La structure interne d’une étoile est divisée en six régions (Figure 1).

- Il y a tout d’abord le cœur, les conditions de température et de densité y sont extrêmes, c’est le siège de nombreuses réactions nucléaires qui transforment l’hydrogène en hélium.

- Dans la zone radiative, le gaz y est hautement ionisé et le transport de l’énergie y est essentiellement gouverné par la diffusion des photons sur les électrons. L’énergie est transportée vers la surface de l’étoile par l’interaction photons-matière (transport radiatif). Les photons sont absorbés et réémis des millions de fois dans de multiples collisions avec les atomes rencontrés qui sont très ionisés. Les photons mettent très longtemps avant d’atteindre la tachocline (fine couche de transition entre la zone radiative et la zone convective).

- Dans la zone convective, la diminution de température fait en sorte que le milieu formé d’atomes partiellement ionisés et d’atomes neutres est plus opaque. La progression des photons devient difficile. De plus, la densité y varie énormément. Ces forts gradients de température et de densité engendrent des mouvements convectifs qui sont observables sur la photosphère à travers des granules (leur durée de vie se chiffre en minutes) ou des supergranules.

- Au-delà de la photosphère, se trouve la chromosphère qui s’étend sur des milliers de kilomètres. Dans cette zone se trouvent les régions brillantes caractérisant les forts champs magnétiques des taches solaires, les protubérances ou filaments.

- Entre la chromosphère et la couronne se trouve la région de transition, couche mince et irrégulière dans laquelle la température augmente brutalement.

- La couronne, peu riche en gaz, s’étend sur des millions de kilomètres et est caractérisée par une température de plus de 1500000 K et une densité faible. Elle comporte de nombreuses structures magnétiques telles que les boucles coronales, les trous coronaux, les points brillant.