Durant l'Antiquité, le Soleil était le quatrième corps céleste par ordre d'éloignement à la Terre. C'est seulement avec Nicolas Copernic que le Soleil prend sa position naturelle, c'est-à-dire au centre du système des planètes. Il écrivait : "Qui pourrait disposer ce luminaire en un point autre ou meilleur d'où il pourrait illuminer simultanément toute chose ?".

Toutefois, même si, dans le système des Anciens, le Soleil jouissait du rôle privilégié de régulateur des mouvements des planètes et qu'il occupait déjà une position centrale dans la tradition ésotérique, dans les écrits hermétiques grecs il était en fait défini comme "l'image du dieu visible". En un certain sens, Copernic donna au Soleil la position physique que celui-ci, pour divers motifs, occupait de droit, mais expliqua en plus son rôle régulateur du système planétaire. L'astronome grec Aristarque estima que la distance du Soleil à la Terre faisait 19 fois la distance de la Terre à la Lune.

Vers le milieu du 17^e siècle l'astronome belge G. Wendelin estima la distance de la Terre au Soleil comme étant 243 fois celle de la Terre à la Lune, approchant pour la première fois sa véritable valeur. Car la distance Terre-Soleil est de 150 millions de kilomètres, soit 384 fois la distance Terre-Lune. Son diamètre apparent de près de 32' correspond à une diamètre physique de 1 392 000 km, soit 109 fois le diamètre de la Terre. Il fallut attendre les travaux d'Isaac Newton sur la théorie de la gravitation universelle pour estimer la masse du Soleil. Après divers calculs, il trouva que la masse du Soleil est de 333 000 fois plus grande que celle de la Terre, ce qui correspondait à une densité moyenne de 1,4 g/cm³. Et donc la gravité à la surface du Soleil est 28 fois plus élevée qu'à la surface de la Terre.

Du fait qu'il brille de sa lumière propre, le Soleil est un astre unique du Système solaire. La lumière et la chaleur qu'irradie le Soleil dans l'espace transportent une énergie de 380 millions de milliards de milliards de watts.
 

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Et le Soleil devint fluide

Les premiers observateurs avaient déjà notés de nombreux détails de taches qu'ils avaient inscris dans leurs schémas, tels que l'existence d'une région plus sombre, appelée ombre, entourée d'une zone plus claire appelée pénombre, la présence de taches solitaires d'aspect plutôt régulier et de groupes de taches entraînées par deux taches principales successives à la même latitude. A ces détails s'ajoute une particularité sur la quelle Alexander Wilson attira l'attention pour la première fois, en 1769 : une effet de perspective perceptible lors du rapprochement des taches du bord du Soleil, révélant que l'ombre se situe à un niveau plus bas que la photosphère environnante.

Comme le soupçonnait déjà Scheiner, la période de révolution des taches solaires change sensiblement avec leur  latitude : elle varie de presque 25 jours à l'équateur solaire à 27,5 jours à une latitude de 40°, qui est la latitude la plus élevée pour la formation des taches. Ceci constitue la première preuve du caractère fluide du Soleil ou, du moins, de sa couche superficielle.

 

Vers 1610, en observant le Soleil à la lunette astronomique, Galilée découvrit que la surface du Soleil comportait des taches plus ou moins sombres, de formes plus ou moins complexes et relativement persistantes mais non permanentes. D'autres astronomes contemporains de Galilée purent voir les taches, car leur observation n'est pas difficile à la lunette. Il en découla de nombreuses polémiques sur la primauté de la découverte, la plus célèbre étant celle entre Galilée et les jésuites. Du fait de leur inconstance et de leur diversité de formes et de dimensions, les taches solaires furent pour Galilée un argument dans sa lutte contre la physique aristotélicienne affirmant l'incorruptibilité du ciel.

Par le mouvement apparent des taches sur le disque solaire, on en déduisit que le Soleil tourne sur lui-même en 25,5 jours autour d'un axe incliné de 7,25° sur le plan de l'écliptique. La variabilité des taches solaires a participé à l'aboutissement de la révolution astronomique. Car cela prouvait que le système ptolémaïque ne réprésentait pas celui du monde et que la physique céleste aristotélicienne n'était pas en accord avec les faits.

Les taches, assez fréquentes et nombreuses au temps de Galilée, l'étaient encore vers 1626 quand elles furent observées par le père jésuite Christoph Scheiner. En revanche, déjà en nombre réduit en 1640, à l'époque de J. Hevel, elles devinrent ensuite très rares pendant presque cinquante ans. Les taches réapparurent, nombreuses, au début du 18e siècle, puis le phénomène devint cyclique, alternant des périodes de maximum et de minimum d'environ 11 ans. Ce cycle fut démontré par S. Schwabe à partir des observations collectées durant vingt-cinq ans, entre 1826 et 1851. On s'aperçut à cette époque que l'amplitude diurne de la déclinaison magnétique était liée à l'activité solaire, celle-ci étant évalué par le nombre moyen de taches ; cela constitua un premier indice de l'influence du magnétisme solaire sur la Terre.