태양계의 중심에 있는 태양은 지구에서 가장 가까운 항성 또는 붙박이별로 지구상의 대부분 에너지를 공급해 준다. 지구에서 태양을 보았을 때 태양은 1년 동안 하늘을 가로지르게 된다. 태양을 매일 같은 시간에 관측할 때 태양의 위치가 변하는 모양을 살펴본다면 남/북 방향의 축을 따라서 '8' 자를 그리고 있다는 것을 알 수 있는데 이를 아날렘마라고 하며 지구의 자전축이 태양에 대하여 약 23.5도 기울어져 있기 때문에 이러한 남/북으로의 이동은 계절이 구분되는 주요 원인이 된다고 한다. 지구를 비롯하여 여러 행성과 소행성 등의 천체가 태양을 중심으로 돌고 있다. 지구는 태양을 일정한 궤도로 공전하고 있으며 그렇기에 지구에서 바라보는 태양은 연중 일정한 궤도로 운행하는 것처럼 보인다. 현재 태양의 나이는 핵 우주 연대학 및 항성진화 컴퓨터 모형에 따르면 약 45억 6721만년이라고 한다. 비공식적으로 "노란색 별"이라고 불리는데 그 이유는 태양이 지구에서 황색으로 보이기 때문이다. 태양의 표면은 대부분 수소와 헬륨으로 이루어져 있고 그 밖에는 철이나 니켈, 산소, 황, 마그네슘 등으로 구성되어 있다. 천문학 분야에서 '중원소' 또는 '금속'은 수서와 헬륨보다 무거운 모든 원소를 부르는 중원소라고 부르는데 태양은 이러한 중원소가 풍부한 별이다. 태양은 암석 행성들과는 달리 명확한 바깥 경계가 없고 태양의 가스층 밀도는 중심부에서 멀어질수록 기하급수적으로 낮아진다. 그렇다고 하더라도 태양 내부는 명백한 성질로 구별되는 층으로 나뉘어져 있다. 태양 반지름은 중심부에서 더 이상 투명하게 보이지 않는 영역인 광구 바깥면까지 측정한다. 광구 최외곽 층은 단순히 말하자면 가스 온도가 낮아 막대한 양의 빛을 복사할 수 없는 곳을 말한다. 광구는 우리가 눈으로 보지 못하는 태양 표면으로 태양이 가시광선에 대해 불투명해지는 층 아랫부분에 해당한다. 그렇기 때문에 태양 표면은 맨눈으로 보이는 곳까지만을 말한다. 태양 내부는 눈으로 직접 볼 수 없으며 태양 자체도 전자기 복사에 대해서 불투명하다. 광구의 깊이는 수십~수백 킬로미터로 지구상 공기보다 약간 더 불투명하다고 한다. 광구 상층부는 하단부보다 온도가 낮기 때문에 태양 원반 중심부보다 테두리가 더 어두워 보이는데 이를 주연 감광이라고 부른다. 광구보다 고도가 높은 곳의 가시광선은 우주로 자유롭게 뻗어 나가며 가시광 에너지는 태양을 완전히 탈출한다.
태양의 광구에 존재하는 영역인 흑점은 주변보다 낮은 온도를 지니면서 자기 활동을 강하게 보이는 영역이다. 분자들이 확산이나 이류를 통해 이동하는 현상이 이루어지지 않기 때문에 비교적 낮은 표면 온도를 지니고 있으며 어둡게 보이게 되는 것이다. 그러므로 흑점은 자체적으로 약 4000~5000k 라는 고온에서 아주 밝은 빛을 내고 있지만 주변에 6000k 정도의 온도에 비해서는 상대적으로 낮기 때문에 어두운 점으로 관측된다. 흑점이 주위보다 낮은 이유는 태양의 내부로부터 열을 광구 면으로 운반해 오는 대류가 자장 때문에 차단되기 때문이라고 여겨진다. 흑점 자장은 광구보다 내부에서 발생하며 이것이 떠올라서 광구 상에 모습을 보이며 그 후 가라앉는 것으로 보고 있다. 흑점이 어둡다고 해도 4,000도가량의 온도를 지니고 있다. 실제로 이 흑점의 밝기는 어둡지 않기에 만약 흑점 하나를 주변의 광구로부터 분리해서 우주에 갖다 놓는다고 하면 달보다 밝을 것이다. 흑점의 크기나 수명은 흑점에 따라 매우 다른데 크게 발달한 것은 맨눈으로도 볼 수 있다고 하며 작은 것들은 하루나 이틀이면 사라지지만 몇 주간의 수명을 지니고 있다고 한다. 흑점의 수는 약 11년의 주기로 오르락내리락 불규칙하게 출현한다.
태양 광구보다 높은 고도 전체를 모두 통틀어 '태양 대기'라고 한다. 태양 대기는 전파에서 가시광선, 감마선까지 전자기 스펙트럼을 통해 관측이 가능한 망원경으로 볼 수 있다. 태양 대기는 크게 다섯부분으로 구별되는데 극저온 층, 채층, 천이영역, 코로나, 태양권으로 나눌 수 있다. 태양 핵은 태양의 중심부에서 태양반경의 약 20~25퍼센트 정도 되는 범위에 해당하는 곳인데 이 부분은 중심부의 밀도는 물의 150배 정도이며 온도는 13,600,000 k로 태양계 내에서 가장 뜨거운 부분이라고 할 수 있다. 태양 표면은 약 5,800k 정도 된다고 보았을 때 엄청난 온도를 지니고 있다. 태양은 일생 기간 대부분 항성이 수소를 헬륨으로 변환하는 두 가지 핵융합 반응 중에 하나로 양성자-양성자 연쇄반응이라는 핵융합으로 에너지를 만든다. 그리고 45억 3200만년 전 중심핵에서 양성자-양성자 연쇄 반응을 시작하여 천문학에서 항성의 색 등급도 상에 나타나는 연속적이고 독특한 별의 띠를 말하는 주계열 단계로 진입하였다. 태양은 중심핵에서 수소를 태워 헬륨으로 바꾸는 핵융합 작용을 하는 주계열성 단계 중반부에 접어든 상태이다. 또한 태양의 중심핵은 핵융합을 통해 감지할 수 있는 열을 만드는 유일한 장소로 중심핵에서 융합을 통해 생산되는 단위 시간당 에너지 생산량은 태양 중심부에서 떨어진 거리에 따라 다양하다고 한다. 태양 중심에서 반지름 24퍼센트 지점까지 태양 에너지의 99퍼센트가 생산된다고 하고 반지름 30퍼센트 지점에서는 융합 작용을 거의 멈춘다고 한다. 중심핵에서의 융합 속도는 융합 속도가 빨라지면 중심핵은 더욱더 뜨겁게 가열되며 중심핵 위층의 무게에 거슬러 팽창하고 융합 속도가 감소한다고 하면 섭동 상태로 원래대로 복구된다고 한다.