Modele Słońca (a przez to teoria budowy i ewolucji gwiazd) mogą być testowane bardziej rygorystycznie niż modele innych gwiazd. Oprócz globalnych parametrów, takich jak jasność czy promień, potrafimy precyzyjnie obserwować powierzchnię Słońca, a w szczególności jej drgania, których własności zależą od struktury wnętrza. Możliwe też są pomiary strumienia neutrin, co daje pewną informację o warunkach fizycznych panujących obecnie w jądrze Słońca.

Słońce jest kulą zjonizowanego gazu, składającego się głównie z wodoru i helu. W warstwach powierzchniowych wodór stanowi 72% masy, a hel około 26%. Niecałe 2% składu chemicznego Słońca to pierwiastki cięższe, wśród których najobfitszymi są: węgiel (C), azot (N), tlen (O), neon (Ne), magnez (Mg), krzem (Si), siarka (S), argon (Ar), wapń (Ca), nikiel (Ni) i żelazo (Fe). W jego atmosferze obserwowane są również śladowe ilości prostych związków chemicznych, takich jak grupa cyjanowa (CN), CH, grupa wodorotlenowa (OH) i NH.

Kula plazmy słonecznej utrzymywana jest w równowadze hydrostatycznej z jednej strony przez siły grawitacji, z drugiej zaś - przez rosnące z głębokością ciśnienie gazu, które równoważy coraz większy ciężar materii znajdującej się powyżej. W centrum Słońca ciśnienie osiąga wartości rzędu 10¹⁶ paskali (Pa), co wiąże się z wysoką temperaturą (kilkanaście milionów stopni), umożliwiającą zachodzenie reakcji jądrowych. Słońce, jak każda gwiazda ciągu głównego, czerpie energię z zamiany wodoru w hel. Na podstawie obserwacji powierzchni nie potrafimy stwierdzić, ile helu powstało w jego wnętrzu do dzisiaj. Trzeba się odwołać do teorii; ewolucyjny ciąg modeli pozwala określić podstawowe własności materii (temperaturę, gęstość, skład chemiczny) w każdym punkcie gwiazdy i w każdej chwili jej życia. Strukturę Słońca opisuje tzw. model standardowy, oparty na najbardziej wiarygodnych założeniach. Wśród nich najważniejszym jest założenie symetrii sferycznej (wszystkie wielkości zależą tylko od odległości od środka Słońca), co wiąże się z zaniedbaniem małych efektów związanych z rotacją i wewnętrznym polem magnetycznym.

Początkowym modelem (wiek "zero") jest kula gazu o jednorodnym składzie chemicznym, znajdująca się w równowadze hydrostatycznej. Każdy następny model różni się od poprzedniego zwiększoną zawartością helu produkowanego w jądrze, a przyrost ten musi odpowiadać całkowitej energii wypromieniowanej w czasie dzielącym oba modele. Parametrami swobodnymi takiej sekwencji są: początkowy skład chemiczny, w szczególności obfitość helu, oraz głębokość warstwy konwekcyjnej. Pierwszy z nich wpływa głównie na temperaturę centralnych warstw, która decyduje o wydajności reakcji jądrowych i w efekcie określa moc promieniowania. Drugi decyduje przede wszystkim o wielkości promienia Słońca. Obydwa są dobierane tak, aby model o wieku Słońca miał jasność i rozmiary równe obecnym L i R. Zgodność taką otrzymuje się, przyjmując, że początkowa obfitość helu zawierała się w granicach 26-28%, a grubość warstwy konwekcyjnej w modelu dzisiejszego Słońca wynosi 25-30% jego promienia.

Na podstawie modelu standardowego można stwierdzić, że w ciągu 4,6 miliarda lat ewolucji Słońce zwiększyło zarówno jasność, od początkowej wartości 0,72-0,73 L, jak i promień, od wartości 0,88-0,92 R. Skład chemiczny zewnętrznych warstw najprawdopodobniej nie uległ zmianie (przyjęcie obserwowanych obecnie proporcji pierwiastków w modelu początkowym daje poprawną wartość L), natomiast w centrum Słońca zawartość wodoru spadła do około 40%. Temperatura i gęstość materii słonecznej zmienia się w bardzo dużym zakresie. Na powierzchni gęstość gazu, rzędu 10^-4 kg/m³, odpowiada gęstości atmosfery Ziemi na wysokości 50 km (praktycznie jest to próżnia), a jego temperatura wynosi około 6000 K. Gęstość materii w centrum Słońca, wynosząca około 1,5x10⁵ kg/m³, jest większa od gęstości jakiegokolwiek metalu, jednakże wysoka temperatura (ok. 1,5x10⁷ K) utrzymuje ją w stanie gazowym. W tak skrajnie odmiennych warunkach fizycznych mamy do czynienia ze specyficznymi własnościami plazmy i procesami w niej zachodzącymi. Staje się to podstawą do wyróżnienia w Słońcu trzech charakterystycznych obszarów.

>>> Słońce jest kulą gazową składającą się głównie z wodoru i helu. Nawet w jego centrum, gdzie gęstość sięga 100 tysięcy kg/m3, wysoka temperatura utrzymuje materię w stanie gazowym. Wnętrze Słońca składa się z trzech koncentrycznych warstw: 1) jądra, gdzie wysoka temperatura umożliwia zachodzenie reakcji termojądrowych; 2) otoczki promienistej, w której transport energii odbywa się przez promieniowanie; obszar ten pozostaje w równowadze hydrostatycznej; 3) zewnętrznej warstwy konwekcyjnej, gdzie energia jest transportowana przez burzliwą konwekcję (wstępujące i zstępujące ruchy gorącej materii). Obszary powierzchniowe, dostępne bezpośrednim obserwacjom, tworzą atmosferę Słońca. Jej trzy charakterystyczne warstwy to: 1) fotosfera, w której pojawiają się plamy słoneczne; 2) chromosfera i 3) korona.

W centrum tkwi jądro, rozciągające się do odległości około 0,3 R. Temperatura i gęstość są tam wystarczająco wysokie, by podtrzymać wydajne tempo produkcji energii w termojądrowej przemianie (fuzji) wodoru w hel. Zawartość helu, wytwarzanego najszybciej w centrum, maleje ze wzrostem odległości od środka w miarę spadku temperatury. Ponad tym obszarem znajduje się otoczka Słońca. Praktycznie nie zachodzą w niej reakcje jądrowe i jest ona obszarem chemicznie jednorodnym. W otoczce wyróżnia się dwie koncentryczne warstwy, różniące się mechanizmem transportu energii. Bezpośrednio nad jądrem Słońca znajduje się obszar promienisty otoczki, w którym energia wytworzona w jądrze transportowana jest ku powierzchni na drodze promienistej, tj. poprzez fotony. Gęstość zmienia się w tym obszarze od około 10⁴ do 10² kg/m³, a temperatura od mniej więcej 8 do 2 milionów kelwinów. Powyżej tej warstwy, w odległości większej od 0,7R, nieprzezroczystość materii wzrasta i fotony przestają być wydajnym środkiem transportu energii. Dominującym mechanizmem przenoszenia energii dostarczanej z głębszych warstw staje się ruch materii - konwekcja. Zewnętrzna warstwa otoczki, w której proces ten dominuje, nosi nazwę strefy (lub warstwy) konwekcyjnej i rozciąga się do samej powierzchni Słońca.

Strefa konwekcyjna przechodzi w sposób ciągły w atmosferę, którą można zdefiniować jako obszar dostępny bezpośrednim obserwacjom. Fotony powstające w tych warstwach mają szansę dotrzeć do obserwatora z niezerowym prawdopodobieństwem. Dzięki temu o atmosferze wiemy najwięcej. Warunki panujące w atmosferze Słońca możemy określić na podstawie bezpośrednich obserwacji i analizy emitowanego promieniowania. Trudno wskazać jednoznacznie zewnętrzną granicę atmosfery, która płynnie przechodzi w ośrodek międzyplanetarny. Jej wysokie warstwy są niejednorodne, a ich zasięg zmienia się z czasem.