Die Sonne als Hauptkörper unseres Sonnensystems hat einen Durchmesser von 1.3925 Millionen Kilometern was dem 109-fachen Erddurchmesser entspricht. Sie ist etwa 4.57 Milliarden Jahre alt undist ein Stern der Hauptreihe. Ihre Spektralklasse ist G2 und sie hat die Leuchtkraftklasse V (siehe auch Sterne Spektralklassen), sie ist also ein gelber Zwergstern. Ihre Strahlungsleistung beträgt 3.846 x 10²⁶ Watt.

Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenförmigem Aufbau, wobei die Übergänge allerdings nicht streng voneinander abgegrenzt sind. Der innreste Bereich ist der "Kern", der etwa 1/4 des sichtbaren Radius ausmacht, aber 50% der Sonnenmasse enthält. In diesem Bereich entsteht bei einer Temperatur von etwa 15.6 Millionen K die Energie der Sonne durch die Fusion von Wasserstoffkernen. Dabei entstehen Heliumkerne und ein Überschuss an Energie der in Form von Wärme und Strahlung abgegeben wird. Pro Sekunde werden 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 560 Millionen Tonnen Helium fusioniert, wobei ein Energieüberschuss von 370 Quadrillionen Watt, was ausreichen würde um ganz Europa für 4 Millionen Jahre mit Energie zu versorgen.

Um den Kern herum befindet sich die Strahlungszone, die etwa 70% des sichtbaren Radius umfasst. In diesem Bereich werden die Photonen die den Kern und später die Sonne verlassen wollen durch ständige Kollisionen gebremst, wodurch sich ihre Wellenlänge ändert. Aus der harten Gammastrahlung wird so Röntgenstrahlung.

Danach folgt die Konvektionszone, die etwa 140'000 km dick ist, was etwa 20% des Radius entspricht. Durch Strömung (Konvektion) steigt heisses Plasma nach oben kühlt ab und sinkt wieder ins innere des Sterns zurück. Dabei wird weiter Energie abgebaut. Die Temperatur im Grenzbereich zur Strahlungszone beträt etwa 2 Millionen Kelvin.

Die äusserste Hülle des für uns sichtbaren Teils der Sonne ist die Photosphäre. Sie ist nur etwa 300-400 km dick. Wir nehmen sie als Quelle der Sonnenstrahlung war. Erst hier hat sich die Strahlungsenergie soweit abgebaut, dass sie für uns als sichtbares Licht abgegeben wird. Hier hat die Sonne eine geradezu kühle Oberflächentemperatur von 5'700 Kelvin, also etwa 5500°C.

Für uns zumeist unsichtbar liegt über der Photosphäre die Chromosphäre. Bei einer totalen Sonnenfinsterniss ist sie für wenige Sekunden als rötliches glühen sichtbar. Sie ist beinahe doppelt so heiss wie die Photosphäre. Aber die Gasdichte entspricht nur Bruchteilen der darunter liegenden Zone.

Als letztes folgt die Korona. Die Gasdichte nimmt hier nochmal um ein vielfaches ab. Der Durchmesser variiert je nach Sonnenaktivität und beträgt 1 bis 2 Sonnenradien. Sie ist bei einer Sonnenfinsternis als leuchtender Strahlenkranz zu sehen.

Die Sonne hat ein äusserst starkes Magnetfeld, das auch für die Entstehung der Protuberanzen verantwortlich ist. In einem Zyklus von 11 Jahren bilden sich dadurch auch die sogenannten Sonnenflecken. Dies sind kühlere Zonen (ca. 3'700 - 4'500 K) an der Sonnenoberfläche. 5.5 Jahre dauert es, bis von der maximalen Anzahl Sonnenflecken das Minimum erreicht ist, danach wieder 5.5 Jahre bis zu einem neuen Maximum. Am Ende eines jeden Zyklus kehrt sich das Magnetfeld der Sonne um. Ihr magnetischer Nordpol wird zu ihrem Südpol. Die genauen Ursachen dafür sind noch nicht vollständig erforscht. Man geht davon aus, dass sich die Magnetfeldlinienen zwischen Nord- und Südpol um den Äquator herum aufwickeln, da dieser schneller rotiert als die Polregionen. Das Magnetfeld wird dadurch richtiggehend verdreht und gestaucht. Nach dem Fleckenmaximum richtet sich das Magnetfeld daher neu aus und der Zyklus beginnt von vorne.