GüneÅŸ       

Dünyaya en yakın yıldızdır ve 8 ışık dakikası (149.6 milyon km) uzaklıktadır. Bu aynı zamanda güneşe baktığımızda onun 8 dakika önceki halini görüyoruz demektir.700.000 km yarıçapı ve 15 milyon K çekirdek sıcaklığı göz önüne alındığında H-R diyagramına göre G2 türünden cüce yıldızlar sınıfına girer. Güneş sisteminin Samanyolu'nda Oort Bulutu'ndan oluştuğu sanılmaktadır. ( C ile K dönüşümü +/- 273 ile yapılır)

     GüneÅŸ manyetik bir alana sahip olan, dönen ve çekirdeÄŸinde enerji üreten bir gökcismidir. GüneÅŸ, güneÅŸ sistemindeki maddenin % 99.85'ni içerir. Gezegenler % 0.135, uydular,asteroidler, kuyruklu yıldızlar, meteoritler ve gezegenler arası ortam ise % 0.015'ni oluÅŸturur. GüneÅŸin enerjisi, 15 milyon K (Kelvin) sıcaklıktaki ve yeryüzü atmosfer basıncından milyarlarca kez fazla olan çekirdeÄŸindeki, hidrojenin helyuma dönüşmesinden kaynaklanır. Çekirdek tepkimeleri sonucu serbest kalan enerji, yüzeye gelir ve buradan uzaya yayılır. Bu enerjinin sadece 2.2 milyarda biri yeryüzü tarafından soÄŸurulur ve yaÅŸam için gerekli koÅŸulların oluÅŸmasını saÄŸlar. GüneÅŸten, X-ışınlarından radyo dalgalarına kadar her dalga boyunda enerji yayılır. GüneÅŸte ışınım kuvveti ile çekim kuvveti denge halinde bulunur.

700.000 km çapa göre çekirdekte oluşan ışığın hızı da göz önüne alındığında yüzeye yaklaşık 2 sn de gelmesi gerekirken, aşırı hidrojen yoğunluğuna bağlı olarak bu süre 10 milyon yıldır. Aslında biz 8 dakikadan da öte güneşin 10 milyon yıl önce oluşturduğu ışığı görüyoruz.

     GüneÅŸ ;

          Yeryüzü çapının yaklaşık 110 katı,
          Yer yüzey alanının 12.000 katı,
          Yer kütlesinin 333.000 katı,
          Yer hacminin ise 1.306.000 katıdır.

Güneş kendi ekseni etrafında diferansiyel dönme hareketi yapar yani kutuplar ve ekvator farklı hızlarda döner.

Ekvatoral bölgenin dönme hızı kutupların dönme hızından fazladır. Yaklaşık 400 km kalınlığında olan ve Işıkküre (fotosfer) denilen güneşin gözle görülen parlak yüzeyi teleskopla incelendiğinde granüler (bulgurcuk) yapıya sahip olduğu görülür. Her biri sıcak bir gaz kütlesinin tepesi olan bu granüllerin sayısı yaklaşık 4 milyon kadardır ve tüm güneşin yüzeyini kapsar. Ortalama ömürleri 7-10 dk arasında olan bu granüllerin boyutu 300–1450 km arasındadır ve bu gazlar saatte 0.5 km hızla yükselirler, enerjilerini kaybedince soğuyarak yüzeye doğru düşerler ve granüller arası karanlık çizgileri oluştururlar.

Güneşin kenarı, merkezinden daha karanlık görünür. Bunun nedeni, güneşin merkezine bakıldığında ışıkkürenin derin ve sıcak katmanlarını, kenar kısmına bakıldığında ise daha yüksek ve daha az sıcak katmanlarını görüyor olmamızdır. Işıkkürenin üzerinde, yaklaşık 5.000 km kalınlığında ve renkküre (kromosfer) adını alan bir iç atmosfer vardır. Yapılan araştırmalar renkkürenin kenarlardaki katmanlarının bir çayır yangını görünümünde olduğunu, birbiri üzerine binişen pek çok fışkırtı bulunduğunu belirledi ve bunlara iğnecik (spikül) adı verildi. Bu iğnecikler bulundukları yüzeyden 8.000 km kadar yüksekliğe çıkabilmektedir.

     Renkkürenin de üzerinde son derece yüksek sıcaklıklı GüneÅŸ tacı (korona) bulunur. GüneÅŸ tacı, birkaç güneÅŸ yarıçapı uzaklıkta, yaklaşık 2 milyon K'lik bir kinetik sıcaklığa sahiptir. GüneÅŸ tacının bu kadar sıcak oluÅŸu, ışıkkürede ve renkkürede bulunan bulgurcuk (granül) ve iÄŸneciklerdeki (spikül) kütle hareketleri olduÄŸu sanılmaktadır. GüneÅŸ tacının bu yüksek sıcaklık nedeniyle, dışarıya doÄŸru yayılan ve dünyanın ötesine kadar uzanan elektrik yüklü bir tanecik akımı (nötrino) oluÅŸturur. Bu akım, GüneÅŸ rüzgarı olarak adlandırılır.

GüneÅŸ lekeleri ışıkküredeki önemli, deÄŸiÅŸken, kalıcı olmayan, güneÅŸ yüzeyine oranla fazla yer kaplamayan ve çok ÅŸiddetli manyetik alana sahiptir oluÅŸumlardır. Bu alan 500 gauss'dan baÅŸlayıp 4.000 gauss'a kadar çıkabilir, bir karşılaÅŸtırma yapmak gerekirse dünyanın manyetik alan ÅŸiddeti 1 gauss'dan küçüktür ayrıca güneÅŸin manyetik alan ÅŸiddetinin de birkaç gauss olduÄŸu düşünülmektedir  GüneÅŸin merkezinde açığa çıkan enerji radyatif iken yüzeye doÄŸru gittikçe maddesel taşınma (konveksiyon) meydana gelir. Ä°ÅŸte bu maddesel taşıma ile güneÅŸin diferansiyel dönmesi etkileÅŸtiÄŸinde kara leke meydana gelmektedir. Ortaya çıkan leke grubu hızla büyüyerek birbirinden ayrılır ve güneÅŸin dönme yönünde en öndeki leke genellikle en büyük lekedir ve baÅŸ leke adını alır. Lekeler max. büyüklüklerine ulaÅŸtıktan sonra genellikle birkaç hafta içinde kaybolurlar, yalnız kalan baÅŸ leke de giderek küçülerek o da birkaç hafta içinde kaybolur. Ortalama büyüklükteki bir lekenin gölge çapı 30.000 – 50.000 km arasındadır, nadiren de 140.000 km' ye kadar çıkabilir. GüneÅŸ yüzeyinde gözlenen leke sayısı sürekli olarak deÄŸiÅŸir. Leke etkinliÄŸinin max olduÄŸu iki çevrim arasındaki süre 11 yıldır, buna ilaveten 80 yıllık bir çevrim daha olduÄŸu bilinir.

Genelde renkküre beneklerinde zaman zaman ortaya çıkan ani parlamalar püskürme denir. Küçük püskürmeler birkaç dakika, büyükleri ise birkaç saat sürer.  Fışkırmalar, görünüşü çok güzel olan güneÅŸ olaylarından biridir. Bunlar güneÅŸ yüzeyinde 200.000 km uzunlukta, 40.000 km yükseklikte ve 6.000 km kalınlıkta olabilen ÅŸerit biçimli gaz akımlarıdır.

      15 milyon K iç sıcaklığa sahip olan güneÅŸ, yaydığı enerji (3.86 x 1033 erg/sn) göz önüne alındığında saniyede 4.7 milyon ton kütle kaybetmektedir. BaÅŸka bir deyiÅŸle güneÅŸ yılda kütlesinin 100 milyarda birini kaybetmektedir. GüneÅŸin kütlesinde ve yaydığı enerjide sezilebilir bir deÄŸiÅŸme ancak 6 milyar yılda ortaya çıkabilir. Dünyanın 4.5 milyar yaşında olduÄŸu düşünülürse, bu da demektir ki güneÅŸ, yeryüzü var olduÄŸundan beri hiç deÄŸiÅŸmemiÅŸtir.  %60'ı hidrojenden oluÅŸan güneÅŸin bu kadar güçlü enerji açığa çıkarması ancak çekirdek tepkimeleri sonucunda oluÅŸabilir. Bu tepkimeler içerisinde en önemlisi proton-proton tepkimesi olarak adlandırılan çekirdek kaynaÅŸması (füzyon) zinciridir. Açığa çıkan enerjinin küçük bir bölümü de tepkimelerde oluÅŸan nötrinolar tarafından taşınmaktadır.

      GüneÅŸin bundan sonraki evriminin öteki yıldızların evrimine benzeyeceÄŸi söylenebilir. Bütün hidrojen tükendiÄŸinde helyum ile daha ağır atomlar arasında oluÅŸacak tepkimeler baÅŸlayacak, böylece güneÅŸ, boyutları büyüyüp parlaklığı artarak, bir kırmızı dev yıldıza dönüşecektir. Sonunda bütün nükleer enerji kaynakları tükenince, dış katmanlarını boÅŸluÄŸa fırlatacak ve gezegenimsi bulutsu oluÅŸturacaktır. (Gezegenimsi bulutsular ise daha sonra yeni yıldızların oluÅŸması için ortam hazırlayacaklardır) Gezegenimsi bulutsu oluÅŸturduktan sonra beyaz cüceye dönecek olan güneÅŸ, ÅŸu anki çapının 1/100'üne kadar küçülecek. GüneÅŸin toplam ömrünün 10 milyar yıl olduÄŸu tahmin edilmektedir.