മുഖ്യശ്രേണിയിൽപ്പെട്ട ഒരു G-type നക്ഷത്രമാണ് സൂര്യൻ. ഏതാണ്ട് പൂർണ്ണ ഗോളാകാരമാണ്‌ സൂര്യൻ‌, വ്യാസത്തിൽ ഏകദേശം 9 ദശലക്ഷത്തിലൊരുഭാഗത്തോളം ധ്രുവഭാഗം മധ്യരേഖഭാഗവുമായി വ്യത്യാസമുണ്ട്, അതായത് ഈ വ്യത്യാസം വെറും 10 കി.മീ. മാത്രമേ വരുന്നുള്ളൂ. പ്ലാസ്മാവസ്ഥയിൽ ആയതിനാൽ തന്നെ സൂര്യന്റെ മധ്യരേഖാഭാഗം ധ്രുവഭാഗങ്ങളേക്കാളും വേഗത്തിൽ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നുണ്ട്, ഇത് ഡിഫറെൻഷ്യൽ റൊട്ടേഷൻ എന്നറിയപ്പെടുന്നു, കാമ്പിൽ നിന്നും പുറത്തേക്ക് വരുംതോറും താപനിലയിൽ ഗണ്യമായ മാറ്റം വരുന്നതിനാൽ പദാർത്ഥങ്ങളുടെ സം‌വഹനം നടക്കുന്നതുവഴിയും പദാർത്ഥങ്ങൾ നീങ്ങുന്നതുവഴിയുമാണിങ്ങനെ സംഭവിക്കുന്നത്. ഈ പദാർത്ഥനീക്കങ്ങളിലാണ്‌ സൂര്യന്റെ ക്രാന്തിവൃത്തപരമായ ഉത്തരധ്രുവത്തിൽ നിന്നുമുള്ള വീക്ഷണത്തിൽ എതിർ ഘടികാരദിശയിലുള്ള കോണീയ സം‌വേഗം കുടികൊള്ളുന്നത്. ഈ ഭ്രമണങ്ങളുടെ കാലദൈർഘ്യം മധ്യരേഖായിടങ്ങളിൽ 25.6 ദിവസവും ധ്രുവങ്ങളിൽ 33.5 ദിവസവുമാണ്‌. പക്ഷേ ഭൂമി സഞ്ചരിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന അവസ്ഥയിൽ വീക്ഷിക്കുമ്പോൾ മധ്യാരേഖാ ഭാഗത്തെ ഭ്രമണദൈർഘ്യം 28 ദിവസമായി അനുഭവപ്പെടുന്നു. പതുക്കെയുള്ള ഈ ഭ്രമണഫലമായി ഉളവാക്കപ്പെടുന്ന അപകേന്ദ്രബലം മധ്യരേഖാ ഭാഗത്തുള്ള ഗുരുത്വബലത്തിന്റെ 1.8 കോടിയിലൊരംശം മാത്രമേയുള്ളൂ. ഗ്രഹങ്ങൾ സൂര്യനുമേൽ ഉളവാക്കുന്ന വലിവു പ്രതിഭാസങ്ങളും വളരെ ദുർബലമാണ്‌, അവ കാരണമായും സൂര്യന്റെ രൂപത്തിന്‌ വലിയ മാറ്റം സംഭവിക്കുന്നില്ല.

പോപ്പുലേഷൻ I (Population I) ഗണത്തിൽപ്പെട്ട ഘനമൂലകസമ്പന്നമായ നക്ഷത്രമാണ്‌ സൂര്യൻ. സമീപത്തു സംഭവിച്ച ഒന്നോ അതിലധികമോ സൂപ്പർനോവകളുടെ ഫലമായുണ്ടായ ആഘാതതരംഗങ്ങളാകാം (shockwave) സൂര്യന്റെ ജനനത്തിന്‌ വഴിതെളിച്ചതെന്ന് അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു. ഘനമൂലകങ്ങളുടെ ദാരിദ്ര്യമുള്ള പോപ്പുലേഷൻ II നക്ഷത്രങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ച് സൗരയൂഥത്തിൽ കാണപ്പെടുന്ന സ്വർണ്ണം, യുറേനിയം മുതലായ ഘനമൂലകങ്ങളുടെ സാന്നിദ്ധ്യത്തിന്‌ കാരണമായി ഇതാണ്‌ വിശദീകരിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്. ഇത്തരം ഘനമൂലക സൃഷ്ടി സംഭവിക്കുന്ന ഊർജ്ജാഗിരണപ്രക്രിയകൾ സൂപ്പർനോവ പ്രതിഭാസത്തോടൊപ്പം സംഭവിക്കുന്നവയാണ്‌. ഘനമൂലകങ്ങൾ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടാനുള്ള മറ്റൊരു വഴി രണ്ടാം തലമുറയിൽപ്പെട്ട ഭാര നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉള്ളിൽ ന്യൂട്രോൺ ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടുന്നതുവഴിയുള്ള ട്രാൻസ്മ്യൂട്ടേഷനാണ്‌.

ഗ്രഹങ്ങൾക്കുള്ളതുപോലെ സൂര്യന്റെ ശരീരത്തിന്‌ വ്യക്തമായ അതിർത്തിയില്ല, കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്നും പുറത്തേക്ക് പോകുംതോറും സാന്ദ്രതയിൽ വലിയ കുറവു സംഭവിക്കുന്നു. വ്യക്തമായ ആന്തരീക ഘടന സൂര്യനുണ്ടെങ്കിലും, സൂര്യന്റെ ആരം അളക്കുന്നത് അതിന്റെ പ്രഭാമണലത്തിന്റെ അതിർത്തി മുതലാണ്‌. താരതമ്യേന താപനില കുറഞ്ഞതും പ്രകാശത്തെ വലിയ തോതിൽ ആഗിരണം ചെയ്യാത്തതുമായ വാതക മണ്ഡലമാണ്‌ ഈ പാളിക്ക് മുകളിലുള്ളത്, അതിനാൽ തന്നെ നഗ്നനേത്രങ്ങൾക്കൊണ്ട് വീക്ഷിക്കുമ്പോൾ സൂര്യന്റെ ഉപരിതലം ഇതിലൂടെ കാണപ്പെടുന്നു.

സൂര്യന്റെ ആന്തരീക ഭാഗം നേരിട്ട് നിരീക്ഷിക്കാൻ സാധ്യമല്ല, സൂര്യൻ വിദ്യുത്കാന്തികവികിരണങ്ങൾക്ക് അതാര്യവുമാണ്‌. ഭൂകമ്പങ്ങൾ സംഭവിക്കുമ്പോഴുണ്ടാകുന്ന തരംഗങ്ങൾ ഉപയോഗിച്ച് സീസ്മോളജിയിൽ ഭൂമിയുടെ ഘടന മനസ്സിലാക്കുന്നതുപോലെ സൂര്യന്റെ ആന്തരഭാഗത്തുകൂടി സഞ്ചരിക്കുന്ന മർദ്ദതരംഗങ്ങളെ പ്രയോജനപ്പെടുത്തി ഹീലിയോസീസ്മോളജിയിൽ സൂര്യന്റെ ആന്തരീക ഘടന അനാവൃതമാക്കുവാൻ ശ്രമിക്കുന്നു. സൈദ്ധാന്തിക തലത്തിൽ ആന്തര പാളികളെ കുറിച്ച് കൂടുതൽ പഠിക്കുവാൻ കമ്പ്യൂട്ടർ സഹായത്തോടെ തയ്യാറാക്കുന്ന മാതൃകകൾ ഉപയോഗപ്പെടുത്തുകയാണ്‌ ചെയ്യുന്നത്.

സ്വഭാവഗുണങ്ങൾ
സോഹോ
വിവിധമതങ്ങളിലെ സൂര്യന്റെ സ്ഥാനം
നിലവിലെ ക്രമരാഹിത്യങ്ങൾ