خورشيد   تنها ستاره منظومه شمسي و  عامل حيات روي زمين است .اما از ديدگاه اخترشناسان خورشيد ستاره اي معمولي در ميان ميلياردها ستاره کهکشان ما است .درخشندگي خيره کننده خورشيد تنها به دليل نزديکي آن به زمين است و نور خورشيد طي 8 دقيقه و 20 ثانيه به زمين مي رسد. در صورتي که نور نزديکترين ستاره بعدي که پروکسيما قنطورس است، 3/4 سال در راه است تا به ما بتابد.

پيش از آن که ويژگيهاي خورشيد را بررسي کنيم ابتدا بايد فرايند تشکيل ستارها را بشناسيم. در کهکشان ما و ديگر  کهکشانها در فضاي ميان ستاره اي ابرهاي گازي بزرگي ديده مي شوند که آنها را سحابي مي نامند. ممکن است ابعاد سحابيها به حدود چند سال نوري برسد. آنها عمدتاً از گازهاي هيدروژن و هليوم تشکيل شده اند. سحابي ها تحت تاًثير عوامل گوناگون دچار ناپايداري مي شوند و اين ناپايداريها موجب مي شود که تراکم گازها در نقطه اي از سحابي بيشتر شود. درنتيجه نيروي گرانش آن بخش بيشتر مي شود و گازها ازمناطق ديگر به سوي اين ناحيه متراکم تر سقوط مي کنند. به دليل فشار زياد گازها دماي بخش مرکزي توده به تدريج افزايش مي يابد و هنگامي که دماي ناحيه مرکزي به حدود ده ميليون درجه سانتي گراد برسد واکنش اتمي به نام همجوشي هسته اي رخ ميدهد. با آغاز واکنشهاي همجوشي هسته اي ستاره به حالت پايداري مي رسد. در اين حالت  تعادل بين فشار رو به درون گرانش با فشار رو به بيرون گازها ايجاد مي شود و ستاره متولد ميشود . اين فرايند در مورد خورشيد نيز رخ داده است. در بخش مرکزي خورشيد با واکنش همجوشي هسته اي هيدروژن به هليوم تبديل و  انرژي زيادي آزاد مي شود. با اين منبع انرژي است که از پنج ميليارد سال پيش تاکنون پيوسته خورشيد مي درخشد. بر اساس محاسبات انجام شده اختر شناسان بر اين باورند که تا 5 ميليارد سال ديگر نيز خورشيد به همين صورت خواهد درخشيد.

تقريباً همزمان با تشکيل شدن خورشيد سيارات نيز به دور خورشيد تشکيل شده اند. تمام سيارات منظومه شمسي اسير گرانش خورشيدند و به دور آن مي گردند. 9/99 درصد از جرم منظومه شمسي از آن خورشيد است. براي مقايسه جالب است بدانيد که خورشيد تقريباً 300 هزار برابر از زمين جرم دارد . از آنجا که خورشيد در مقياس کيهاني در فاصله نزديکي نسبت به ما قرار دارد مي توان جزييات آن را با استفاده از تلسکوپ مشاهده کرد و اطلاعاتي درباره جو و ساختار دروني خورشيد به دست آورد. اختر شناسان عقيده دارند که خورشيد از لحاظ ساختار دروني از سه بخش عمده تشکيل شده است: هسته و بخش تابشي و بخش همرفتي.

هسته در واقع موتور خانه خورشيد است و در آن واکنشهاي همجوشي هسته اي رخ مي دهد. دماي هسته خورشيد به 15 ميليون درجه سانتيگراد مي رسد. انرژي توليد شده در هسته مستقيماً به سطح نمي رسد بلکه در لايه اي بالا تر به بخش تابشي وارد مي شود. در اين بخش پيوسته فرايند جذب و تابش انرژي صورت مي گيرد. در نهايت انرژي توليد شده به بيروني ترين لايه دروني خورشيد يعني پوشش همرفتي وارد مي شود. در اين بخش گازهاي بسيار داغ به سطح خورشيد مي رسند انرژي از دست مي دهند و دوباره به عمق فرو مي روند. جدا از ساختار دروني ساختار بيروني يا جو خورشيد نيز از سه بخش تشکيل شده است. پايينترين لايه را که در واقع در بالاترين بخش پوشش همرفتي جا دارد شيد سپهر مي نامند. نور مرئي که ما از خورشيد مشاهده مي کنيم مربوط به اين بخش است. ضخامت شيد سپهر حدود صد کيلومتر و دماي متوسط آن حدود 6000 درجه سانتيگراد است.

 بالاتر از شيد سپهر لايه مياني جو خورشيد فام سپهر با ضخامتي حدود دو هزار کيلومتر قرار دارد. فام سپهر به دليل تابش شديد شيد سپهر در حالت عادي ديده نمي شود. اما در هنگام خورشيد گرفتگي کلي ماه قرص درخشان خورشيد را مي پوشاند و فام سپهر به صورت هاله قرمز رنگي در لبه قرص تيره خورشيد ديده مي شود. دماي فام سپهر به حدود 40 هزار درجه سانتي گراد مي رسد.

بيروني ترين لايه جو خورشيد را تاج مي نامند. تاج هم مانند فام سپهر در حالت عادي به دليل تابش شديد شيدسپهر ديده نمي شود. هنگام خورشيد گرفتگي کلي تاج مانند هاله سفيد درخشاني پيرامون قرص تيره خورشيد ديده مي شود. تاج تا ميليونها کيلومتر در هر سوي خورشيد گسترش دارد. البته در هنگام خورشيد گرفتگي کلي فقط بخش کوچکي از آن با چشم ديده مي شود. بخشهاي بيروني تاج به صورت ذرات پر انرژي در فضاي منظومه شمسي پراکنده مي شوند که اصطلاحاً اين ذرات را باد خورشيدي مي نامند. دماي تاج خورشيد به حدود دو ميليون درجه سانتيگراد مي رسد.

لکه ها معروفترين و مشخص ترين فعاليتهاي سطحي خورشيد هستند. آنها در مقايسه نسبت به مناطق ديگر شيدسپهر سردترند. اندازه يک لکه متوسط دو برابر قطر زمين است. معمولاً لکه ها به صورت جفت ديده مي شوند و جفتها قطبهاي مخالف هم دارند .  

 مشاهده خورشيد با چشم غير مسلح بدون فيلتر بسيار خطرناک است. اما گاهي لکه هاي بزرگي در سطح خورشيد پديدار مي شوند. در اين صورت در هنگام طلوع يا غروب خورشيد که درخشش ظاهري قرص خورشيد کاهش مي يابد مي توان آنها را با چشم غير مسلح مشاهده کرد. لکه هاي خورشيد حدود 1500 درجه سانتيگراد سردتر از ديگر مناطق شيدسپهرهستند. به همين دليل تيره تر به نظر مير سند. احتمال مي رود که منشاء لکه ها ميدانهاي مغناطيسي قوي خورشيد باشند. زيرا در اين مناطق ميدان مغناطيسي خورشيد هزاران بار قويتر از ميدان متوسط خورشيد است. لکه ها در سطح خورشيد ثابت و بدون تغيير نيستند و در حدود يک هفته دوام مي آورند. در سال 1843 اخترشناس آماتور آلماني به نام هينريش شواب متوجه شد که تعداد لکه هاي خورشيدي در دوره اي 11 ساله تغيير مي کند. اصطلاحاً اين دوره را چرخه لکه هاي خورشيدي مي نامند.

زبانه ها و شراره هاي خورشيدي فعاليتهاي انفجاري در فام سپهر خورشيدند. تا مدتها بررسي فعاليتهاي انفجاري جو خورشيد فقط در هنگام خورشيد گرفتگي ممکن بود. اما امروزه با استفاده از ابزارهايي مانند تاج نگار مي توان فام سپهر و فعاليتهاي آن را در هنگام عادي نيز بررسي کرد.

در هنگام خورشيد گرفتگي کلي زبانه ها به صورت نقاط درخشان قرمز رنگي در لبه قرص تيره خورشيد ديده مي شوند. اما در تصويرهاي دقيق به صورت رشته هاي گازي بزرگي پديدار مي شوند. عقيده بر اين است که زبانه ها نيز تحت تأثير مناطق فعال مغناطيسي خورشيد تشکيل مي شوند و در بسياري از موارد به لکه ها نزديک هستند. طول عمر زبانه ها از چند روز تا چند ماه است. ارتفاع متوسط اين فورانهاي گازي حدود 30 هزار کيلومتر است.

اما در موارد استثنايي ارتفاع آنها به يک ميليون کيلومتر از سطح خورشيد نيز مي رسد. سرعت حرکت گازها در زبانه ها به طور متوسط به حدود 300 تا 400 کيلومتر در ثانيه مي رسد. شراره ها نيز يکي از جالب توجه ترين فعاليتهاي فام سپهر هستند. تفاوت شراره ها با زبانه ها در ميزان درخشش واندازه و دوام آنهاست. شراره ها از زبانه ها کوچکترند و در حدود چند دقيقه به اوج ميرسند و تا يک ساعت يا کمتر از بين مي روند. اما در اين مدت انرژي بسيار زيادي آزاد مي کنند. در ناحيه اي که شراره خورشيد رخ مي دهد ممکن است دما به صد ميليون درجه سانتيگراد برسد. شراره ها از منابع قوي تابش پرتو ايکس محسوب مي شوند و در مواردي پرتوهاي ايجاد شده از آنها بر ميدان مغناطيسي زمين نيز تا"ثير مي گذارند.

همان طور که گفته شد اختر شناسان بر اين باورند که تا 5 ميليارد سال ديگر خورشيد مانند امروز پايدار مي درخشد. اما سرانجام با کم شدن ذخيره هيدروژن در هسته آن از حالت پايداري خارج مي شود. در نتيجه لايه هاي بيروني خورشيد منبسط مي شوند و بسيار بزرگتر خواهد شد. طوري که ممکن است اندازه قطر آن به اندازه مدار زمين برسد. در اين مرحله همراه با بزرگ شدن اندازه خورشيد دماي سطحي آن نيز کاهش مي يابد. در نتيجه خورشيد سرخ رنگ ديده خواهد شد. از لحاظ مراحل تحولي اصطلاحاً ستاره به مرحله غول سرخي وارد مي شود. ستاره هاي درخشان سرخ يا نارنجي رنگي را که با چشم غير مسلح در آسمان شب مي بينيم همگي در مرحله غول سرخي به سر مي برند. پس از مرحله غول سرخي مراحل پاياني زندگي است و ستاره هاي کم جرمي مانند خورشيد به کوتوله سفيد تبديل مي شوند. در اين مرحله قطر ستاره بسيار کوچک مي شود. براي مثال ممکن است ابعاد يک کوتوله سفيد به اندازه زمين باشد. اما جرمي به اندازه خورشيد داشته باشد. در نتيجه چگالي چنين ستاره اي بسيار زياد خواهد شد. محاسبات نشان مي دهند که يک سانتيمتر مکعب از ماده کوتوله سفيد نيم تن وزن دارد. در نهايت پس از چند ميليارد سال کوتوله سفيد نيز درخشندگي خود را از دست مي دهد و به کوتوله سياه تبديل مي شود. در اين صورت ستاره ديگر هيچ نوري نخواهد داشت و فقط اثر گرانشي آن قابل بررسي است.