Güneş

Güneş'in, Samanyolu merkezinin etrafındaki bir dönüşünü yaklaşık 225-250 milyon yılda 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.

Etimoloji

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.

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.

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. 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.

Genel özellikleri

Güneş, G-tipi ana kol yıldızı olup, Güneş Sistemi'nin kütlesinin yaklaşık %99,86'sını oluşturur. Mutlak büyüklüğü +4,83'tür ve Samanyolu'ndaki yıldızların yaklaşık %85'inden daha parlaktır, bu yıldızların çoğu kırmızı cücelerdir. Güneş, 7 parsek (~23 ışık yılı) içindeki yakın yıldızların %95'inden daha kütlelidir. Güneş, Popülasyon I veya ağır element zengini bir yıldızdır. Yaklaşık 4,6 milyar yıl önce, bir veya daha fazla yakın süpernovanın şok dalgalarıyla oluşumunun tetiklenmiş olabileceği tahmin edilmektedir. 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.

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

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. Ortalama mesafede, Güneş'ten Dünya'ya ışığın ulaşması yaklaşık 8 dakika 20 saniye sürer, en yakın noktalar arasındaki mesafede bu süre yaklaşık iki saniye daha azdır. Bu güneş ışığının enerjisi, Dünya'daki hemen hemen tüm yaşamı fotosentez yoluyla destekler ve Dünya'nın iklimini ve hava durumunu belirler.

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

Dönüşü

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. Güneş'in kuzey kutbundan bakıldığında, kendi ekseni etrafında saat yönünün tersine döner.

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. Dönüş hızı, Güneş'in manyetik alanının dışa akan güneş rüzgarıyla etkileşime girmesi sonucu manyetik frenleme yoluyla yavaşlamıştır. 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.

Kimyasal bileşimi

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. 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.

Element bollukları

Bazı elementlerin karakteristik kütle oranları şöyledir:

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

1968 yılında Belçikalı bir bilim insanı lityum, berilyum ve bor bolluklarının önceden düşünüldüğünden daha fazla olduğunu bulmuştur. 2005 yılında üç bilim insanı neon bolluğunun önceden düşünüldüğünden daha fazla olabileceğini helyosismolojik gözlemlere dayanarak önermişlerdir. 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. 1970'lerde birçok araştırma Güneş'te bulunan demir grubu elementlerin bolluğuna odaklandı. Tek iyonlu demir grubu elementlerinin gf değerlerinin ilk 1962'de bulunmuş ve geliştirilmiş f değerleri 1976'da hesaplanmıştır. Kobalt ve mangan gibi bazı demir grubu elementlerinin bolluk tespitleri, çok ince yapıya sahip olmalarından ötürü zordur.

Element dağılımları

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. Özellikle Güneş'in içinde helyumun dağılımı özel olarak ilgi çekmektedir. Helyumun dağılma sürecinin zamanla hızlandığı ortaya çıkarılmıştır. 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.

Güneş'in orijinal kimyasal bileşimi, oluştuğu yıldızlararası ortamdan kalmadır. Başlangıçta yaklaşık %71,1 hidrojen, %27,4 helyum ve %1,5 daha ağır elementlerden oluşmaktaydı. 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.

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.

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.

Yapı ve füzyon

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.

Çekirdek

Güneş çekirdeği, merkezden %20-25 Güneş yarıçapına kadar uzanır. Yoğunluğu 150 g/cm³ (Yeryüzünde suyun yoğunluğunun 150 katı) civarında, sıcaklığı da 15,7 milyon Kelvin (K) kadardır (yüzey sıcaklığı yaklaşık 5.800 Kelvin'dir). Yakın zamandaki SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) misyonunun sağladığı bilgiler, çekirdekte ışınsal bölgeye doğru daha hızlı bir dönme hızı olduğunu belirtmektedir. Güneş'in yaşamının çoğunda enerji, proton-proton zincirleme tepkimesi diye adlandırılan aşamalardan oluşan ve hidrojeni helyuma çeviren nükleer füzyon ile oluşur. 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.

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.

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. Dört serbest protonu (hidrojen çekirdeklerini) tek bir alfa parçacığına (helyum çekirdeği) dönüştürmek, füzyona giren kütlenin yaklaşık %0,7'sini enerji olarak serbest bırakır, bu nedenle Güneş, kütle-enerji dönüşüm oranında 4,26 milyar kg/s enerji salar (bu, 600 milyar kg hidrojen gerektirir), 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; bu da Karl Kruszelnicki'ye göre bir kompost yığınının içindeki güç yoğunluğuna yaklaşık eşittir.

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.

Işınsal/radyatif bölge

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. Çekirdekten uzaklaştıkça sıcaklık yaklaşık olarak 7 milyon Kelvin'den 2 milyon Kelvin'e düşer. Bu sıcaklık gradyanı, adyabatik ısınma oranından daha düşüktür ve bu nedenle bu bölgede enerji transferi termal konveksiyon yerine radyasyon ile gerçekleşir. Hidrojen ve helyum iyonları, sadece kısa bir mesafe kat eden fotonlar diğer iyonlar tarafından yeniden emilmeden önce enerji yayarak enerji transferine katkıda bulunurlar. Yoğunluk, 0,25 Güneş yarıçapından 0,7 yarıçapına kadar olan bölgede yüz kat azalır (20,000 kg/m³'ten 200 kg/m³'e kadar).

Tachocline bölgesi

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. Şu anda, bu tabaka içinde bir manyetik dinamo veya Güneş dinamosu tarafından Güneş'in manyetik alanının üretildiği hipotezi öne sürülmektedir.

Isıyayımsal/konvektif bölge

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.

Konveksiyon bölgesinin termal sütunları Güneş'in yüzeyinde bir iz oluşturarak ona en küçük ölçekte güneş tanecikleri ve daha büyük ölçeklerde süper tanecikler 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. Güneş'in termal sütunları Bénard hücreleri olup kabaca altıgen prizmalar şeklindedir.

Işık küre/fotosfer/ışık yuvarı

Güneş'in görünen yüzeyi, yani fotosfer, Güneş'in görünür ışığa karşı opak olduğu alt katmandır. 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. Buna karşın, görünür ışık ise elektronların hidrojen atomlarıyla H^- iyonu oluşturmak için tepkimeye girmesiyle oluşur.

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. 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.

Gaz yuvar/Atmosfer

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. Güneş'in bu kısmı, karbon monoksit ve su gibi basit moleküllerin varlığına izin verecek kadar soğuktur ve bunlar soğurma spektrumları aracılığıyla tespit edilebilir. Renk yuvarı, geçiş bölgesi ve korona Güneş'in yüzeyinden çok daha sıcaktır. Nedeni tam olarak anlaşılamamıştır, ancak kanıtlar Alfvén dalgalarının koronayı ısıtmak için yeterli enerjiye sahip olabileceğini göstermektedir.

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