Mergulhar no Sol parece coisa de ficção científica, mas a pergunta sobre até onde alguém conseguiria afundar dentro da estrela ajuda a explicar como o astro funciona por dentro. O calor é o primeiro obstáculo evidente, com temperaturas que passam de 27 milhões de graus Fahrenheit no núcleo. A densidade do material solar também impõe um limite, com a densidade do núcleo sendo de cerca de 150 gramas por centímetro cúbico.
A zona radiativa é uma camada profunda onde a densidade varia de forma intensa, e é justamente ali que o material solar atinge valores semelhantes à densidade da água. A densidade cai de cerca de 20 g/cm³ na parte inferior para 0,2 g/cm³ no topo, enquanto a temperatura desce de 7 milhões de °C para cerca de 2 milhões de °C. É aproximadamente na metade da zona radiativa que a densidade se igualaria à da água.
A partir desse ponto, o material se torna cada vez mais denso, até atingir valores comparáveis aos do ouro. A corona, que forma a atmosfera solar, fica ainda mais quente à medida que se afasta da superfície, chegando a cerca de 3,5 milhões de graus Fahrenheit. A densidade na corona é extremamente baixa, em torno de 10⁻¹⁶ g/cm³, muito menor do que a da atmosfera da Terra.
A zona de convecção e a fotosfera são outras regiões do Sol que apresentam características únicas. A fotosfera é a parte que chamamos de superfície, e é relativamente mais fria, em torno de 10 mil graus Fahrenheit. A zona de convecção é uma região onde o material solar se move em convecção, transportando calor para a superfície
