Güneş .....

[Duygusuzifade]

Güneş, Güneş Sistemi'nin merkezinde yer alan yıldızdır. Orta büyüklükte
olan Güneş tek başına Güneş Sistemi'nin kütlesinin % 99,8'ini
oluşturur. Geri kalan kütle Güneş'in çevresinde dönen gezegenler,
asteroitler, göktaşları, kuyrukluyıldızlar ve kozmik tozdan oluşur.
Günışığı şeklinde Güneş'ten yayılan enerji, fotosentez yoluyla Dünya
üzerisindeki hayatın hemen hemen tamamının varolmasını sağlar ve
Dünya'nın iklimiyle hava durumunun üzerinde önemli etkilerde bulunur.

Samanyolu gökadasında bilinen 200 milyar yıldızdan birisi olan Güneş,
kütlesi sıcak gazlardan oluşan ve çevresine ısı ve ışık yayan bir
yıldızdır. Güneşin çapı dünyanın çapının 109 katı (1.5 milyon km),
hacmi 1,3 milyon katı ve ağırlığı 333.000 katı kadardır. Güneşin
yoğunluğu ise Dünyanın yoğunluğunun ¼’ü kadardır. Güneş kendi ekseni
etrafında saatte 70.000 km hızla döner. Bir turunu ise 25 günde
tamamlar. Güneşin yüzey sıcaklığı 5500 °C ve çekirdeğinin sıcaklığıysa
15,6 milyon °C’dir. Güneşten çıkan enerjinin 2 milyonda 1'i yeryüzüne
ulaşır. Güneş’in üç günde yaymış olduğu enerji, dünyadaki tüm petrol,
ağaç, doğalgaz, vb. yakıta eşdeğerdir. Güneş ışınları 8,44 dakikada
yeryüzüne ulaşır. Güneş dünyaya en yakın yıldızdır. Çekim kuvveti dünya
yer çekiminin 28 katıdır.

Güneş yüzeyi kütlesinin %74'ünü ve hacminin %92'sini oluşturan
hidrojen,kütlesinin %24-25'ünü ve hacminin %7'sini oluşturan helyum ile
Fe, Ni, O, Si, S, Mg, C, Ne, Ca, ve Cr gibi diğer elementlerden
oluşur.Güneş'in yıldız sınıfı G2V'dir. G2 Güneş'in yüzey sıcaklığının
yaklaşık 5.780 K olduğu, dolayısıyla beyaz renge sahip olduğu anlamına
gelir. Günışığının atmosferden geçerken kırılması sonucu sarı gibi
görünür. Bu mavi fotonların Rayleigh saçılımının sonucunda yeteri kadar
mavi ışığın kırılmasıyla geride sarı olarak algılanan kırmızılığın
kalmasıdır.

Tayfı içinde iyonize ve nötr metaller olduğu kadar çok zayıf hidrojen
çizgileri de bulunur. V eki (Roma rakamıyla beş) çoğu yıldız gibi
Güneş'in de ana dizi üzerinde olduğunu gösterir. Enerjisini hidrojen
çekirdeklerinin füzyonla helyuma dönüşmesinden elde eder ve hidrostatik
denge içindedir, yani zaman içinde ne genişler ne de küçülür. Saniyede
600 milyon ton hidrojen, helyuma dönüşür. Bu da, Güneş`in her geçen
saniye 4,5 milyon ton hafiflemesine yol açar. Güneşteki füzyon olayı
sonucunda kızıl kırmızımsı bir alev 15-20 bin km yükselir ve Güneş
Fırtınası meydana gelir. Galaksimizde 100 milyondan fazla G2 sınıfı
yıldız bulunur. Güneş, galaksimiz içinde bulunan yıldızların %
85%'inden daha parlaktır, bu yıldızların çoğu kırmızı cücelerdir.

Güneş Samanyolu merkezinin çevresinde yaklaşık 26.000 ışıkyılı
uzaklıkta döner. Galaktik merkez çevresinde bir dönüşünü yaklaşık
225–250 milyon yılda bir tamamlar. Yaklaşık yörünge hızı saniyede 220
kilometredir (+/-20km/s). Bu da her 1.400 yılda bir, 1 ışıkyılı ve her
8 günde 1 GB'dir. Bu galaktik uzaklık ve hız bilgileri şu anda sahip
olduğumuz en doğru bilgilerdir ancak daha fazla öğrendikçe bunlar da
gelişebilir.

Güneş günümüzde Samanyolu'nun daha büyük olan Kahraman takımyıldızı ve
Yay takımyıldızı kolları arasında kalan Orion Kolu'nun iç kısmında,
Yerel Yıldızlararası Bulut içinde yüksek sıcaklıkta dağınık gaz bölgesi
olan düşük yoğunluklu Yerel Kabarcık içinden geçmektedir. Dünya'ya 17
ışıkyılı uzaklıkta yer alan en yakın 50 yıldız içinde Güneş, mutlak
kadir olarak dördüncü sıradadır (M=4,83)

[[Resim:00016084(1]==Genel bakış== Güneş Öbek I, ya da üçüncü nesil
yıldızlardandır. Oluşumu yakınlarında bulunan bir süpernovanın şok
dalgaları ile tetiklenmiştir. Altın ve uranyum gibi ağır metallerin
Güneş Sistemi içinde yaygın olarak bulunması bunu desteklemektedir. Bu
elementler büyük olasılıkla süpernova sırasında endergonik nükleer
reaksiyonlar esnasında ya da ikinci nesil büyük bir yıldızın içinde
nötron emilimi yoluyla dönüşerek oluşmuştur.

Günışığı Dünya'nın ana enerji kaynağıdır. Güneş değişmezi, Güneş'in
yeryüzünde doğrudan günışığına maruz kalan birim alana bıraktığı güç
miktarıdır. Güneş'ten 1 gökbirimi (GB) ötede Güneş değişmezi yaklaşık
olarak metrekareye 1.370 watttır. Günışığının atmosferden geçerken
gücünün zayıflaması sayesinde, güneş tepe noktasındayken ve hava
açıkken yeryüzüne düşen güç miktarı daha düşüktür ve metrekareye 1.000
watt civarındadır. Bu enerji doğal ve yapay çeşitli yöntemlerle
toplanabilir. Bitkiler fotosentez yoluyla günışığını yakalar ve oksijen
ile indirgenmiş karbon bileşikleri olarak kimyasal enerjiye çevirir.
Güneş enerjisi kullanan ekipmanlar doğrudan ısıtma ya da güneş pili
yardımıyla elektrik üretmeye ya da diğer işleri yapmaya yardımcı olur.
Petrol ve diğer fosil yakıtlar içinde bulunan enerji çok eskilerde
günışığından fotosentez yoluyla çevrilmiştir.

Güneş'ten yayılan morötesi ışık antiseptik özelliklere sahiptir ve
âletlerle suyu dezenfekte etmek için kullanılabilir. Aynı zamanda güneş
yanığına neden olur ve D vitamini üretilmesi gibi diğer tıbbi etkileri
de bulunur. Morötesi ışık Dünya'nın ozon tabakası tarafından oldukça
kuvvetli şekilde soğurulur. Dünya'nın farklı bölgelerinde yaşayan
insanların deri renginin farklı olması gibi birçok değişik biyolojik
adaptasyonun altında yatan neden, enleme göre farklılık gösteren
morötesi ışık miktarıdır.

Dünya'dan gözlemlendiğinde Güneş'in gökyüzünde izlediği yol yıl boyunca
değişir. Her gün aynı zamanda bakıldığında Güneş'in bir yıl boyunca
izlediği yola günizi (analemma) denir ve kuzey/güney ekseni boyunca
duran bir 8 şekline benzer. Güneş'in görünen konumunda en önemli
farklılık Dünya'nın Güneş'e göre 23,5 derecelik eğikliğinden
kaynaklanan 47 derecenin üzerinde kuzey/güney salınımıdır. Ancak bir
doğu/batı salınımı da vardır. Doğu/batı salınımının nedeni günberiye
gelirken Dünya'nın ivmesinin artması ve uzaklaşıp günöteye giderken
hızının düşmesidir. Güneş'in görünen konumunun kuzey/güney salınımı,
Dünya üzerinde mevsimlerin oluşumunun ana nedenidir.

Güneş manyetik olarak etkin bir yıldızdır. Güçlü, yıldan yıla değişen
ve her on bir yılda bir, güneş maksimumu civarında yön değiştiren bir
manyetik alanı destekler. Güneş yüzeyinde güneş lekeleri, güneş
püskürtüsü, Güneş Sistemi boyunca madde taşıyan güneş rüzgârının
değişiklikleri gibi birçok güneş etkinliğinin arkasında bu manyetik
alan bulunur. Güneş etkinliklerinin yeryüzündeki etkileri orta ve
yüksek enlemlerde görülen kutup ışıkları ile radyo haberleşmesi ve
elektrik hatlarında oluşan kesintilerdir. Güneş etkinliğinin Güneş
Sistemi'nin oluşumunda önemli rol aldığı düşünülmektedir. Güneş
etkinliği Dünya'nın dış atmosfer tabakasının yapısını değişikliğe
uğratır.

Dünya'ya en yakın yıldız olan Güneş, biliminsanları tarafından oldukça
kapsamlı olarak araştırılmış olsa da hâlâ birçok sorunun cevabı
bulunamamıştır. Günümüzde Güneş ile ilgili en önemli araştırma konuları
arasında güneş lekelerinin düzenli devri, güneş püskürtülerinin kaynağı
ve fiziği, kromosfer ile korona arasında manyetik etkileşim ve güneş
rüzgârının kaynağı bulunmaktadır.

Yaşam Çevrimi

Güneş'in yıldız gelişimi bilgisayar modellemesi ve nükleokozmokronoloji
yöntemleri kullanılarak ana dizi üzerinde hesaplanan yaşının 4,57
milyar yıl olduğu düşünülmektedir.Hidrojen moleküler bulutun hızla
kendi içine çökmesi sonucu üçüncü nesil, Öbek I, T Tauri yıldızı olan
Güneş'in doğduğu düşünülmektedir. Bu doğan yıldızın Samanyolu
gökadasının çekirdeğinden 26.000 ışıkyılı 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 dizi 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 ısısı 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.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.Bir kaç milyar yıl sonra da
yüzeyde bulunan su tamamen yok olacaktır.

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.

Yapısı

Güneş bir sarı cücedir. Güneş Sistemi'nin toplam kütlesinin yaklaşık %
99'unu oluşturur. Güneş hemen hemen mükemmel bir küre şeklindedir,
basıklığı yalnızca 9 milyonda birdir,yani kutuplararası çapı ile
ekvator çapı arasında bulunan fark yalnızca 10 km.'dir. Güneş plazma
hâlindedir ve katı değildir; dolayısıyla kendi ekseni etrafında
dönerken kademeli olarak döner, yani ekvatorda kutuplarda olduğundan
daha hızlı döner. Bu gerçek dönüşün periyodu ekvatorda 25 gün,
kutuplarda 35 gündür. Ancak Dünya Güneş'in etrafında dönerken gözlem
noktamız sürekli değiştiği için Güneş'in görünür dönüşü ekvatorda
yaklaşık 28 gün kadardır. Bu yavaş dönüşün merkezkaç etkisi Güneş'in
ekvatorunda yüzey çekiminden 18 milyon kat daha güçsüzdür. Aynı zamanda
gezegenlerden kaynaklanan gelgit etkisi Güneş'in şeklini belirgin
derecede etkilemez.

Kayalık gezegenlerde olduğu gibi Güneş'in belirli sınırları yoktur. Dış
katmanlarında, merkezinden uzaklaştıkça gaz yoğunluğu üstel olarak
azalır. Ancak aşağıda açıklandığı gibi Güneş'in belirgin bir iç yapısı
bulunur. Güneş'in yarıçapı merkezinden ışıkyuvarının (fotosfer)
kenarına kadar ölçülür. Bu hemen yukarısında gazların önemli miktarda
ışık saçamayacak kadar çok soğuk ya da çok ince olduğu katmandır. Işık
yuvarı çıplak gözle görülen yüzeydir. Güneş çekirdeği toplam hacminin
yüzde 10'una ama toplam kütlesinin yüzde 40'ına sahiptir.

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 0,2 güneş yarıçapına kadar uzanır. Yoğunluğu
150.000 kg/m³ (Yeryüzünde suyun yoğunluğunun 150 katı) civarında,
sıcaklığı da 13.600.000 kelvin kadardır (yüzey sıcaklığı yaklaşık 5.800
kelvindir). Yakın zamandaki SOHO (Solar and Heliospheric Observatory)
misyonunun getirdiği bilgiler çekirdekte işınsal 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 ışıkyuvarına ulaşır ve buradan uzaya
günışığı ve parçacıkların kinetik enerjisi olarak yayılır.

Güneş'te serbest olarak bulunan toplam ~8.9×1056 proton (hidrojen
çekirdeği) her saniye 3,4×1038 kadarı helyum çekirdeğine dönüşür,
saniyede 4,26 milyon ton madde-enerji dönüşüm oranıyla saniyede 383
yottawatt (3,83×1026 W) ya da 9,15×1010 megaton TNT enerji açığa çıkar.
Bu aslında güneş çekirdeğinde 0,3 µW/cm³ ya da 6 µW/kg madde gibi
oldukça düşük bir enerji üretimi oranına karşılık gelir. Örneğin insan
vücudu yaklaşık olarak 1,2 W/kg ısı üretir, yani bu da Güneş'in birim
kütle başına milyonlarca katı demektir. Dünya üzerinde benzer
parametreler kullanılarak plazma ile enerji üretilmesi tamamen
mantıksız olacaktır çünkü orta kapasitede 1 GW'lık bir füzyon güç
santralı bir küp mil hacminde 170 milyar tonluk plazmaya ihtiyaç
duyacaktır. Dolayısıyla yeryüzünde bulunan füzyon reaktörleri, Güneş'in
içindekinden çok daha yüksek plazma sıcaklıkları kullanmaktadır.

Nükleer füzyon hızı, yoğunluk ve sıcaklığa çok yakından bağlıdır,
dolayısıyla çekirdekteki füzyon hızı kendi kendini düzenleyen bir
dengeye sahiptir. Biraz yüksek bir füzyon hızı sonucunda çekirdek
ısınarak dış katmanlara doğru hafifçe genişleyecek, füzyon hızını
azaltacak ve kendini düzenleyecektir. Biraz düşük bir füzyon hızı da
çekirdeğin soğumasına ve daralmasına dolayısyla da füzyon hızının
artmasına neden olacaktır.

Nükleer füzyon tepkimeleri sonucunda açığa çıkan yüksek enerjili
fotonlar (kozmik, gama ve X ışınları) güneş plazmasının yalnızca birkaç
milimetresi tarafında emilir ve tekrar rastgele yönlerde çok az enerji
kaybederek tekrar yayılır, bu nedenle de ışımanın Güneş'in yüzeyine
ulaşması uzun zaman alır. "Foton yolculuk zamanı" 10.000 ilâ 170.000
yıl kadar sürer.

Isıyayımsal dış katmandan şeffaf "yüzey" ışıkyuvara doğru son bir
yolculuktan sonra fotonlar görünür ışık olarak kaçar. Güneş'in
merkezinde bulunan her gama ışını uzaya kaçmadan önce bir kaç milyon
görünür ışık fotonuna dönüşür. Nötrinolar da çekirdekteki tepkimelerde
oluşur ama fotonların aksine nadiren madde ile etkileşime girer,
dolayısıyla hemen hemen hepsi Güneş'ten hemen kaçabilir. Çok uzun
yıllar, Güneş'te üretilen nötrinoların ölçümü kuramlar sonucu tahmin
edilenden 3 kat daha düşüktü. Bu tutarsızlık yakın zamanda nötrino
salınım etkilerinin keşfiyle çözüldü. Güneş gerçekten de kuramlarca
önerilen miktarda nötrinoyu açığa çıkarmakta ancak nötrino
algılayıcıları bunların üçte ikisini kaçırmaktadır çünkü nötrinolar
kuantum sayılarını değiştirmektedir.

Işınsal Bölge

Yaklaşık 0,2 güneş yarıçapından 0,7 güneş yarıçapına kadar bulunan
madde, çekirdekteki yoğun ısıyı dışarı doğru temal radyasyonla
taşıyacak kadar sıcak ve yoğundur. Bu bölgede ısıyayım yoktur,
yükseklik arttıkça madde soğusa da sıcaklık düşümü adyabatik sapma
oranından düşük olduğu için ısıyayım oluşamaz. Isı ışınım yoluyla
iletilir. Hidrojen ve helyum iyonları foton açığa çıkarır. Fotonlar
diğer iyonlar tarafından emilmeden bir miktar yol alır. Bu şekilde
enerji dışarı doğru çok yavaş bir hızla ilerler.

Işınsal ile ısıyayımsal bölge arasında "tachocline" adı verilen bir
geçiş katmanı bulunur. Burada ışınsal bölgenin tekdüze dönüşüyle
ısıyayımsal bölgenin kademeli dönüşü arasında oluşan ani değişiklik
büyük bir kırılmaya neden olur.

Isıyayımsal Bölge

Güneş'in dış katmanında, yani yarıçapının % 70 aşağısına kadar olan
bölgede plazma ısıyı dışarıya doğru ışıma yoluyla iletecek kadar yoğun
ve sıcak değildir. Sonuç olarak sıcak sütunların yüzeye yani ışıkyuvara
doğru madde taşıdığı ısıyayım oluşur. Yüzeye çıkan madde soğuyunca
tekrar ısıyayımsal bölgenin başladığı yere çökerek ışınsal bölgenin üst
kısmından daha fazla ısı alır.

Isıyayımsal bölgede bulunan termal sütunlar Güneş'in yüzeyinde belirli
bir iz bırakır. Güneş'in iç bölgesinin dış katmanı olan bu bölgedeki
türbülanslı ısıyayım küçük ölçekli bir dinamo yaratarak Güneş'in
yüzeyinin tamamında manyetik kuzey ve güney kutuplar yaratır.

Işıkyuvar

Işıkyuvar, Güneş'in görünen yüzeyi, hemen altında görünen ışığa opak
olduğu katmandır. Işıkyuvarın üzerinde görünen günışığı uzaya serbestçe
yayılır ve enerjisi Güneş'ten uzaklaşır. Opaklıkta olan değişiklik
görünen ışığı kolayca soğuran H- iyonlarının miktarlarının azalmasıdır.
Buna karşın görünen ışık elektronların hidrojen atomlarıyla H- iyonu
oluşturmak için tepkimeye girmesiyle oluşur.Işıkyuvar on ile yüz
kilometre arasındaki kalınlığıyla Dünya üzerinde bulunan havadan daha
az opaktır. Işıkyuvarın üst kısmının alt kısmından soğuk olması
nedeniyle Güneş ortada kenarlara nazaran daha parlakmış gibi görünür.
Güneş'in kara cisim ışınımı 6.000 K sıcaklığında olduğunu gösterir.
Işıkyuvarın parçacık yoğunluğu yaklaşık 1023 m−3'dir bu da Dünya
havayuvarının deniz düzeyindeki parçacık yoğunluğunun % 1'i kadardır.

Işıkyuvarın ilk optik tayf incelemeleri sırasında bazı soğurma
çizgilerinin o zamanlar Dünya üzerinde bilinen hiçbir elemente ait
olmadığı anlaşıldı. 1868 yılında Norman Lockyer bunun yeni bir elemente
ait olduğu varsayımını öne sürdü ve adını Yunan güneş tanrısı
Helios'tan esinlenerek "helyum" koydu. Bundan ancak 25 yıl sonra helyum
yeryüzünde izole edilebildi.

Gazyuvar

Güneş'in ışıkyuvar üzerinde bulunan bölümlerine topluca güneş gazyuvarı
denir. Radyo dalgalarından görünür ışığa ve gama ışınlarına kadar olan
elektromanyetik spektrumda çalışan teleskoplarlarla görünebilir ve
başlıca beş bölgeden oluşur: Sıcaklık ineci, renkyuvar, geçiş bölgesi,
korona ve günyuvar. Güneş'in dış gazyuvarı sayılan günyuvar Plüton'un
yörüngesinin çok ötesine gündurguna kadar uzanır. Gündurgunda
yıldızlararası ortam ile şok dalgası şeklinde bir sınır oluşturur.
Renkyuvar, geçiş bölgesi ve korona Güneş'in yüzeyinden daha sıcaktır.
Sebebi tamamen kanıtlanmasa da kanıtlar Alfvén dalgalarının koronayı
ısıtabilecek kadar enerjiye sahip olabileceğini göstermektedir.

Güneş'in en soğuk bölgesi ışıkyuvarın yaklaşık 500 km üzerindeki
sıcaklık ineci bölgesidir. Sıcaklık yaklaşık 4.000 K'dir. Bu bölge
karbonmonoksit ve su gibi basit moleküllerin soğurma tayflarıyla
farkedilebileceği kadar soğuktur.

Sıcaklık ineci bölgenin hemen üzerinde 2.000 km kalınlığında, yayılım
ve soğurma çizgilerinin egemen olduğu ince bir katman bulunur. Adının
renkyuvar olmasının nedeni, güneş tutulmalarının başında ve sonunda bu
bölgenin renkli bir ışık olarak görülmesidir. Renkyuvarın sıcaklığı
yükseldikçe artar ve en üst bölgede 100.000 K'e erişir.

Işıkyuvarın üzerinde, sıcaklığın çok hızla 100.000 K'den bir milyon K'e
çıktığı geçiş bölgesi yer alır. Sıcaklık artışının nedeni bölgede
bulunan helyumun yüksek sıcaklıklar nedeniyle tamamen iyonize olarak
faz geçişidir. Geçiş bölgesi kesin belirli bir yükseklikte oluşmaz.
Daha çok renkyuvarda bulunan iğnemsi ve ipliksi yapıların çevresinde
bir ayça oluşturur ve sürekli kaotik bir hareket içindedir. Geçiş
bölgesi yeryüzünden kolay görülmez ama uzaydan, elektromanyetik
spektrumun morötesi bölümüne kadar hassas cihazlar tarafından kolayca
gözlemlenebilir.

Korona hacim olarak Güneş'ten çok daha büyük olan dış gazyuvarı
katmanıdır. Korona tüm Güneş Sistemi'ni ve günyuvarını kaplayan güneş
rüzgârına pürüzsüzce geçiş yapar. Korona'nın Güneş yüzeyine yakın olan
alt katmanlarının parçacık yoğunluğu 1014–1016 m−3'dur. Sıcaklığı
birkaç milyon kelvin civarındadır.

Günyuvar ise yaklaşık 20 güneş yarıçapınden (0,1 GB) Güneş Sistemi'nin
en son noktasına kadar uzanır. İç sınırlarının tanımı güneş rüzgârının
süperalfvénik akışa sahip olması yani bu akışın Alfvén dalgalarının
hızından daha fazla olması ile belirlenir. Bu sınırın dışındaki
türbülans ya da dinamik kuvvetler Güneş koronasının şeklini etkilemez
çünkü bilgi ancak Alfvén dalgalarının hızıyla yayılabilir. Güneş
rüzgârı, sürekli olarak günyuvar boyunca dışa doğru akar, Güneş'ten 50
GB ötede gündurguna çarpana kadar güneş manyetik alanını spiral bir
şekle sokar. Aralık 2004'te Voyager 1 uzay sondasının, gündurgun
olduğuna inanılan bir şok dalgası cephesini geçtiği bildirildi. Her iki
Voyager sondası da sınıra yaklaştıkça daha yüksek düzeyde enerji yüklü
parçacıkların varlığını kaydetti.

Element Bollukları

Hidrojen: 34%
Helyum: 64%
Oksijen: 1%