太阳特征
光球特征
太阳黑子 太阳黑子是在太阳表面上呈现为黑点的观测特征。太阳黑子中心的温度会降低到3700K左右（周围背景温度为5700K）。典型的太阳黑子持续几天，而大一点的可以持续几个星期。太阳黑子是太阳表面磁场较强的地方，可达地球磁场的数千倍。太阳黑子通常以两部分的形式出现。一部分分为正（北）磁场，另一部分为负（南）磁场。在黑子的黑暗区域——本影区磁场较强，而在半影区则较弱，并且其方向更加水平（相对于太阳表面）。
光斑 光斑常见于太阳边缘，是很容易观察到的明亮区域。太阳黑子比较暗，而光斑比较亮。在黑子周围中的黑子极大时比黑子极小时，光斑能够使太阳视亮度增加0.1%。
米粒组织 米粒组织是除黑子区域外覆盖整个太阳表面的蜂窝状小区域（直径1000公里）。这些区域是热对流从明亮区域内部上升、穿过表面、变冷、沉入黑暗通道的过程。个别米粒组织只能持续20分钟。新产生的米粒组织把旧的挤到旁边，这样的过程不断地重复着。米粒组织的内部流动速率可以达到7公里/秒（15,000英里/小时）的超音速，发出音速噪音和其他噪音，并在太阳表面产生波。
超米粒组织 超米粒组织是比米粒组织更大的区域（直径约为35000公里），在多普勒位移（视向物体朝我们的方向运动时发生蓝移）的测量中最容易观察。这些区域同样覆盖整个太阳表面，演化的个体超米粒组织可持续一至两天，流动速度0.5公里/秒（1000英里/小时）。超米粒组织内的流动将成批的磁场带到区域的边缘，产生色球网络。
色球特征
色球网络 色球网络是一个由氢线（Hα）谱线和钙线（Call的K谱线）发射的、像网一样的部分。网的轮廓是超米粒组织外壳，与超米粒中因流动影响而产生的密集磁力线有关。
暗条和谱板 暗条是氢线（Hα）中所见的黑暗的、线状的区域。它们是密集的、温度较低、悬浮在太阳表面之上的物质云。谱斑，在法语中的意思是海滨，是环绕在太阳黑子周围的片状区域，在Hα谱线下最易观察。谱斑也和磁场有关。
日珥 日珥是由于磁环而悬浮在太阳表面的密集物质云。日珥和暗条实际上是一种物理实体，只是日珥在太阳边缘以外呈现。日珥和暗条都可以以静止状态存在数天甚至数周。磁环可以使他们慢慢发生改变。日珥和暗条可以在几分钟或几小时内从太阳表面喷发。
针状物 针状物是遍及色球网络的、小的、喷射状爆发。在谱线Hα谱线的图象下呈现短的线状。针状物质能存在几分钟，在太阳表面物质喷发至日冕（其速度可达20～30公里/秒）的过程中产生。
日冕特征
盔状流 盔状流是大的盔状的日冕结构。暗条和日珥在盔状流的底部也可以看到。盔状流是由磁力线网产生，连接着活动区域的黑子，并使日珥物质悬挂在太阳表面上。突出的盔状流则是由于太阳风从太阳表面吹向空间的活动中产生的。
极羽 极羽是太阳两极发出的长而窄的长带。我们经常在其足点发现明亮区域，其足点与太阳表面的小磁场有关。这种结构与太阳两极的开放性磁场有关。极羽的形成与盔状流的形成类似，也与太阳风有关。
冕环 冕环可以在黑子活动区发现。这种结构与连接在太阳表面磁场区的闭合磁力线有关。许多冕环可持续数天或数周，但改变非常快。一些冕环与太阳耀斑有关，是一个很小的可见区域。这些冕环的三维结构和动力学模型是现在活跃的研究领域之一。
冕洞 冕洞是日冕较暗的区域，这些结构是由X射线望远镜第一次在地球大气层以外观察太阳表面之上的日冕结构时发现的，冕洞与开发哪个的磁力线有关，通常在太阳两极发现。高速的太阳风产生于冕洞。
太阳风特征
磁云 磁云是太阳爆发（耀斑和日冕物质抛射）带有磁场的物质散射时在太阳风中产生的。这些磁云可以在观察太阳风的风速、密度、磁场大小及方向等特性时在太阳风中发现。
同步旋转交互区 同步旋转交互区（CIRs）是太阳风中物质以不同速率移动碰撞、相互结合的区域。由于日冕环境的影响，太阳风的速率改变可以在小于300公里/秒到超过800公里/秒的范围内。低速太阳风在盔状流以上的区域产生。而高速太阳风则由冕洞产生。随着太阳旋转，不同的流也同步旋转，在太阳风中产生像草坪旋转喷水器这样的模式。然而，如果一个慢流后边跟着一个快流，快速移动的物质会冲入慢速移动物质。相互作用产生激波可以把物质加速到一个很高的速度。
组成变化 太阳风的化学组成有许多有趣的方面可以暗示太阳风形成区域的物理过程。太阳风的组成和太阳表面的组成是不同的。这些变化与太阳活动及太阳特征有关。
太阳黑子周期
太阳黑子数量 1610年，在用他的望远镜观测太阳之后，伽理略做了欧洲第一次太阳黑子观测。1749年持续的每日观测在苏黎世天文台展开。其他天文台则在1849年后陆续展开。太阳黑子的数量通常先统计太阳黑子群的数量，然后再统计单独太阳黑子的数量。太阳黑子的数量由此得出，通常是黑子群的十倍。由于几乎所有黑子群通常由10个黑子左右构成，这个用于计算太阳黑子数量的公式可以得到可靠的太阳黑子数量，尤其在观测条件不理想或个别黑子很难观察的情况下。月平均水平显示出在太阳周上升期和下降期时都可见太阳黑子数量，并可推断出11年的周期。
一般通常至少有两份关于黑子的官方报告，国际黑子数量由比利时黑子数据中心提供。NOAA黑子数量有美国国家海洋大气局会提供。提供列表包括月平均水平（SNN）和标准偏差表（DEV）。
蒙德极小期 关于太阳黑子的早期数据形成于17世纪晚期。在1645～1715年间，只有观测到少量太阳黑子。虽然那时观测人员并不像后来那么多，但已有数据表明，在那段时间太阳黑子的数量的确有所减少。这段时间的太阳宁静相应该在气候周期上被称为“小冰期”，这段时间内，河流通常不冻结，在较低的温度地区依然有保持雪地存在。这些证据表明，在更遥远的过去，太阳宁静时期依然存在过。太阳活动与陆地气候的影响是现代研究的领域之一。
蝴蝶图表 从1874年开始，皇家格林尼治天文台就开始了太阳黑子的详细观测。主要观测项目包括：太阳黑子的大小、位置、数量等。这些数据显示太阳黑子并不是随意地在太阳表面出现而是集中的出现在迟到两边的两个纬度范围内。从1874年5月开始，蝴蝶图表（每月更新）显示出每太阳周期太阳黑子的位置，这个范围，先从中纬度开始，逐渐变宽，并沿赤道向前移动。周期交叠在黑子极小时，旧的循环点接近迟到，而新的循环点在高纬度。
格林尼治太阳黑子数据 皇家格林尼治天文台从1976年开始使用美国空军太阳光学观测网的数据。新的数据被重定格式以符合老的皇家格林尼治天文台数据，同时也使用ASCII标准码。每个文件包括每个年份的单独数据，信息在每日天文台的活动区上提供。
太阳黑子周期预报 MSFC太阳物理学组成员威尔逊、汉威、和查理曼开始从事太阳黑子记录特性的研究，这将有助于太阳黑子活动的预报。这里可以查询我们当前对以后几年的太阳活动预报。虽然黑子对太阳视亮度的影响很小，但伴随者太阳黑子的磁场活动却可在紫外线和X射线波段产生戏剧性的改变。这些太阳周期性的改变对地球外层大气有很重要的影响。
太阳耀斑
耀斑特性 太阳耀斑是太阳表面极大的能量爆发。在几分钟的时间内，物质被加热到几百万度，并释放相当于数十亿吨TNT标准当量的能量。耀斑发生在太阳黑子附近，通常沿着磁场的极性分界线区域（中性线）。耀斑以多种形式释放能量：电磁波（伽马射线和X射线）、高能粒子（质子和电子）和物质流。耀斑的特性由它们的X射线波段光度区分。最大是X极。M极为X极十分之一，C极为M极十分之一。国家海洋大气局（NOAA）负责用卫星探测器监控太阳X射线的变化，实时动态资料可查看NOAA的网页《今天的空间天气》（http://solar.sec.noaa.gov/today.html）。
耀斑观测 耀斑的观测通常使用探测器，收集氢原子发出的在红色波段的太阳光谱（Hα谱线）。所有的太阳天文台都有Hα望远镜，一些天文台会每隔几秒钟就拍摄一张太阳图象。
耀斑和磁剪切 了解和预报太阳耀斑的钥匙是了解黑子周围的磁场结构。如果结构变成扭曲的、有剪切的，那么磁力线会相交和重新连接，并爆发释放能量。
耀斑后环 在几个小时跟踪太阳耀斑的过程中，我们有时会看到太阳表面一系列的环。这些环在太阳光谱的一些铺线下很容易观察。
日冕物质抛射
日冕物质抛射（coronal mass ejection，缩写CME）是巨大的、携带磁力线的泡沫状气体，在几个小时中被从太阳抛射出来的过程。虽然早在几千年前日冕就在日食的过程中被发现，但是日冕物质抛射的存在却是在空间时代才被确认的。这种动力学现象的早期证据是1971～1973年发射的轨道太阳观测台7号的日冕观测仪提供的。日冕观测仪在太阳像上用“遮挡盘”制造出人造日食。在自然日食中，日冕只能够观察几分钟，这么短的时间是不可能观察到日冕特征的改变的。地基的日冕观测仪在明亮天空的背景下只能观测到最内层的日冕。而在太空中离太阳很远的距离的日冕可被持续观察。
日冕物质抛射破坏了太阳风的流动，产生的干扰会影响到地球，甚至引发悲剧结果。SOHO上的“光角分光日冕观测仪”（LASCO）已经观测到大量的日冕物质抛射。下图是发生于2003年10月28日的一次日冕物质抛射，它印发了“晕状事件”，就是整个太阳都被日冕物质抛射所环绕。日冕物质抛射指向地球方向。它们不断变大，就像给太阳裹了一层膜。
太阳风是由温度高达百万度的日冕气体向外膨胀产生的等离子体。太阳风 携带着太阳磁场以高超音速的速度流向行星际空间，被太阳风带到行星际的太阳磁场称为行星际磁场。太阳风向外输送的总能量大约为6×10-5J／s〔1尔格（erg）＝10-7焦耳（J）〕。虽然太阳风输运的能量与太阳总辐射的能量相比是很少的，但太阳风与行星际磁场的变化对地球空间环境却有重要的影响。
