳直径的变化可能会导致输出的变化。但最近的研究，主要来自 SOHO 上的迈克尔逊多普勒成像仪，表明这些变化很小，大约为 0.001%（Dziembowski 等人，2001）。
已经使用太阳黑子数（记录跨越数百年）作为太阳输出的代理（只有几十年有良好的记录）进行了各种研究。此外，地面仪器已通过与高空和轨道仪器的比较进行校准。研究人员结合了当前读数和因素来调整历史数据。其他代理数据——例如宇宙成因同位素的丰度——已被用于推断太阳磁活动，因此可能推断出亮度。
太阳黑子活动已经使用沃尔夫数测量了大约 300 年。该指数（也称为苏黎世数）使用太阳黑子的数量和太阳黑子群的数量来补偿测量中的变化。芬兰奥卢大学的伊利亚·乌索金在 2003 年进行的一项研究发现，自 1940 年代以来，太阳黑子的频率比过去 1150 年更高。[26]
太阳光球层上的颗粒是由太阳对流层内等离子体的对流电流（热柱，贝纳德细胞）引起的。太阳光球层的颗粒状外观是由这些对流单元的顶部产生的，称为颗粒。
颗粒的上升部分位于中心，那里的等离子体更热。颗粒的外缘由于下降的等离子体更冷而更暗。除了可见外观外，对来自单个颗粒的光进行多普勒频移测量提供了对流性质的证据。
典型的颗粒直径约为 1000 公里，持续 8 到 20 分钟后消散。在光球层下方，有一层“超颗粒”，直径可达 30,000 公里，寿命可达 24 小时。
耀斑是太阳表面伸出的一个大型明亮特征，通常呈环状。耀斑锚定在太阳光球层的表面，并延伸到太阳日冕。虽然日冕由极热的电离气体（即等离子体）组成，这些气体不会发射太多可见光，但耀斑包含更冷的等离子体，其成分类似于色球层。耀斑在大约一天的时间尺度内形成，稳定的耀斑可以在日冕中持续数月。一些耀斑破裂并导致日冕物质抛射。科学家目前正在研究耀斑是如何形成的以及为什么形成。
典型的耀斑延伸数千公里；有记录的最大耀斑是在 1997 年由太阳和太阳风层观测站 (SOHO) 观测到的，长度约为 350,000 公里（216,000 英里）——大约是太阳半径的一半，或者地球直径的 28 倍。耀斑中包含的质量通常约为 1000 亿吨物质。
当从不同的视角观察日珥，使得它背对着太阳而不是空间时，它看起来比周围的背景更暗。这种形成被称为太阳暗条。一个日珥可能同时是暗条和日珥。日珥的另一个名称是日冕暗条，当在某些波长下从太阳盘面观察时，太阳日珥通常表现为暗日冕暗条。
太阳耀斑是太阳大气层中发生的大规模爆炸，可以释放高达6 × 1025焦耳的能量。该术语也用于指代其他恒星上类似的现象，称为恒星耀斑。
太阳耀斑影响太阳大气层的各个层级（光球层、日冕层和色球层），将等离子体加热到数千万开尔文，并将电子、质子和较重的离子加速到接近光速。它们在整个电磁频谱中产生辐射，从无线电波到伽马射线。大多数耀斑发生在太阳黑子周围的活动区域，在那里强烈的磁场穿透光球层，将日冕连接到太阳内部。耀斑是由日冕中储存的磁能突然（时间尺度为几分钟到几十分钟）释放所驱动的。如果太阳耀斑非常强大，它会导致日冕物质抛射。
太阳耀斑发射的X射线和紫外线辐射会影响地球的电离层，并干扰远程无线电通信。在分米波长处的直接无线电发射可能会干扰雷达和其他在这些频率下运行的设备。
太阳耀斑最初由理查德·克里斯托弗·卡灵顿和理查德·霍奇森分别于1859年观测到，当时在太阳黑子群内，一小部分区域出现了局部可见的光亮。在其他恒星上也观测到了恒星耀斑。
太阳耀斑的发生频率变化很大，从太阳特别“活跃”时的每天几次，到太阳“平静”时的每周不到一次。大型耀斑比小型耀斑不太频繁。太阳活动有一个11年的周期（太阳周期）。在周期的峰值时，太阳上通常有更多的太阳黑子，因此也更多太阳耀斑。
日冕是太阳或其他天体的等离子体“大气层”，延伸到太空数百万公里，在日全食期间最容易看到，但也可以在日冕仪中观测到。冠状词的拉丁语词根意为“王冠”。
在日全食期间，可以用肉眼看到日冕。日冕的高温赋予它独特的谱线特征，这导致19世纪有些人推测日冕中包含一种以前未知的元素“冠状”。这些光谱特征后来被追溯到高度电离的铁（Fe-XIV），这表明等离子体温度超过106开尔文。
来自日冕的光来自三个主要来源，它们被称为不同的名称，尽管它们都共享相同的空间体积。K-日冕（K代表kontinuierlich，德语中的“连续”）是由阳光散射到自由电子上产生的；反射的光球层吸收线的多普勒展宽完全掩盖了它们，使光谱呈现出没有吸收线的连续谱。F-日冕（F代表Fraunhofer）是由阳光从尘埃粒子反射产生的，因为它包含了在原始阳光中看到的Fraunhofer吸收线，因此可以观测到；F-日冕延伸到太阳的非常高的伸长角，在那里被称为黄道光。E-日冕（E代表emission）是由日冕等离子体中存在的离子产生的谱线发射线引起的；它可以在宽谱线、禁线或热谱线发射线中被观测到，是关于日冕成分的主要信息来源。
太阳风是从太阳上层大气层喷射出来的带电粒子流。它主要由电子和质子组成，能量通常在10到100 eV之间。粒子流的温度和速度随时间而变化。这些粒子可以逃逸太阳的引力，因为它们的动能很高，日冕的温度也很高。
太阳风创造了日球层，一个包围着太阳系的星际介质中巨大的气泡。其他现象包括可能使地球上的电网瘫痪的地磁风暴、极光（北极光和南极光）以及彗星的等离子体尾部，这些尾部总是指向远离太阳的方向。
太阳黑子是太阳表面（光球层）上的暂时现象，与周围区域相比，它们明显地表现为暗点。它们是由强烈的磁活动引起的，它抑制了对流，形成了表面温度降低的区域。尽管它们的温度约为3,000–4,500 K（4,940–7,640 °F），但与周围物质大约5,780 K 的对比使其明显地看起来像暗点，因为加热的黑体的强度（与光球层非常接近）是T（温度）的四次方函数。如果太阳黑子与周围的光球层隔离开来，它将比电弧更亮。太阳黑子在太阳表面移动时会膨胀和收缩，其直径可达80,000公里（49,710英里），使较大的太阳黑子在地球上肉眼可见，无需望远镜辅助。
太阳黑子体现了强烈的磁活动，并孕育着次级现象，如日冕环和重联事件。大多数太阳耀斑和日冕物质抛射起源于可见太阳黑子群周围的磁活动区域。在恒星上间接观测到的类似现象通常被称为星斑，并且已经测量到亮斑和暗斑。
太阳物理学是研究我们太阳的学科。它是天体物理学的一个分支，专门利用和解释只有对我们最近的恒星才能进行的详细测量。它与纯物理学、天体物理学和计算机科学的许多学科交叉，包括流体动力学、等离子体物理学（包括磁流体力学）、地震学、粒子物理学、原子物理学、核物理学、恒星演化、空间物理学、光谱学、辐射传递、应用光学、信号处理、计算机视觉和计算物理学。
由于太阳的位置独特，适合近距离观测（其他恒星无法像太阳那样以任何类似的空间或时间分辨率进行解析），因此在相关的观测天体物理学（针对遥远恒星）和观测太阳物理学之间存在着分歧。美国天文学会太阳物理学部门拥有约600名成员（2008年），而其母组织则拥有数千名成员。
太阳物理学领域目前（2009年）的主要工作重点是全面了解整个太阳系，包括太阳及其对日球层内行星际空间以及行星和行星大气层的影响。对影响日球层中多个系统的现象或被认为适合日球层背景的现象的研究被称为日球物理学，这是一个新造的词，在千禧年早期开始使用。