Güneş

Güneş

Güneş'in, şeffaf bir güneş filtresiyle çekilmiş görüntüsü
Adları	Güneş, Sol,[1][2] Sól, Helios[3]
Sıfatlar	Solar[4][5]
Sembol
Gözlem verisi
Dünya'dan ortalama uzaklık	1 AU 149.600.000 km 93.000.000 mi 8 d 19 s, ışık hızı[6]
Görünür büyüklük	-26,74 (V)[7]
Mutlak büyüklük	4,83 (V)[7]
Tayfsal sınıf	G2V[8]
Metallik	Z = 0,0122[9]
Açısal çap	0,527-0,545°[10]
Yörünge özellikleri
Samanyolu merkezinden ortalama uzaklık	24.000 ila 28.000 ışık yılı[11]
Galaktik periyot	225-250 milyon yıl
Hız	251 km/s (156 mi/s) (Galaktik merkez etrafında yörüngede) 20 km/s (12 mi/s) (yakınlarda bulunan yıldızlara göreceli olarak) 370 km/s (230 mi/s) (Kozmik mikrodalga arka plan ışınımına doğru[12]
Eğiklik	7,25° (tutulum düzlemine)[7] 67,23° (Galaktik düzleme)
Kuzey kutbunun sağ açıklığı	286,13° (286° 7′ 48″)[7]
Kuzey kutbunun dik açıklığı	+63,87° (63° 52′ 12"N)[7]
Sideral dönme süresi	25,05 gün (ekvator) 34,4 gün (kutuplar)[7]
Ekvatoral dönme hızı	1,997 km/s[13]
Fiziksel özellikler
Ekvator yarıçapı	696.300 km 432.700 mi[14][15] 109 × Dünya yarıçapı[13]
Basıklık	0,00005[7]
Yüzey alanı	6,09×10^12 km2 2,35×10^12 sq mi 12 000 × Dünya [13]
Hacim	1,412×1018 km3 1 300 000 × Dünya
Kütle	1,9885×1030 kg[7] 4,3839×1030 lb 332 950 Dünya kütlesi[7]
Ortalama yoğunluk	1,408 g/cm3 0,0509 lb/cu in 0,255 × Dünya [7][13]
Yaş	4,6 milyar yıl[16][17]
Ekvatoral yüzey kütle çekimi	274 m/s2 900 ft/s2[7] 27,9 g0[13]
Eylemsizlik momenti faktörü	≈0,070[7]
Yüzey kaçış hızı	617,7 km/s 55 × Dünya [13]
Sıcaklık	15.700.000 K (merkez)[7] 5.772 K (fotosfer)[7] 5.000.000 K (korona)
Aydınlatma gücü	3,828×1026 W[7] 3,75×1028 lm 98 lm/W verimlilik
Renk (B-V)	0,656[18]
Ortalama Radyans	2,009×107 W·m−2·sr−1
Kütleye göre fotosfer bileşimi	73,46% Hidrojen 24,85% Helyum 0,77% Oksijen 0,29% Karbon 0,16% Demir 0,12% Neon 0,09% Nitrojen 0,07% Silikon 0,05% Magnezyum 0,04% Sülfür[19]

Güneş, Güneş Sistemi'nin merkezinde yer alan bir yıldızdır. Çekirdeğindeki nükleer füzyon reaksiyonları ile akkor hale gelene kadar ısınan, %10'u morötesi olmak üzere esas olarak görünür ışık ve kızılötesi radyasyon olarak yüzeyinden enerji yayan, oldukça büyük ve sıcak bir plazma küresidir. Dünya'daki yaşam için açık ara en önemli enerji kaynağıdır. Güneş birçok kültürde kutsallık atfedilen bir nesne olmuştur. Antik çağlardan beri astronomik araştırmalar için merkezi bir konudur.

Güneş'in Samanyolu galaksisinin merkezinin etrafında bir dönüşünü yaklaşık 225-250 milyon yılda bir tamamladığı ve merkeze göre yaklaşık 24.000 ila 28.000 ışık yılı mesafede 828.000 km/s hızda hareket etmekte olduğu bir yörüngesi vardır. Dünya'ya olan mesafesi 1 AU (1.496×10⁸ km) yani yaklaşık 8 ışık dakikasıdır. Güneş, yaklaşık olarak, Dünya'nın çapının 109 katına (1.391.400 km), hacminin 1,3 milyon katına (1.412×10¹² km³) ve kütlesinin 332,9 bin katına (1.988,4×10²⁴ kg) sahiptir. Orta büyüklükte bir yıldız olan Güneş, tek başına Güneş Sistemi kütlesinin % 99,86'sını oluşturur. Kütlesinin %74'ü hidrojen, %24-25'ü ise helyumdan oluşmakta olup, kütlenin geri kalanı daha ağır olan demir, nikel, oksijen, silikon, kükürt, magnezyum, karbon, neon, kalsiyum ve krom gibi diğer elementlerden oluşur.

Güneş'in yıldız sınıfı G-tipi Ana Kol Yıldızı, yani G2V'dir. Resmi olmayan adlandırmada, esasında beyaz renkli olmasına rağmen sarı cüce olarak nitelenir. Yaklaşık 4,6 milyar yıl önce büyük bir moleküler bulutun bir bölgesindeki maddenin kütleçekimsel olarak çökmesiyle oluşmuştur. Bu maddenin çoğu merkezde toplanırken, geri kalanı Güneş Sistemi’ni oluşturan yörüngeli bir disk şeklinde basıklaşmıştır. Merkezi kütle o kadar sıcak ve yoğun hale gelmiştir ki sonunda çekirdeğinde nükleer füzyonu başlatmıştır. Güneş'in çekirdeği her bir saniyede, yaklaşık 600 milyar kilogram (kg) hidrojeni helyuma dönüştürmekte ve 4 milyar kg maddeyi enerjiye çevirmektedir.

Çok uzak bir gelecekte, çekirdeğindeki hidrojen füzyonu artık hidrostatik dengede olamayacağı bir noktaya kadar azaldığında, Güneş'in çekirdeğindeki yoğunluk ve sıcaklıkta belirgin bir artış yaşanacak, bu da dış katmanların genişlemesine neden olarak sonunda Güneş'i bir kırmızı deve dönüştürecektir. Bu süreç günümüzden yaklaşık beş milyar yıl sonra Dünya'yı yaşanmaz hale getirecek kadar Güneş'i büyütecektir. Daha sonra Güneş dış katmanlarını dökecek ve yoğun bir tür soğuyan yıldız (beyaz cüce) haline gelecek ve artık füzyon yoluyla enerji üretmeyecek, ancak trilyonlarca yıl boyunca önceki füzyonundan kaynaklanan ısıyı yaymaya ve parlamaya devam edecektir. Ardından da ihmal edilebilir düzeyde bir enerji yayan, süper yoğun bir kara cüce haline geleceği tahmin edilmektedir.

Güneş kelimesi, Orta Türkçede yer alan ve aynı anlama gelen küneş sözcüğünden evirilmiştir. Bu kelime ise Eski Türkçede yer aldığı tahmin edilen ancak yazılı örneği bulunmayan, "gün ışımak, aydınlanmak" anlamındaki "küne-" sözüne "+Iş" ekinin eklenmesiyle türetilmiştir. Sözcüğün yer aldığı en eski kaynak, 1310 yılından önceye tarihlenen İbni Mühenna'nın Lugat adlı eseridir.^[20]

Şems, güneş kelimesinin eş anlamlısı olup, Arapça şms kökünden gelen ve aynı anlama sahip şams (شمس) sözcüğünden alıntıdır. Bu sözcük Aramice/Süryanice aynı anlamdaki şimşā (שִׁמְשָׁא) sözcüğü ile eş kökenlidir. Bu sözcükler ise Akadca'da yer alan ve aynı manaya gelen şamşu, şamaş sözcüğü ile eş kökenlidir.^[21]

İngilizce sun sözcüğü Eski İngilizce sunne sözcüğünden evrilmiştir. Batı Frizce sinne, Felemenkçe zon, Aşağı Almanca Sünn, Standart Almanca Sonne, Bavyeraca Sunna, Eski İskandinavca sunna ve Gotça sunnō gibi diğer Cermen dillerinde de soydaşları bulunmaktadır. Tüm bu sözcükler köken olarak Proto Cermen dilindeki *sunnōn'dan gelmektedir.^[22][23] Bu kelime Hint-Avrupa dil ailesinin diğer kollarındaki sun kelimesiyle ilişkilidir, ancak çoğu durumda n'deki genitif kök yerine l'li nominatif bir kök bulunur, Örneğin Latince sōl, eski Yunanca ἥλιος (hēlios), Galce haul ve Çekçe slunce'nin yanı sıra (*l > r dönüşümü ile) Sanskritçe स्वर (svár) ve Farsça خور (xvar) biçiminde kullanılır. Aslında, l- kökü Proto- Cermence'de de *sōwelan olarak varlığını sürdürmüş, bu da Gotça sauil (sunnō ile birlikte) ve Eski İskandinavca düzyazı sól (şiirsel sunna ile birlikte) ve bunun aracılığıyla modern İskandinav dillerindeki güneş sözcüklerinin ortaya çıkmasına neden olmuştur: Örneğin; İsveççe ve Danca sol, İzlandaca sól, vs.^[24]

Güneş, G-tipi ana kol yıldızı olup, Güneş Sistemi'nin kütlesinin yaklaşık %99,86'sını oluşturur.^[25] Mutlak büyüklüğü +4,83'tür ve Samanyolu'ndaki yıldızların yaklaşık %85'inden daha parlaktır, bu yıldızların çoğu kırmızı cücelerdir.^[26][27] Güneş, 7 parsek (~23 ışık yılı)^[28] içindeki yakın yıldızların %95'inden daha kütlelidir. Güneş, Popülasyon I veya ağır element zengini^[a] bir yıldızdır.^[29] Yaklaşık 4,6 milyar yıl önce, bir veya daha fazla yakın süpernovanın şok dalgalarıyla oluşumunun tetiklenmiş olabileceği tahmin edilmektedir.^[30][31] Bu, Güneş Sistemi'ndeki altın ve uranyum gibi ağır elementlerin bolluğunun, ağır element fakiri olan Popülasyon II yıldızlarına kıyasla yüksek olmasından çıkarsanmaktadır. Ağır elementlerin, muhtemelen bir süpernova sırasında endergonik nükleer reaksiyonlarla veya ikinci nesil büyük bir yıldızda nötron emilimi yoluyla transmutasyonla ortaya çıkmış olabileceği düşünülmektedir.^[29]

Güneş, Dünya'nın gökyüzündeki en parlak cisim olup, görünür büyüklüğü −26,74'tür.^[32][33] Bu, bir sonraki en parlak yıldız olan Sirius'tan (görünür büyüklüğü −1,46) yaklaşık 13 milyar kat daha parlak olduğu anlamına gelmektedir.^[34]

Bir astronomik birim (150 milyon kilometre; 93 milyon mil), Güneş ile Dünya'nın merkezleri arasındaki ortalama mesafe olarak tanımlanır. Dünya, günberide (~ 3 Ocak) ile günötede (~ 4 Temmuz) hareket ederken bu mesafe anlık olarak ± 2,5 milyon km veya 1,55 milyon mil kadar değişir.^[35] Ortalama mesafede, Güneş'ten Dünya'ya ışığın ulaşması yaklaşık 8 dakika 20 saniye sürer,^[36] en yakın noktalar arasındaki mesafede bu süre yaklaşık iki saniye daha azdır. Bu güneş ışığının enerjisi, Dünya'daki hemen hemen tüm yaşamı fotosentez^[37] yoluyla destekler^[b] ve Dünya'nın iklimini ve hava durumunu belirler.^[38]

Güneş'in belirgin bir sınırı yoktur, ancak fotosferin üzerindeki yükseklik arttıkça yoğunluğu üssel olarak azalır.^[39] Ölçüm amacıyla, Güneş'in yarıçapı, merkezinden Güneş'in görünen yüzeyi olan fotosferin kenarına kadar olan mesafe olarak kabul edilir.^[40] Bu ölçüme göre, Güneş, kutupsal çapının ekvatoral çapından sadece 10 kilometre (6,2 mi) farklı olduğu tahmin edilen 9 milyonda bir düzeyindeki bir basıklıkla,^[41][42][43] neredeyse mükemmel bir küredir.^[44] Gezegenlerin gelgit etkisi zayıftır ve Güneş'in şeklini önemli ölçüde etkilemez.^[45]

Güneş kendi ekseni etrafında kutup bölgesine oranla ekvator kısmında daha hızlı dönmektedir. Bu farklı dönüş, ısı taşınımı nedeniyle konvektif hareket ve Güneş'in dönüşü nedeniyle oluşan Coriolis kuvveti kaynaklı olarak meydana gelir. Yıldızlara göre tanımlanan bir referans çerçevesinde, ekvatorda dönüş süresi yaklaşık 25,6 gün, kutuplarda ise yaklaşık 33,5 gündür. Dünya'dan bakıldığında, Güneş'in ekvatorundaki görünen dönüş süresi yaklaşık 28 gündür.^[46] Güneş'in kuzey kutbundan bakıldığında, kendi ekseni etrafında saat yönünün tersine döner.^[c][47]

Güneş benzerleri üzerinde yapılan bir araştırma, erken dönemde Güneş'in bugün olduğundan on kat daha hızlı döndüğünü göstermektedir. Bu, yüzeyini çok daha aktif hale getirmiş ve daha büyük X-ışını ve UV emisyonlarına neden olmuştur. Yavaşlamamış olsaydı, Güneş lekeleri yüzeyin %5-30'unu kaplamış olurdu.^[48] Dönüş hızı, Güneş'in manyetik alanının dışa akan güneş rüzgarıyla etkileşime girmesi sonucu manyetik frenleme yoluyla yavaşlamıştır.^[49] Bu hızlı ilkel dönüşün bir kalıntısı hala Güneş'in çekirdeğinde mevcut olup, çekirdeğin haftada bir kez döndüğü, yani ortalama yüzey dönüş hızının dört katı yavaş olduğu tespit edilmiştir.^[50][51]

Güneş, büyük çoğunlukla hidrojen ve helyum elementlerinden oluşur. Güneş'in halihazırdaki yaşam anında, bu elementler sırasıyla %74,9 ve %23,8 oranında fotosferindeki kütlesini meydana getirmektedir.^[52] Tüm ağır elementler, yani metaller, kütlesinin %2'sinden daha az bir kısmını oluşturmaktadır. Bunlar arasında oksijen (kabaca %1), karbon (%0,3), neon (%0,2) ve demir (%0,2) en bol bulunanlarıdır.^[53]

Bazı elementlerin karakteristik kütle oranları şöyledir:^[54]

• Hidrojen: %75
• Helyum: %24
• Metaller %1

1968 yılında Belçikalı bir bilim insanı lityum, berilyum ve bor bolluklarının önceden düşünüldüğünden daha fazla olduğunu bulmuştur.^[55] 2005 yılında üç bilim insanı neon bolluğunun önceden düşünüldüğünden daha fazla olabileceğini helyosismolojik gözlemlere dayanarak önermişlerdir.^[56] 1986'ya kadar Güneş'in helyum içeriğinin Y=0,25 olduğu genel kabul görmüştü ancak bu tarihte iki bilim insanı Y=0,279 değerinin daha doğru olduğunu iddia etmiştir.^[57] 1970'lerde birçok araştırma Güneş'te bulunan demir grubu elementlerin bolluğuna odaklandı.^[58][58] Tek iyonlu demir grubu elementlerinin gf değerlerinin ilk 1962'de bulunmuş^[58] ve geliştirilmiş f değerleri 1976'da hesaplanmıştır.^[58] Kobalt ve mangan gibi bazı demir grubu elementlerinin bolluk tespitleri, çok ince yapıya sahip olmalarından ötürü zordur.^[58]

Güneş içinde bulunan elementlerin dağılımı birçok değişkene bağlıdır, örneğin kütleçekimi nedeniyle ağır elementler (örneğin helyum) Güneş kütlesinin merkezine yakın dururken, ağır olmayan elementler (örneğin hidrojen) Güneş'in dış katmanlarına doğru yayılır.^[59] Özellikle Güneş'in içinde helyumun dağılımı özel olarak ilgi çekmektedir. Helyumun dağılma sürecinin zamanla hızlandığı ortaya çıkarılmıştır.^[60] Güneş'in dış katmanını oluşturan ışık kürenin bileşimi, içinde bulunan döteryum, lityum, bor ve berilyum dışında, Güneş Sistemi'nin oluşumundaki kimyasal bileşime örnek olarak alınmaktadır.^[61]

Güneş'in orijinal kimyasal bileşimi, oluştuğu yıldızlararası ortamdan kalmadır. Başlangıçta yaklaşık %71,1 hidrojen, %27,4 helyum ve %1,5 daha ağır elementlerden oluşmaktaydı.^[52] Güneş'teki hidrojen ve helyumun çoğu, evrenin ilk 20 dakikasında Büyük Patlama nükleosentezi ile ortaya çıkmış ve daha ağır elementler, Güneş'in oluşumundan önceki yıldız nesilleri tarafından meydana getirilerek yıldız yaşamının son aşamalarında ve süpernova gibi olaylarla yıldızlararası ortama yayılmıştır.^[62]

Güneş'in oluşumundan bu yana, ana füzyon süreci, hidrojenin helyuma dönüştürülmesini içermektedir. Geçen 4,6 milyar yıl boyunca, Güneş içindeki helyum miktarı ve dağılımı yavaş yavaş değişmiştir. Çekirdekteki helyum oranı füzyon nedeniyle yaklaşık %24'ten %60'a yükselmiş ve helyum ile birlikte bazı ağır elementler, kütleçekim etkisiyle fotosferden Güneş'in merkezine doğru çökelmiştir. Ağır elementlerin oranları ise değişmemiştir. Isı, Güneş'in çekirdeğinden dışa doğru radyasyon yoluyla aktarılır (ışınsal bölgeye bakınız), bu nedenle füzyon ürünleri ısı ile dışa taşınmaz; çekirdekte kalırlar ve yavaş yavaş helyumdan oluşan bir iç çekirdek oluşmaya başlar. Bu çekirdek, şu anda Güneş'in çekirdeğinin helyumu füzyonlayacak kadar sıcak veya yoğun olmaması nedeniyle füzyona uğrayamaz. Mevcut fotosferde helyum oranı azalır ve metaliklik önyıldız evredeki (çekirdekte nükleer füzyon başlamadan önceki) oranının sadece %84'üdür. Gelecekte, helyum çekirdekte birikmeye devam edecek ve yaklaşık 5 milyar yıl sonra bu yavaş birikim Güneş'in ana koldan çıkmasına ve bir kırmızı dev haline gelmesine neden olacaktır.^[63]

Fotosferin kimyasal bileşimi genellikle ilkel Güneş Sistemi'nin bileşimini temsil ettiği kabul edilir. Tipik olarak, yukarıda belirtilen güneş ağır element bollukları, hem Güneş'in fotosferinin spektroskopisi kullanılarak hem de erime sıcaklıklarına kadar ısıtılmamış meteoritlerdeki bolluklar ölçülerek belirlenir. Bu meteoritlerin, önyıldız Güneş'in bileşimini koruduğu ve ağır elementlerin çökmesinden etkilenmediği düşünülmektedir. İki yöntem genellikle iyi bir şekilde birbiriyle örtüşür.^[64]

Güneş'in içi doğrudan gözlemlenemez ve Güneş elektromanyetik ışımaya karşı opaktır. Ancak nasıl sismoloji, deprem tarafından üretilen dalgaları kullanarak Dünya'nın iç yapısını ortaya çıkarıyorsa helyosismoloji de Güneş'in içinden geçen basınç dalgalarını kullanarak iç yapısını ölçmeye ve görüntülemeye çalışır. Güneş'in bilgisayar modellemesi de iç katmanları araştırmak amacıyla kuramsal bir araç olarak kullanılır.

Güneş çekirdeği, merkezden %20-25 Güneş yarıçapına kadar uzanır.^[65] Yoğunluğu 150 g/cm^3[66][67] (Yeryüzünde suyun yoğunluğunun 150 katı) civarında, sıcaklığı da 15,7 milyon Kelvin (K) kadardır (yüzey sıcaklığı yaklaşık 5.800 Kelvin'dir).^[67] Yakın zamandaki SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) misyonunun sağladığı bilgiler, çekirdekte ışınsal bölgeye doğru daha hızlı bir dönme hızı olduğunu belirtmektedir.^[65] Güneş'in yaşamının çoğunda enerji, proton-proton zincirleme tepkimesi diye adlandırılan aşamalardan oluşan ve hidrojeni helyuma çeviren nükleer füzyon ile oluşur.^[68] Çekirdek, füzyon ile önemli derecede ısı oluşturulan tek yerdir. Yıldızın geri kalanı çekirdekten dışarıya doğru transfer edilen enerjiyle ısınır. Çekirdekte füzyonla oluşan tüm enerji arka arkaya gelen katmanlardan geçerek Güneş ışık küresine ulaşır ve buradan uzaya gün ışığı ve parçacıkların kinetik enerjisi olarak yayılır. Şu anda, Güneş'te üretilen enerjinin sadece %0,8'i KAO döngüsü olarak adlandırılan başka bir füzyon reaksiyonları dizisinden gelmektedir. Ancak, bu oranın Güneş yaşlandıkça ve daha parlak hale geldikçe artması beklenmektedir.^[69][70]

Güneş'in çekirdeği, füzyon yoluyla kayda değer miktarda termal enerji üreten tek bölgedir; gücün %99'u Güneş'in yarıçapının %24'ü içinde üretilir ve yarıçapın %30'u itibarıyla füzyon neredeyse tamamen durur. Geri kalan kısım, bu enerjinin dışa doğru birçok ardışık katman boyunca aktarılmasıyla ısınır ve nihayetinde güneş fotosferine ulaşarak radyasyon (fotonlar) veya adveksiyon (kütleli parçacıklar) yoluyla uzaya kaçar.^[71][72]

Proton-proton zinciri, Güneş'in çekirdeğinde saniyede yaklaşık 9,2×10³⁷ kez gerçekleşir ve her saniye yaklaşık 3,7×10³⁸ protonu alfa parçacıklarına (helyum çekirdeklerine) dönüştürür (Güneş'teki toplam ~8,9×10⁵⁶ serbest protondan), bu da yaklaşık 6,2×10¹¹ kg/s eşittir. Ancak, her protonun (ortalama olarak) başka bir protonla füzyona girmesi yaklaşık 9 milyar yıl alır.^[73] Dört serbest protonu (hidrojen çekirdeklerini) tek bir alfa parçacığına (helyum çekirdeği) dönüştürmek, füzyona giren kütlenin yaklaşık %0,7'sini enerji olarak serbest bırakır,^[74] bu nedenle Güneş, kütle-enerji dönüşüm oranında 4,26 milyar kg/s enerji salar (bu, 600 milyar kg hidrojen gerektirir^[75]), bu da 384,6 yottawatt (3,846×10²⁶ W) veya saniyede 9,192×10¹⁰ megaton TNT'ye eşittir. Güneş'in büyük güç çıktısı, esas olarak çekirdeğinin büyük boyutu ve yoğunluğu nedeniyle oluşur (Dünya ve Dünya'daki nesnelerle karşılaştırıldığında), sadece oldukça küçük bir miktar metreküp başına güç üretilir. Güneş'in iç yapısının teorik modelleri, çekirdeğin merkezinde yaklaşık 276,5 watt/metreküp maksimum güç yoğunluğu veya enerji üretimi olduğunu gösterir;^[76] bu da Karl Kruszelnicki'ye göre bir kompost yığınının içindeki güç yoğunluğuna yaklaşık eşittir.^[77]

Güneş'in çekirdeğindeki füzyon hızı kendini düzenleyen bir denge içindedir: Biraz daha yüksek bir füzyon hızı, çekirdeğin daha fazla ısınmasına ve dış katmanların ağırlığına karşı hafifçe genişlemesine neden olur, bu da yoğunluğu azaltır ve dolayısıyla füzyon hızını düşürerek dengesizliği düzeltir. Biraz daha düşük bir hızda ise çekirdek soğur ve hafifçe küçülür, yoğunluğu artar ve füzyon hızını artırarak tekrar mevcut hızına döner.^[78][79]

Güneş'in en kalın tabakası olan ışınsal bölge, çekirdekten yaklaşık 0,7 Güneş yarıçapına kadar uzanır ve bu noktada 0,45 Güneş yarıçapına kadar ulaşır. Bu bölgede enerji transferinin başlıca yolu termal radyasyondur.^[80] Çekirdekten uzaklaştıkça sıcaklık yaklaşık olarak 7 milyon Kelvin'den 2 milyon Kelvin'e düşer.^[81] Bu sıcaklık gradyanı, adyabatik ısınma oranından daha düşüktür ve bu nedenle bu bölgede enerji transferi termal konveksiyon yerine radyasyon ile gerçekleşir.^[81] Hidrojen ve helyum iyonları, sadece kısa bir mesafe kat eden fotonlar diğer iyonlar tarafından yeniden emilmeden önce enerji yayarak enerji transferine katkıda bulunurlar.^[80] Yoğunluk, 0,25 Güneş yarıçapından 0,7 yarıçapına kadar olan bölgede yüz kat azalır (20,000 kg/m³'ten 200 kg/m³'e kadar).^[80]

Radyatif bölge ile konvektif bölge arasında bir geçiş tabakası olan tachocline bulunur. Bu bölge, ışınsal bölgenin düzenli dönüşü ile konvektif bölgenin farklı dönüşü arasındaki keskin rejim değişiminin sonucunda ortaya çıkan büyük bir kayma (shear) koşuluna sahiptir, yani ardışık yatay tabakaların birbirlerine göre kaydığı bir durumdur.^[82] Şu anda, bu tabaka içinde bir manyetik dinamo veya Güneş dinamosu tarafından Güneş'in manyetik alanının üretildiği hipotezi öne sürülmektedir.^[83]

Konveksiyon bölgesi, Güneş'in yüzeyine doğru 0,7 güneş yarıçapı (500.000 km) mesafeye kadar uzanır. Bu katmanda plazma, ısıyı dışarıya doğru ışıma yoluyla iletecek kadar yoğun ve sıcak değildir. Bunun yerine, plazmanın yoğunluğu konvektif akıntıların gelişmesine imkan sağlayacak ve Güneş'in enerjisini yüzeyine doğru iletecek kadar düşüktür. Tachocline katmanında ısınan malzeme ısıyı alır ve genişler, böylece yoğunluğu azalır ve yükselir. Sonuç olarak, kütlenin düzenli bir hareketi, ısının çoğunu Güneş'in üst bölümlerindeki fotosferine taşıyan termal hücrelere dönüşür. Materyal, fotosferik yüzeyin hemen altında, difüzif ve radyatif olarak soğuduğunda, yoğunluğu artar ve konveksiyon bölgesinin tabanına batar, burada tekrar radyatif bölgenin tepesinden ısı alır ve konvektif döngü devam eder. Fotosferde sıcaklık 350 kat düşerek 5.700 K (9.800 °F) ve yoğunluk sadece 0,2 g/m³ (deniz seviyesindeki havanın yoğunluğunun yaklaşık 1/10.000'i ve konvektif bölgenin iç katmanının 1 milyonda biri) olur.^[67]

Konveksiyon bölgesinin termal sütunları Güneş'in yüzeyinde bir iz oluşturarak ona en küçük ölçekte solar granülasyon ve daha büyük ölçeklerde süper granülasyon adı verilen tanecikli bir görünüm kazandırır. Güneş'in iç kısmının bu dış bölümündeki çalkantılı konveksiyon, Güneş'in yüzeye yakın hacmi üzerinde "küçük ölçekli" dinamo hareketini sürdürür.^[67] Güneş'in termal sütunları Bénard hücreleri olup kabaca altıgen prizmalar şeklindedir.^[84]

Güneş'in görünen yüzeyi, yani fotosfer, Güneş'in görünür ışığa karşı opak olduğu alt katmandır.^[85] Bu katmanda ortaya çıkan fotonlar üzerindeki şeffaf atmosferden geçerek kaçar ve Güneş radyasyonuna yani gün ışığı haline gelir. Opaklıkta olan değişim görünür ışığı kolaylıkla soğurabilen H^- iyonlarının (Hidrojen anyon) miktarlarının azalmasıyla meydana gelir.^[85] Buna karşın, görünür ışık ise elektronların hidrojen atomlarıyla H^- iyonu oluşturmak için tepkimeye girmesiyle oluşur.^[86][87]

Işık küre onlarca ila yüzlerce kilometrelik kalınlığıyla Dünya üzerinde bulunan havadan daha az opaktır. Kenar kararması olarak adlandırılan fenomen nedeniyle, fotosferin üst kısmının alt kısmından daha soğuk olması sonucunda Güneş ortalarda, kenarlarına nazaran daha parlakmış gibi görünür.^[85] Güneş ışığının spektrumu yaklaşık olarak 5,777 K (9,939 °F) sıcaklıkta ışıma yapan bir kara cismin spektrumuna sahiptir ve fotosferin üzerindeki zayıf katmanlardan gelen atomik soğurma çizgileri ile birlikte görülür. Işık kürenin parçacık yoğunluğu yaklaşık 10²³ m⁻³'dir. Bu da, Dünya atmosferinin deniz seviyesindeki hacmi başına düşen parçacık sayısının yaklaşık %0,37'sine karşılık gelmektedir.^[88]

Güneş'in atmosferi fotosfer, renk yuvarı (kromosfer), geçiş bölgesi, korona ve helyosfer olmak üzere beş katmandan oluşur. Radyo dalgalarından görünür ışığa ve gama ışınlarına kadar olan elektromanyetik spektrumda çalışan teleskoplarlarla görünebilir.

Güneş'in en soğuk katmanı, fotosferin yaklaşık 500 km yukarısına kadar uzanan bir minimum sıcaklık bölgesidir ve yaklaşık 4.100 K sıcaklığa sahiptir.^[85] Güneş'in bu kısmı, karbon monoksit ve su gibi basit moleküllerin varlığına izin verecek kadar soğuktur ve bunlar soğurma spektrumları aracılığıyla tespit edilebilir.^[89] Renk yuvarı, geçiş bölgesi ve korona Güneş'in yüzeyinden çok daha sıcaktır.^[85] Nedeni tam olarak anlaşılamamıştır, ancak kanıtlar Alfvén dalgalarının koronayı ısıtmak için yeterli enerjiye sahip olabileceğini göstermektedir.^[90]

Minimum sıcaklık katmanının üzerinde, emisyon ve soğurma çizgilerinden oluşan bir spektrumun hakim olduğu yaklaşık 2.000 km kalınlığında bir katman bulunur.^[85] Yunanca renk anlamına gelen chroma kökünden kromosfer (renk yuvarı) olarak adlandırılır. Kromosfer tam güneş tutulmalarının başında ve sonunda renkli bir parlama olarak görülebilir.^[80] Kromosferin sıcaklığı yükseklikle birlikte kademeli olarak artar ve tepeye yakın 20.000 K civarına kadar yükselir.^[85] Kromosferin üst kısmında helyum kısmen iyonize olur.^[91]

Kromosferin üzerinde, ince (yaklaşık 200 km) bir geçiş bölgesinde, sıcaklık üst kromosferdeki yaklaşık 20.000 K'den 1.000.000 K'ye yakın koronal sıcaklıklara hızla yükselir.^[92] Sıcaklık artışı, geçiş bölgesindeki helyumun tam iyonizasyonu ile kolaylaştırılır, bu da plazmanın radyatif soğumasını önemli ölçüde azaltır.^[91] Geçiş bölgesi çok net tanımlanmış bir yükseklikte oluşmaz. Daha ziyade, sarmallar ve iplikçikler gibi kromosferik özelliklerin etrafında bir tür hâle oluşturur ve sürekli, kaotik bir hareket halindedir.^[80] Geçiş bölgesi Dünya yüzeyinden kolayca görülemez, ancak spektrumun aşırı ultraviyole kısmına duyarlı aletlerle uzaydan kolayca gözlemlenebilir.^[93]

Bir sonraki katman olan korona hacim olarak Güneş'ten çok daha büyük olan dış gaz yuvarı katmanıdır. Güneş yüzeyine yakın olan alt katmanlarının parçacık yoğunluğu 10¹⁵ m⁻³ ila 10¹⁶ m⁻³ civarındadır.^[94][d] Korona ve güneş rüzgarının ortalama sıcaklığı yaklaşık 1.000.000-2.000.000 K'dir; ancak en sıcak bölgelerde 8.000.000-20.000.000 K' ye kadar çıkabilmektedir.^[92] Koronanın sıcaklığını açıklayacak tam bir teori henüz mevcut olmasa da, ısısının en azından bir kısmının manyetik yeniden bağlanmadan kaynaklandığı bilinmektedir.^[92][95] Korona, Güneş'in fotosferinin çevrelediği hacimden çok daha büyük bir hacme sahip olan Güneş'in yayılmış atmosferidir. Güneş'ten gezegenler arası uzaya doğru plazma akışına güneş rüzgârı adı verilir.^[95]

Güneş'in en dış atmosferi olan helyosfer, güneş rüzgarı plazması ile doludur. Güneş'in bu en dış katmanı, güneş rüzgarı akışının süperfvénic hale geldiği, yani akışın Alfvén dalgalarının hızından daha hızlı hale geldiği mesafede,^[96] yaklaşık 20 güneş yarıçapında (0,1 AU) başlayacak şekilde tanımlanır. Helyosferdeki çalkantı ve dinamik kuvvetler güneş koronasının şeklini etkileyemez, çünkü enerji sadece Alfvén dalgalarının hızında hareket edebilir. Güneş rüzgârı helyosfer boyunca sürekli olarak dışarı doğru hareket eder,^[97][98] Güneş'ten 50 AU'dan daha uzakta helyopoza çarpana kadar güneş manyetik alanını spiral bir şekle sokar.^[95] Aralık 2004'te Voyager 1 sondası heliopozun bir parçası olduğu düşünülen bir şok dalgasının içinden geçmiştir.^[99] 2012'nin sonlarında Voyager 1 kozmik ışın çarpışmalarında belirgin bir artış ve güneş rüzgarından gelen daha düşük enerjili parçacıklarda keskin bir düşüş kaydetmiş, bu da sondanın heliopozdan geçip yıldızlararası ortama girdiğini düşündürmüş^[100] ve gerçekten de 25 Ağustos 2012'de Güneş'ten yaklaşık 122 AU (18 Tm) uzaklıkta bunu gerçekleştirmiştir.^[101] Helyosfer, Güneş'in galaksi içindeki kendine özgü hareketi nedeniyle arkasında uzanan bir helyokuyruğa sahiptir.^[102]

28 Nisan 2021'de NASA'nın Parker Solar Probe'u 18,8 güneş yarıçapında, koronal plazmanın Alfvén hızı ile büyük ölçekli güneş rüzgârı hızının eşit olduğu yer olarak tanımlanan ve koronayı güneş rüzgârından ayıran sınır olan Alfvén yüzeyine girdiğini gösteren özel manyetik ve parçacık koşullarıyla karşılaştı.^[103][104] Parker Solar Probe, uçuş sırasında birkaç kez koronanın içine ve dışına geçti. Bu, Alfvén kritik yüzeyinin pürüzsüz bir top şeklinde olmadığı, ancak yüzeyini buruşturan sivri uçlara ve vadilere sahip olduğu tahminlerini kanıtlamıştır.^[103]

Güneş görünür spektrum boyunca ışık yayar, bu nedenle uzaydan bakıldığında veya Güneş gökyüzünde yüksekte olduğunda rengi beyazdır ve CIE renk uzayı indeksi (0,3, 0,3) civarındadır. Dalga boyu başına Güneş parlaklığı uzaydan bakıldığında spektrumun yeşil kısmında zirve yapar.^[105][106] Güneş gökyüzünde çok alçakta olduğunda, atmosferik saçılma Güneş'i sarı, kırmızı, turuncu veya eflatun, hatta nadir durumlarda yeşil veya mavi yapar. Tipik beyazlığına rağmen (beyaz güneş ışınları, beyaz ortam ışığı, Ay'ın beyaz aydınlatması, vb.), bazı kültürler Güneş'i zihinsel olarak sarı ve hatta bazıları kırmızı olarak resmeder; bunun nedenleri kültüreldir ve bunların doğruluğu tartışma konusudur.^[107] Güneş bir G2V yıldızıdır, G2 yaklaşık 5.778 K (9.941 °F) yüzey sıcaklığı olduğunu ifade ederken V ise çoğu yıldız gibi bir ana kol yıldızı olduğunu belirtir.^[40][108]

Güneş sabiti, Güneş'in doğrudan güneş ışığına maruz kalan birim alan başına bıraktığı güç miktarıdır. Güneş sabiti, Güneş'ten bir astronomik birim (AU) uzaklıkta (yani Dünya'nın yörüngesinde veya yakınında) yaklaşık 1.368 W/m²'ye (metrekare başına watt) eşittir.^[109] Dünya yüzeyindeki güneş ışığı Dünya atmosferi tarafından zayıflatılır, böylece Güneş zirve noktasına yakınken açık koşullarda yüzeye daha az güç ulaşır (1.000 W/m²'ye yakın).^[110] Dünya atmosferinin tepesindeki Güneş ışığı (toplam enerjiye göre) yaklaşık %50 kızılötesi ışık, %40 görünür ışık ve %10 morötesi ışıktan oluşur.^[111] Atmosfer, özellikle kısa dalga boylarında güneş morötesinin %70'inden fazlasını filtreler.^[112] Güneş morötesi radyasyonu Dünya'nın gündüz üst atmosferini iyonize ederek elektriksel olarak iletken iyonosferi oluşturur.^[113]

Güneşten gelen ultraviyole ışık antiseptik özelliklere sahiptir. Bu nedenle nesneleri ve suyu sterilize etmek için kullanılabilir. Bu ışınlar güneş yanığına neden olur ve D vitamini üretimi ile bronzlaşma gibi başka biyolojik etkileri ortaya çıkarır. Aynı zamanda Cilt kanserinin ana nedenidir. Ultraviyole ışık, Dünya'nın ozon tabakası tarafından güçlü bir şekilde zayıflatılır, böylece UV miktarı enleme göre büyük ölçüde değişir ve Dünya'nın farklı bölgelerindeki insan cilt rengindeki farklılıklar da dahil olmak üzere birçok biyolojik adaptasyonun kısmi nedenidir.^[114]

Başlangıçta çekirdekteki füzyon reaksiyonlarıyla salınan yüksek enerjili gama ışını fotonları, genellikle sadece birkaç milimetre yol aldıktan sonra, radyatif bölgedeki güneş plazması tarafından hemen emilir. Bu fotonların yeniden emisyonu rastgele bir yönde ve genellikle biraz daha düşük bir enerjide gerçekleşir. Bu emisyon ve soğurma dizisiyle, ışınımın Güneş yüzeyine ulaşması uzun zaman alır. Fotonların seyahat süresine ilişkin tahminler 10.000 ila 170.000 yıl arasında değişmektedir.^[115] Buna karşılık, Güneş'in toplam enerji üretiminin yaklaşık %2'sini oluşturan nötrinoların yüzeye ulaşması sadece 2,3 saniye sürmektedir. Güneş'teki enerji nakli, madde ile termodinamik dengede olan fotonları içeren bir süreç olduğundan, Güneş'teki enerji naklinin zaman ölçeği 30.000.000 yıl düzeyinde olmak üzere oldukça uzundur. Bu süre, Güneş'in çekirdeğindeki enerji üretim hızının aniden değişmesi halinde Güneş'in kararlı bir duruma dönmesi için geçecek süredir.^[116]

Elektron nötrinoları çekirdekteki füzyon reaksiyonları sonucu açığa çıkar, ancak fotonların aksine maddeyle nadiren etkileşime girerler, dolayısıyla bunların neredeyse tamamı Güneş'ten anında kaçabilir. Ancak Güneş'te üretilen bu nötrinoların sayısına ilişkin ölçümler teorilerin öngördüğünden 3 kat daha düşük olduğu anlaşılmıştır. 2001 yılında nötrino salınımının keşfi bu çelişkiyi çözmüştür: buna göre Güneş, teori tarafından öngörülen sayıda elektron nötrinosu yaymaktadır, ancak nötrino detektörleri bunların 2⁄3'ünü gözden kaçırmaktadır, çünkü nötrinolar tespit edildikleri sırada nitelik değiştirmiş olmaktadır.^[117]

Uygun filtrelemeyle Güneş gözlemlendiğinde ilk dikkati çeken etrafına göre daha soğuk olması nedeniyle daha koyu gözüken belirli sınırlara sahip Güneş lekeleridir. Güneş lekeleri, güçlü manyetik kuvvetlerin ısı yayımını engellediği ve sıcak iç bölgeden yüzeye doğru enerji transferinin azaldığı yoğun manyetik etkinliğin olduğu bölgelerdir. Manyetik alan koronanın aşırı ısınmasına neden olur ve yoğun Güneş püskürtüleri ile koronada kütle fırlatılmasına neden olan etkin bölgeler oluşturur.

Güneş'in üzerinde görünür Güneş lekelerinin sayısı sabit değildir ama Güneş döngüsü denen 11 yıllık bir döngü içinde değişiklik gösterir. Döngünün tipik minimum döneminde çok az Güneş lekesi görünür ve hatta bazen hiç görünmez. Gözükenler yüksek enlemlerde bulunur. Güneş döngüsü ilerledikçe Spörer yasasının açıkladığı gibi Güneş lekelerinin sayısı artar ve ekvatora doğru yaklaşır. Güneş lekeleri genelde zıt manyetik kutuplara sahip çiftler olarak bulunur. Ana Güneş lekesinin manyetik polaritesi her Güneş döngüsünde değişir, dolayısıyla bir döngüde kuzey manyetik kutba sahip olan leke bir sonraki döngüde güney manyetik kutba sahip olur.

Güneş döngüsünün uzayın durumu üzerinde büyük etkisi vardır ve Dünya'nın iklimi üzerinde de önemli bir etki yapar. Güneş etkinliğinin minimumda olduğu dönemler soğuk hava sıcaklıklarıyla, normalden daha uzun süren Güneş döngüleri de daha sıcak hava sıcaklıklarıyla ilişkilendirilir. 17. yüzyılda Güneş döngüsünün birkaç on yıl boyunca tamamen durduğu gözlemlenmiştir; bu dönemde çok az Güneş lekesi görülmüştür. Küçük Buz Çağı ya da Maunder minimumu diye bilinen bu dönemde Avrupa'da çok soğuk hava sıcaklıklarıyla karşılaşılmıştır.^[118] Daha da önceleri benzer minimum dönemler ağaç halkalarının analiziyle ortaya konmuştur ve bu dönemler normalden daha düşük global hava sıcaklıklarıyla eşleşmektedir.

Güneş fışkırmaları, yanan hidrojen gazının, Güneş’in magnetik alan kuvvetleri tarafından desteklenerek, taçtan dışarı yay gibi uzanmasıdır. Bazıları uzaya, saniyede 400 m hızla fırlarlar.^{[119][daha iyi kaynak gerekli]}

Çok yeni bir teori Güneş'in çekirdeğindeki manyetik kararsızlıkların 41.000 ya da 100.000 yıllık periyotlarda değişikliklere sebep olduğunu öne sürmektedir. Bu kuram, buzul çağlarını Milankovitch döngülerinden daha iyi açıklayabilir. Astrofizik alanındaki birçok kuram gibi bu da doğrudan test edilemez.^[120][121]

Uzun yıllar boyunca Dünya üzerinde tespit edilen Güneş'ten gelen nötrinoların sayısı standart Güneş modeline göre tahmin edilenin yarısı ile üçte biri arasında değişmekteydi. Bu aykırı sonuç Güneş nötrino problemi olarak bilinir. Problemi çözmek için öne sürülen kuramlar ya Güneş'in iç sıcaklığını azaltarak daha düşük bir nötrino akısını açıklamaya çalışıyordu ya da nötrinoların Güneş'ten Dünya'ya gelirken salınıma uğradığını yani varlığı tespit edilemeyen tau ve muon nötrino parçacıklarına dönüştüğünü öneriyordu.^[122] 1980'lerde nötrino akısını olabildiğince tam olarak ölçebilmek için Sudbury Nötrino Gözlemevi ve Kamiokande gibi birkaç nötrino gözlemevi kuruldu. Bu gözlemevlerinden gelen sonuçlar sonunda nötrinoların çok küçük durak kütlesi ("rest mass") olduğunu ve gerçekten de salındıklarını gösterdi.^[123] Hatta, 2001 yılında Sudbury Nötrino Gözlemevi doğrudan üç tip nötrinoyu da tespit etmeyi başardı ve Güneş'in toplam nötrino ışıma oranının standart Güneş modeli ile uyumlu olduğunu ortaya çıkardı. Nötrino enerjisine bağlı olarak Dünya'da görünen nötrinoların üçte biri elektron nötrino tipindedir. Bu oran maddede nötrino salınımını açıklayan, madde etkisi diye de bilinen Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (MSW) etkisi ile tahmin edilen oranla uyumludur. Dolayısıyla problem artık çözülmüştür.

Güneş'in optik yüzeyi ışık küre yaklaşık 6.000 K'lik bir sıcaklığa sahiptir. Bunun üzerinde 1.000.000 K'lik Güneş koronası bulunur. Koronanın bu aşırı yüksek sıcaklığı, ışık küreden doğrudan ısı iletimi dışında başka bir kaynaktan ısıtıldığını gösterir.

Koronayı ısıtmak için gerekli olan enerjinin ışık kürenin altında bulunan ısıyayımsal bölgedeki türbülanslı hareketten kaynaklandığı düşünülmüş ve koronanın nasıl ısındığına dair iki ana işleyiş önerilmiştir. Bunlardan birincisi dalga ısınmasıdır. Isıyayımsal bölgedeki türbülanslı hareket ses, kütleçekim ve manyetohidrodinamik dalgalar üretir. Bu dalgalar yukarı doğru hareket eder ve koronada dağılarak enerjilerini ortamdaki gaza ısı olarak verir. İkincisi ise manyetik ısınmadır. Işık küresinde hareketin sürekli olarak oluşturduğu manyetik enerji Güneş püskürtüsü gibi büyük ve buna benzer birçok küçük olayla yayılır.^[124]

Şu anda dalgaların etkin bir ısı yayma işleyişi olup olmadığı çok açık değildir. Alfvén dalgaları dışında tüm dalgaların koronaya ulaşmadan önce dağıldıkları ortaya çıkarılmıştır.^[125] Alfvén dalgaları da korona da kolayca dağılmamaktadır. Günümüzde araştırma daha çok püskürtü yolu ile ısınma işleyişine doğru yönelmiştir. Korona ısınmasını açıklamak için olası bir görüş sürekli küçük ölçekli püskürtülerdir^[126] ve hâlâ araştırılmaktadır.

Güneş gelişiminin kuramsal modelleri 3,8 ile 2,5 milyar yıl önce Arkeyan Devir'de Güneş'in bugünkünden % 75 daha az parlak olduğunu önerir. Bu kadar zayıf bir yıldız Dünya üzerinde su varlığını destekleyemeyeceğinden hayatın da gelişememesi gerekirdi. Ancak jeolojik kayıtlar Dünya'nın tarihi boyunca oldukça sabit bir sıcaklıkta kaldığını gösterir, hatta genç Dünya bugünden biraz daha sıcaktır. Bilim insanları arasında varılan görüş birliği genç Dünyanın atmosferinde oldukça fazla miktarda sera gazlarının (karbon dioksit, metan ve/veya amonyak) bulunması nedeniyle Güneş'ten gelen az enerjiyi atmosferde hapsettikleri fazla ısıyla dengelediğidir.^[127]

Güneş içinde bulunan tüm madde yüksek sıcaklıklardan ötürü gaz ve plazma hâlindedir. Bu nedenle Güneş ekvatorda yukarı enlemlerde olduğundan daha hızlı döner. Ekvatorda dönüş hızı 25 gün iken kutuplarda 35 günde kendi etrafında döner. Bu kademeli dönüş sonucunda manyetik alan çizgilerinin zamanla kıvrılarak manyetik alan halkaları oluşturması Güneş'in yüzeyinden patlamalarla ayrılarak Güneş lekeleri ve Güneş püskürtüleri oluşumuna neden olur. Bu kıvrılma hareketi solar dinamonun oluşmasına ve 11 yıllık Güneş döngüsü ile Güneş'in manyetik alanının yön değiştirmesine neden olur.

Güneş'in dönen manyetik alanının gezegenlerarası ortamda bulunan plazma üzerindeki etkisi gün yuvarı akım katmanını oluşturur. Bu katman farklı yönleri gösteren manyetik alanları ayırır. Gezegenlerarası ortamda bulunan plazma aynı zamanda Dünya'nın yörüngesinde Güneş'in manyetik alanının kuvvetinden de sorumludur. Eğer uzay bir vakum olsaydı Güneş'in10⁻⁴ tesla manyetik dipol alanı uzaklığın kübüyle azalarak 10⁻¹¹ tesla olacaktı. Ancak uydu gözlemleri bunun 100 kat daha fazla kuvvetli olduğunu ve 10⁻⁹ tesla civarında olduğunu göstermektedir. Manyetohidrodinamik (MHD) kuram manyetik alan içindeki iletken bir akışkanın (örneğin gezegenlerarası ortam) yine manyetik alan yaratan elektrik akımları indüklediğini söyler, dolayısıyla bir MHD dinamo gibi hareket eder.

Güneş'in yıldız gelişimi bilgisayar modellemesi ve nükleokozmokronoloji yöntemleri kullanılarak ana dizi üzerinde hesaplanan yaşının 4,57 milyar yıl olduğu düşünülmektedir.^[129] Hidrojen moleküler bulutun hızla kendi içine çökmesi sonucu üçüncü nesil, Popülasyon I, T Tauri yıldızı olan Güneş'in doğduğu düşünülmektedir. Bu doğan yıldızın Samanyolu gök adasının çekirdeğinden 26.000 ışık yılı uzakta hemen hemen dairesel bir yörüngeye girdiği varsayılmaktadır.

Yıldız ana dizi üzerinde yıldız evrimi aşamasının yarı yolundadır. Bu aşamada çekirdekte oluşan nükleer füzyon reaksiyonları hidrojeni helyuma dönüştürür. Her saniye Güneş'in çekirdeğinde 4 milyon ton madde enerjiye çevrilir ve ortaya nötrinolarla radyasyon çıkar. Bu hızla günümüze kadar 100 Dünya kütlesi kadar madde enerjiye çevrilmiştir. Güneş yaklaşık olarak 10 milyar yıl ana kol yıldızı olarak yaşamına devam edecektir.

Güneş süpernova olarak patlayacak kadar fazla kütleye sahip değildir. Bunun yerine 5-6 milyar yıl içinde kırmızı dev aşamasına girecektir. Çekirdekte bulunan hidrojen yakıtı tükendikçe dış katmanları genişleyecek, çekirdeği büzüşerek ısınacaktır. Çekirdek sıcaklığı 100 MK civarına ulaştığında helyum füzyonu tetiklenecek ve karbon ile oksijen üretmeye başlayacaktır. Böylece 7,8 milyar yıl içinde gezegen bulutsu aşamasının asimptotik dev koluna girerek iç sıcaklığında oluşan kararsızlıklar nedeniyle yüzeyinden kütle kaybetmeye başlayacaktır. Güneş'in dış katmanlarının genişleyerek Dünya'nın yörüngesinin bulunduğu noktaya kadar gelmesi olasıdır ancak son zamanlarda yapılan araştırmalar, Güneş'ten kırmızı dev aşamasının başlarında kaybolan kütle nedeniyle Dünya'nın yörüngesinin daha uzaklaşacağını, dolayısıyla da Güneş'in dış katmanları tarafından yutulmayacağını önermektedir.^[130] Ancak Dünya'nın üstündeki suyun tamamı kaynayacak ve atmosferinin çoğu uzaya kaçacaktır. Bu dönemde oluşan Güneş sıcaklıklarının sonucunda 900 milyon yıl sonra Dünya yüzeyi bildiğimiz yaşamı destekleyemeyecek kadar ısınacaktır.^[131] Birkaç milyar yıl sonra da yüzeyde bulunan su tamamen yok olacaktır.^[132]

Kırmızı dev aşamasının ardından yoğun termal titreşimler Güneş'in dış katmanlarından kurtularak bir gezegensel bulutsu oluşturmasına neden olacaktır. Geride kalan tek cisim aşırı derecede sıcak olan yıldız çekirdeği olacaktır. Bu çekirdek milyarlarca yıl boyunca yavaş yavaş soğuyup beyaz cüce olarak yok olacaktır. Bu yıldız evrimi senaryosu düşük ve orta kütleli yıldızların tipik gelişim senaryosudur.^[130][133]

Gökyüzü'nde bulunan parlak bir disk olan Güneş, ufuğun üzerindeyken gün, ortada yokken de gece olur kavrayışı İnsanoğlu'nun Güneş hakkındaki en temel görüşüdür. Tarihöncesi ve antik çağ dönemi kültürlerde Güneş'in bir tanrı olduğuna ya da diğer doğaüstü olaylara neden olduğuna inanılırdı. Güney Amerika'daki İnka ve günümüz Meksika'sındaki Aztek uygarlıklarının merkezinde Güneş'e tapınma bulunmaktadır. Birçok antik anıt Güneş ile ilgili fenomenlere göre yapılmıştır. Örneğin taş megalitler oldukça doğru bir şekilde gündönümünü işaret eder. En tanınmış megalitler Nabta Playa, Mısır, İngiltere'de Stonehenge'dedir. Meksika'da Chichén Itzá'da bulunan El Castillo piramidi, ilkbahar ve sonbahar ekinokslarında merdivenlerden yukarı yılanların çıktığını gösteren gölgeler verecek şekilde tasarlanmıştır. Sabit yıldızlara göre Güneş tutulum boyunca zodyaktan geçerek bir yıl içinde tam tur atıyormuş gibi görünür, dolayısıyla da Yunan gök bilimciler tarafından yedi gezegenden biri olarak sayılırdı. Haftanın günlerine de bu yedi gezegenin adı verilmiştir.

Güneş hakkında ilk bilimsel açıklamayı yapan insanlardan birisi Yunan filozof Anaxagoras Güneş'in tanrı Helios'un arabası olmadığını Peloponnez'den bile büyük devasa yanan bir metal top olduğunu söylemiştir. Bu düşünce iktidardakiler tarafından sapkın olarak görülmüş, Anaxagoras bu düşünceyi öğretme girişimleri sebebiyle tutuklanmış ve ölüm cezasına çarptırılmıştır ancak Perikles'in araya girmesiyle daha sonra serbest bırakılmıştır. Dünya ile Güneş arasındaki uzaklığı tam olarak ilk hesaplayan insan 3. yüzyılda Eratosthenes olmuştur. Bulduğu 149 milyon km uzaklık günümüzde kabul edilen uzaklık ile aynıdır.

Gezegenlerin Güneş'in etrafında döndüğü kuramı Yunan Samoslu Aristarchus ve Hintler tarafından önerilmiştir. Bu görüş 16. yüzyılda Mikolaj Kopernik tarafından tekrar ele alınmıştır. 17. yüzyılın başında teleskobun bulunuşuyla Güneş lekeleri Thomas Harriot, Galileo Galilei ve diğer gök bilimcileri tarafından detaylı olarak gözlemlenebilmiştir. Galileo, Güneş lekelerinin Batı uygarlığında bilinen ilk gözlemlerini yapmış ve bunların Güneş ile Dünya arasında dolaşan küçük gökcisimleri olmadığını aksine Güneş'in yüzeyinde olduğunu varsaymıştır.^[134] Güneş lekeleri Han hanedanından beri gözlemlenmekte ve Çinli gök bilimciler tarafından yüzyıllardır kayıtları tutulmaktaydı. 1672'de Giovanni Cassini ve Jean Richer mars olan uzaklığı belirledi, dolayısıyla da Güneş'e olan uzaklığı hesap edebildiler. Isaac Newton bir prizma kullanarak gün ışığını inceledi ve ışığın birçok renkten oluştuğunu gösterdi.^[135] 1800'de William Herschel Güneş tayfının kırmızı bölümünün ötesinde kızılötesi ışımayı keşfetti.^[136] 1800'lerde Güneş'in spektroskopik incelenmesinde ilerlemeler kaydedilmiştir. Joseph von Fraunhofer tayf üstünde soğurma çizgilerinin ilk gözlemlerini gerçekleştirmiştir. Tayf üzerindeki en kuvvetli soğurma çizgilerinin adı günümüzde Fraunhofer çizgileri olarak bilinir. Güneş'ten gelen ışığı tayfı genişletildiğinde kayıp birçok renk bulunabilir.

Işık kürenin ilk optik tayf incelemeleri sırasında bazı soğurma çizgilerinin o zamanlar Dünya üzerinde bilinen hiçbir elemente ait olmadığı anlaşılmıştır. 1868 yılında Norman Lockyer bunun yeni bir elemente ait olduğu varsayımını öne sürerek bu elemente Yunan Güneş tanrısı Helios'tan esinlenerek "helyum" ismini vermiştir. Bundan ancak 25 yıl sonra helyum yeryüzünde izole edilebilmiştir.^[137]

Modern bilimsel dönemin başlarında Güneş enerjisinin kaynağı hâlâ bir bilmeceydi. Lord Kelvin, Güneş'in içerisinde barındırdığı ısıyı ışıyan, soğuyan sıvı bir nesne olduğunu önerdi.^[138] Kelvin ve Hermann von Helmholtz daha sonra enerji çıktısını açıklamak için Kelvin-Helmholtz işleyişini önerdi. Ortaya çıkan yaş tahmini jeolojik kanıtların önerdiği birkaç milyon yıldan çok daha az olan 20 milyon yıl kadardı. 1890'da Güneş tayfında helyumu keşfeden Joseph Norman Lockyer, Güneş'in oluşumu ve gelişimi için kuyruklu yıldızlara dayanan bir varsayım öne sürdü.^[139]

1904 yılına kadar kanıtlanmış bir çözüm getirilemedi. Ernest Rutherford Güneş'in enerji çıktısının iç ısı kaynağıyla devam ettirilebileceğini ve bunun da radyoaktif bozulma olabileceğini önerdi.^[140] Ancak Güneş enerjisinin kaynağı hakkındaki en önemli ipucunu sağlayan kişi ünlü kütle-enerji denkliği bağıntısı E = mc² ile Albert Einstein olmuştur.

1920'de Arthur Eddington Güneş'in çekirdeğinde bulunan basınç ve sıcaklıkların hidrojeni helyuma dönüştürecek bir nükleer füzyon tepkimesi için yeterli olduğunu, kütledeki net değişiklikten de enerji oluşacağını önermiştir.^[141] Güneş'te bulunan hidrojenin baskınlığı 1925 yılında Cecilia Payne-Gaposchkin tarafından doğrulanmıştır. Kuramsal füzyon kavramı 1930'larda astrofizikçiler Subrahmanyan Chandrasekhar ve Hans Bethe tarafından geliştirilmiştir. Hans Bethe, Güneş'in enerjisini sağlayan iki ana nükleer tepkimeyi hesaplamıştır.^[142][143]

1957 yeni ufuklar açan, "Yıldızlarda Elementlerin Sentezi" başlıklı bir bilimsel makale Margaret Burbridge tarafından yayımlandı^[144] Makale evrende bulunan elementlerin Güneş gibi yıldızların içinde sentezlendiğini kanıtlarıyla gösterdi. Bu açıklamalar günümüzde bilimin önemli ilerlemelerinden biri olarak sayılmaktadır.

Güneş'i gözlemlemek için tasarlanmış ilk uydular NASA'nın 1959 ile 1968 yılları arasında fırlatılan Pioneer 5, 6, 7, 8 ve 9 uzay sondalarıdır. Bu sondalar, Dünya'nınkine benzer bir uzaklıkta Güneş'in yörüngesinde kaldılar ve Güneş rüzgârı ile Güneş manyetik alanının ilk detaylı ölçümlerini gerçekleştirdiler. Pioneer 9, özellikle uzun bir zaman çalışır durumda kaldı ve 1987'ye kadar veri göndermeye devam etti.^[145]

1970'lerde Helios 1 uzay sondası ve Skylab Apollo Teleskobu bilim insanlarına Güneş rüzgârı ve korona hakkında yeni bilgiler sağladılar. ABD - Almanya ortak girişimi olan Helios 1 uzay sondası, günberi rotasında Merkür'ün yörüngesine giren bir yörüngedeydi. NASA tarafından 1973'te fırlatılan Skylab uzay istasyonunun içinde Apollo Teleskobu denen bir Güneş gözlem modülü de bulunmaktaydı. Skylab Güneş geçiş bölgesinin ve koronanın morötesi ışınımının ilk zamanlamalı gözlemlerini gerçekleştirdi. Buluşlar arasında koronodan kütle fırlatılması ve şimdilerde Güneş rüzgârıyla yakın ilişkisi olduğu bilinen korona delikleri olmuştur.

1980'de NASA tarafından Solar Maksimum uzay uydusu fırlatıldı. Bu uzay aracı yüksek Güneş etkinliği sırasında Güneş püskürtülerinde ortaya çıkan gamma ışını, X ışını ve UV ışımasını gözlemlemek için tasarlanmıştı. Ancak fırlatmadan bir iki ay sonra bir elektronik hata sonucu sonda bekleme moduna girdi ve sonraki üç yılını bu şekilde geçirdi. 1984 yılında uzay mekiği Challenger STS-41C görevi uyduyu bularak onardı. Haziran 1989'da Dünya atmosferine girene kadar Solar Maximum sondası binlerce korona görseli çekebildi.^[146]

1991'de fırlatılan Japonya'nın Yohkoh (güneş ışını) uydusu, x-ışını dalga boylarında güneş patlamalarını gözlemledi. Görev verileri, bilim insanlarının birkaç farklı türde patlamayı tanımlamasına olanak sağladı ve en yoğun aktivite bölgelerinden uzakta koronanın daha önce sanılandan çok daha dinamik ve aktif olduğunu gösterdi. Yohkoh, bütün bir Güneş döngüsünü gözlemlemiş fakat 2001'deki halkalı tutulma sırasında Güneş'le olan kilitlenmesini kaybettiği için bekleme moduna geçmişti. 2005 yılında atmosfere yeniden girişle yok edildi.^[147]

Günümüze kadar en önemli Güneş uzay görevlerinden biri Avrupa Uzay Ajansı ile NASA ortak projesi olan ve 2 Aralık 1995'te fırlatılan SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) görevidir. Başlangıcında iki yıllık bir görev için planlanan SOHO 2007 itibarıyla on yılı aşkın bir süre etkinlik göstermiştir. Çok yararlı olduğunu kanıtlamasından 2008'de fırlatılacak devam görevi Solar Dynamics Observatory planlanmıştır. Dünya ile Güneş arasında Lagrange noktasına yerleştirilen SOHO fırlatıldığından beri değişik dalgaboylarında Güneş'in görüntüsünü sürekli olarak iletmektedir. Doğrudan Güneş'i gözlemleyebilmesinin yanı sıra SOHO özellikle Güneş'in yanından geçerken yanan birçok küçük kuyruklu yıldız dahil birçok kuyruklu yıldızın keşfine yaradı.^[148]

Tüm bu uydular Güneş'i tutulum düzlemi üzerinden gözlemlemiştir, yani yalnızca ekvator bölgelerinin detayları mevcuttur. 1990 yılında Güneş'in kutup bölgelerini incelemek için Ulysses uzay sondası fırlatıldı. Önce Jüpiter'e kadar giderek burada 'sapan' etkisinden faydalanarak tutulum düzleminin üstünde bir yörüngeye oturdu. Tesadüfen çok yakından 1994 yılında Shoemaker-Levy 9 kuyruklu yıldızının Jüpiter ile çarpışmasını izleyebildi. Ulysses planlanan yörüngesine girdikten sonra Güneş rüzgârını gözlemlemeye ve yüksek enlemlerde manyetik alan kuvvetini belirlemeye başladı. Yüksek enlemlerden çıkan Güneş rüzgârının beklenenden daha düşük olarak 750 km/s hızla hareket ettiğini buldu. Ayrıca yüksek enlemlerden çıkan, galaktik kozmik ışınlar saçan büyük manyetik dalgaların varlığını keşfetti.^[149]

Işık kürede bulunan elementlerin bolluğu gün ışığı tayflarından çok iyi bilinmektedir ancak Güneş'in içinin bileşimi çok iyi anlaşılamamıştır. Bir Güneş rüzgârı örnek getirme görevi için kullanılan Genesis uzay aracı, gök bilimcilerinin Güneş maddesi bileşimini doğrudan ölçebilmesi için tasarlanmıştı. Genesis 2004 yılında Dünya'ya döndü ancak iniş sırasında paraşütlerinden biri açılmadığı için zarar gördü. Aşırı derecede zarara rağmen bazı işe yarar örnekler ele geçirildi ve analizleri devam etmektedir.

STEREO (The Solar Terrestrial Relations Observatory) görevi Ekim 2006'da fırlatılmıştır. İki eşlenik uzay aracı Güneş'in ve koronadan kütle fırlatımı gibi olayların stereoskopik fotoğrafını çekebilecek şekilde yörüngeye sokulmuşlardır.

Günışığı çok parlaktır ve çıplak gözle kısa süreler için Güneş'e bakmak acı verici olabilir ama özel olarak normal gözler için zararlı değildir.^[150][151] Güneş'e doğrudan bakıldığında gözde yıldız gibi parlamalar oluşur ve geçici olarak yarı körlüğe sebep olur. Aynı zamanda retinaya 4 milliwatt gün ışığı düşmesine, böylece retinanın hafifçe ısınarak, potansiyel olarak gözlerin zarar görmesine neden olur.^[152][153] UV ışınlarına maruz kalma sonucu aşamalı olarak gözün lensi yıllar sonra sararır ve katarakt oluşumuna neden olabilir.^[154] Doğrudan Güneş'e bakıldığında yaklaşık 100 dakika sonra UV kaynaklı Güneş yanığı benzeri lezyonlar retina üzerinde oluşur, özellikle morötesi ışınlar yoğun ise.^[155][156] Gözler yaşlı ise durum daha da kötüleşir, çünkü yaşlanan gözlerden daha fazla UV'den etkilenir.

Güneş'i dürbün gibi ışığı yoğunlaştıran optik cihazlarla izlemek eğer UV ışınları filtre edecek uygun bir filtre yoksa çok zararlıdır. Filtresiz dürbünler çıplak gözün aldığından 500 kat daha fazla enerjinin retinaya gelmesini sağlayacağından retina hücrelerinin hemen ölmesine neden olur. Öğlen güneşine filtresiz dürbünle çok kısa bir süre bakmak bile kalıcı körlüğe neden olur.^[157] Güneş'i izlemenin güvenli bir yolu teleskop kullanarak görüntüsünü bir ekrana yansıtmaktır.

Kısmî Güneş tutulmalarını izlemek zararlıdır, çünkü göz bebekleri aşırı yüksek kontrasta uyumlu değildir. Göz bebeği ortamda bulunan toplam ışık miktarına göre genişler, ortamda bulunan en parlak nesneye göre değil. Kısmî tutulmalarda gün ışığının çoğunluğu Güneş'in önünden geçen Ay tarafından engellenir ama ışık kürenin örtülmemiş kısımlarının yüzey parlaklığı normal günlerdeki ile aynıdır. Ortamın loş olması nedeniyle göz bebeği ~2 mm'den ~6 mm'ye büyür ve gün ışığına maruz kalan her retina hücresi tutulmayan normalin on katı ışık alacaktır. Bu gözlemcinin gözünde kalıcı kör noktalara neden olacak şekilde hücreleri öldürebilir ya da hücrelere zarar verebilir.^[158] Hemen acı oluşmadığı için tecrübesiz gözlemciler ve çocuklar bu zararın farkına varamaz, bir kişinin görüşünün bozulması hemen fark edilmez.

Gün doğumu ve gün batımı esnasında gün ışığı Rayleigh saçılımı ve Mie saçılımı nedeniyle azalır. Dünya atmosferinden geçerken aldığı uzun yol nedeniyle çıplak gözle rahat bir şekilde seyredilebilecek kadar sönüktür. Pus, duman, toz ve yüksek nem ışığın azalmasına yardımcı olur.

Güneş'i izlemek için kullanılan ışık azaltıcı filtreler bu nedenle tasarlanır. Uydurularak yapılan filtreler UV ve IR ışınları geçirebilir dolayısıyla yüksek parlaklık düzeylerinde göze zararlı olabilir. Teleskoplarda kullanılan filtreler lensin ya da açıklığın üzerinde olmalı ama oküler mercekte olmamalıdır. Çünkü emilen gün ışığından kaynaklanan aşırı ısı bu filtrelerin aniden çatlamasına neden olabilir. 14 numaralı kaynak camı kabul edilebilir bir Güneş filtresidir ama negatif siyah fotoğraf filmi değildir çünkü çok fazla kızılötesi ışını geçirir.

• Güneş Sistemi
• Yıldız
• Kurguda Güneş