الشمس الهيكل والإنصهار
تتموضع فوق طبقة الحرارة المنخفضة طبقة الغلاف الملون، وهي طبقة يبلغ سمكها حوالي 2000 كم مهيمن عليها من قبل خطوط الطيف. وسُميت بهذا الاسم لأنها تُرى كوميض ملون في بداية ونهاية كسوف الشمس. تزداد الحراة في هذه الطبقة تدريجياً مع الارتفاع لتصل إلى حرارة 20000 كلفن بالقرب من أعلى هذه الطبقة. يصبح الهيليوم في الجزء الأعلى من هذه الطبقة متأيناً جزئياً.
تتواجد طبقة رقيقة بسمك 200 كم تقريباً وهي منطقة الانتقال، تتميز هذه المنطقة بالارتفاع السريع لدرجة الحرارة بحيث ترتفع من 20000 كلفن في نهابة منطقة الغلاف الملون إلى 1000000 كلفن. ويساهم تأين كامل الهيليوم في هذه المنطقة من الزيادة السريعة لدرجة الحرارة بحيث تساهم بتقليل التأثير التبريدي الإشعاعي للبلازما. لا تحدث منطقة الانتقال كحالة على ارتفاع ما، إنما تشكل هالة ضوئية حول الكائنات الكروموسفيرية مثل الشوكات والشواظات، وهي في حركة فوضوية مستمرة. من السهل رؤوية منطقة الانتقال من الأرض، كما من السهل رؤيته من الفضاء باستخدام معدات حساسة للأشعة فوق البنفسجية.
تمتد الهالة للخارج، وهي بحد ذاتها أكبر من الشمس. تمتد الهالة بشكل مستمر إلى الفضاء مشكلةً الرياح الشمسية، والتي تملأ كل المجموعة الشمسية. تملك الطبقة السفلى من الهالة بالقرب من الشمس كثافة جسيمات تتراوح ما بين 1015 إلى 1016م−3. يتراوح متوسط درجة حرارة الهالة والرياح الشمسية 1,000,000–2,000,000 كلفن، على الرغم من الحرارة في المناطق الأسخن تتراوح ما بين 8,000,000–20,000,000. حتى الآن لا توجد نظرية لحساب حرارة الهالة، لكن بعضاً من الحرارة عرفت بواسطة إعادة الاتصال المغناطيسي.
الغلاف الشمسي عبارة عن تجويف حول الشمس ممتلئ ببلازما الرياح الشمسية ويمتد لما حوالي 20 ضعف من نصف قطر الشمس أو الحدود الخارجية للمجموعة الشمسية. تعرف حدوده الخارجية بأنه الطبقة التي يصبح بها تدفق الرياح الشمسية أسرع من أمواج ألففين. الاضطربات والقوى الديناميكية خارج هذه الحدود لا تأثر على شكل الهالة الشمسية ضمنها، لأن المعلومات يمكن أن تسافر فقط ضمن سرعة موجة ألففين. دائماً الرياح المنتقلة للخارج عبر الغلاف الشمسي تشكل حقلا مغناطيسيا شمسيا على شكل لولبي، حتى تصطدم بالغمد الشمسي على بعد 50 وحدة فلكية. مر مسبار فوياجر 1 بجانب موجة صدمية والتي يعتقد أنها جزء من الغمد الشمسي. كما سجل كل من مسباري فوياجر مستويات عالية من الطاقة عندما اقتربا من حدود الغلاف.
يتم امتصاص فوتونات أشعة غاما عالية الطاقة التي تم إطلاقها في البداية مع تفاعلات الاندماج في القلب تقريبًا بواسطة البلازما الشمسية في المنطقة الإشعاعية. تحدث إعادة الانبعاث في اتجاه عشوائي وعادة في طاقة أقل قليلاً مع تسلسل الانبعاثات والامتصاص، يستغرق الإشعاع وقتًا طويلاً للوصول إلى سطح الشمس. تتراوح تقديرات وقت السفر إلى الفوتون ما بين 10،000 و170،000 عام. في المقابل، لا يستغرق الوصول إلى السطح سوى 2.3 ثانية بالنسبة للنيوترينو، التي تمثل حوالي 2٪ من إجمالي إنتاج الطاقة للشمس.
نظرًا لأن نقل الطاقة في الشمس هي عملية تنطوي على فوتونات في توازن ديناميكي حراري مع المادة، فإن النطاق الزمني لنقل الطاقة في الشمس أطول، في حدود 30000000 سنة. هذا هو الوقت الذي تستغرقه الشمس للعودة إلى حالة مستقرة، إذا كان معدل توليد الطاقة في جوهرها قد تغير فجأة.
يتم إطلاق النيوترينو أيضًا من خلال تفاعلات الاندماج في القلب، ولكن على عكس الفوتونات، فإنها نادراً ما تتفاعل مع المادة، بحيث يتمكن جميعهم تقريبًا من الفرار من الشمس. لسنوات عديدة كانت قياسات عدد النيوترينو المنتجة في الشمس أقل من نظريات مشكلة نيوترينو الشمس. تم حل هذا التناقض في عام 2001 من خلال اكتشاف آثار تذبذب النيوترينو: حيث تنبعث من الشمس عدد من النيوترينو التي توقعت النظرية بذلك، ولكن أجهزة الكشف عن النيوترينو كانت مفقودة في 2/3 الشمس لأن النيوترينو قد غيرت بحلول وقت اكتشافها.