Matahari
Selama penelitian awal terhadap spektrum optik fotosfer, beberapa jalur penyerapan yang ditemukan tidak ada kaitannya dengan elemen kimia apapun yang saat itu dikenal di Bumi. Pada tahun 1868, Norman Lockyer berhipotesis bahwa jalur-jalur penyerapan ini terbentuk oleh elemen baru yang ia sebut helium, diambil dari nama dewa Matahari Yunani Helios. 25 tahun kemudian, helium berhasil diisolasi di Bumi.
Bagian Matahari di atas fotosfer disebut atmosfer Matahari. Atmosfer dapat diamati menggunakan teleskop yang beroperasi di seluruh spektrum elektromagnet, mulai dari radio hingga cahaya tampak sampai sinar gamma, dan terdiri dari lima zona utama: suhu rendah, kromosfer, wilayah transisi, korona, dan heliosfer. Heliosfer, dianggap sebagai atmosfer terluar tipis Matahari, membentang ke luar melewati orbit Pluto
hingga heliopause yang membentuk batas dengan medium antarbintang. Kromosfer, wilayah transisi, dan korona jauh lebih panas ketimbang permukaan Matahari. Alasannya belum terbukti tepat; bukti yang ada memperkirakan bahwa gelombang Alfvén memiliki energi yang cukup untuk memanaskan korona.
Lapisan terdingin Matahari adalah wilayah suhu rendah yang terletak sekitar 500 km di atas fotosfer dengan suhu kurang lebih 4100K. Bagian Matahari ini cukup dingin untuk memungkinkan keberadaan molekul sederhana seperti karbon monoksida dan air, yang dapt dideteksi melalui spektrum penyerapan mereka.
Di atas lapisan suhu rendah ada lapisan setebal 2000 km yang didominasi spektrum emisi dan jalur penyerapan. Lapisan ini bernama kromosfer yang diambil dari kata Yunani chroma, artinya warna, karena kromosfer terlihat seperti cahaya berwarna di awal dan akhir gerhana Matahari total. Suhu kromosfer meningkat perlahan seiring ketinggiannya, berkisar sampai 20000K di dekat puncaknya. Di bagian teratas kromosfer, helium terionisasikan separuhnya.
Di atas kromosfer, di wilayah transisi tipis (sekitar 200 km), suhu naik cepat dari sekitar 20000 K di atas kromosfer hingga mendekati suhu korona sebesar 1000000 K. Peningkatan suhu ini dibantu oleh ionisasi penuh helium di wilayah transisi, yang mengurangi pendinginan radiatif plasma secara besar-besaran. Wilayah transisi tidak terbentuk di ketinggian tetap. Wilayah ini membentuk semacam nimbus
mengitari fitur-fitur kromosfer seperti spikula dan filamen dan memiliki gerakan tak teratur yang konstan. Wilayah transisi sulit diamati dari permukaan Bumi, tetapi dapat diamati dari luar angkasa menggunakan instrumen yang sensitif terhadap spektrum ultraviolet ekstrem.
Korona adalah kepanjangan atmosfer telruar Matahari yang volumenya lebih besar daripada Matahari itu sendiri. Korona terus menyebar ke angkasa dan menjadi angin Matahari yang mengisi seluruh Tata Surya. Korona rendah, dekat permukaan Matahari, memiliki kepadatan partikel sekitar 1015-1016 m3.[lower-alpha 3] Suhu rata-rata korona dan angin Matahari sekitar 1000000-2000000 K; akan
tetapi, suhu di titik terpanasnya mencapai 8000000-20000000 K. Meski belum ada teori lengkap seputar suhu korona, setidaknya sebagian panasnya diketahui berasal dari rekoneksi magnetik.
Heliosfer, yaitu volume di sekitar Matahari yang diisi plasma angin Matahari, merentang dari kurang lebih 20 radius Matahari (0.1 au) sampai batas terluar Tata Surya. Batas terdalamnya ditetapkan sebagai lapisan tempat arus angin Matahari menjadi superalfvénik-artinya arus angin lebih cepat daripada kecepatan gelombang Alfvén. Turbulensi dan dorongan dinamis di heliosfer tidak dapat memengaruhi
bentuk korona Matahari di dalamnya, karena informasi hanya dapat bergerak pada kecepatan gelombang Alfvén. Angin Matahari terus bergerak ke luar melintasi heliosfer, membentuk medan magnet Matahari seperti spiral, sampai menyentuh heliopause lebih dari 50 au dari Matahari. Pada Desember 2004, wahana Voyager 1 melintasi front kejut yang diduga sebagai bagian dari heliosfer. Kedua wahana Voyager telah mencatat konsentrasi partikel energi yang tinggi saat mendekati batas tersebut.
Matahari adalah bintang yang magnetnya aktif. Matahari memiliki medan magnet kuat dan yang berubah-ubah tiap tahun dan berbalik arah setiap sebelas tahun di sekitar maksimum Matahari. Medan magnet Matahari menjadi penyebab sejumlah dampak yang secara kolektif disebut aktivitas Matahari, termasuk titik Matahari di permukaan Matahari, semburan Matahari, dan variasi angin Matahari yang
mengangkut material melintasi Tata Surya. Dampak aktivitas Matahari terhadap Bumi meliputi aurora di lintang tengah sampai tinggi dan gangguan komunikasi radio dan tenaga listrik. Aktivitas Matahari diduga memainkan peran besar dalam pembentukan dan evolusi Tata Surya. Aktivitas Matahari mengubah struktur atmosfer terluar Bumi.
Semua materi di Matahari berbentuk gas dan bersuhu tinggi, disebut plasma. Ini membuat Matahari bisa berotasi lebih cepat di khatulistiwa (sekitar 25 hari) daripada lintang yang lebih tinggi (sekitar 35 hari di dekat kutubnya). Rotasi diferensial lintang Matahari menyebabkan jalur medan magnetnya saling terikat seiring waktu, menghasilkan lingkaran medan magnet dari permukaan Matahari dan mencetus
pembentukan titik Matahari dan prominensa Matahari (baca rekoneksi magnetik). Aksi ikat-ikatan ini menciptakan dinamo Matahari dan siklus aktivitas magnetik 11 tahun; medan magnet Matahari berbalik arah setiap 11 tahun.
Medan magnet Matahari membentang jauh melewati Matahari itu sendiri. Plasma angin Matahari yang termagnetkan membawa medan magnet Mathari ke luar angkasa dan membentuk medan magnet antarplanet. Karena plasma hanya mampu bergerak di jalur medan magnet, medan magnet antarplanet awalnya tertarik secara radial menjauhi Matahari. Karena medan di atas dan bawah khatulistiwa Matahari memiliki polaritas berbeda yang mengarah ke dan menjauhi
Matahari, ada satu lembar arus tipis di bidang khatulistiwa Matahari yang disebut lembar arus heliosfer. Pada jarak yang lebih jauh, rotasi Matahari memelintir medan magnet dan lembar arus menjadi struktur mirip spiral Archimedes yang disebut spiral Parker. Medan magnet antarplanet lebih kuat daripada komponen dipol medan magnet Matahari. Medan magnet dipol Matahari sebesar 50-400T (di fotosfer) berkurang seiring jaraknya
menjadi sekitar 0.1nT pada jarak Bumi. Meski begitu, menurut pengamatan wahana antariksa, bidang antarplanet di lokasi Bumi sekitar 5nT, kurang lebih seratus kali lebih besar. Perbedaan ini disebabkan oleh medan magnet yang diciptakan oleh arus listrik di plasma yang menyelubungi Matahari.
Matahari berotasi pada sumbunya dengan selama sekitar 27 hari untuk mencapai satu kali putaran. Gerakan rotasi ini pertama kali diketahui melalui pengamatan terhadap perubahan posisi bintik Matahari. Sumbu rotasi Matahari miring sejauh 7.25° dari sumbu orbit Bumi sehingga kutub utara Matahari akan lebih terlihat di bulan September sementara kutub selatan Matahari lebih terlihat di bulan Maret.
Matahari bukanlah bola padat, melainkan bola gas, sehingga Matahari tidak berotasi dengan kecepatan yang seragam. Ahli astronomi mengemukakan bahwa rotasi bagian interior Matahari tidak sama dengan bagian permukaannya. Bagian inti dan zona radiatif berotasi bersamaan, sedangkan zona konvektif dan fotosfer juga berotasi bersama namun dengan kecepatan yang berbeda. Bagian ekuatorial
(tengah) memakan waktu rotasi sekitar 24 hari sedangkan bagian kutubnya berotasi selama sekitar 31 hari. Sumber perbedaan waktu rotasi Matahari tersebut masih diteliti.
Matahari dan keseluruhan isi tata surya bergerak di orbitnya mengelilingi galaksi Bimasakti. Matahari terletak sejauh 28000 tahun cahaya dari pusat galaksi Bimasakti. Kecepatan rata-rata pergerakan ini adalah 828.000 km/jam sehingga diperkirakan akan membutuhkan waktu 230 juta tahun untuk mencapai satu putaran sempurna mengelilingi galaksi.