Bulgurlanma
Güneş'in yüzeyini, her biri sıcak bir gaz bulutunun tepesi olan yaklaşık 4 milyon kadar bulgurcuk kaplar. Boyutlarının küçüklüğü (300-1.450 km kadar) nedeniyle, Yer'den yapılan gözlemlerde, ancak atmosfer çok kararlı olduğunda ve çalkantı bulunmadığında görülebilir ve fotoğrafı çekilebilir. Bulgurcukların teleskopla en iyi fotoğrafları 20 km kadar yüksekte gerçekleştirilen balonlu gözlemler sırasında çekilmiştir. Bunların incelenmesiyle, bulgurcukların düzensiz, çoğu kez çokgen biçiminde, her birinin ince ve çevresine göre daha koyu çizgilerle sınırlanmış olduğu görülür. Ortalama ömürleri 7-10 dakika arasında değişir. Tipik bir bulgurcuk, topluiğne başı gibi görülen çok küçük bir benek olarak ortaya çıkar ve birçok parçaya ayrılarak kaybolmadan önce çapı 1.500 km'ye kadar büyür. Bulgurcuklar saatte 0,5 km hızla yükselir, enerji kaybedince kendilerini oluşturan gazlar soğur ve hızla aşağıya inerek öteki bulgurcuklar arasındaki karanlık çizgiler haline dönüşürler.Kenar kararması. Güneş'in kenarı merkezinden daha karanlık görünür. Bunun nedeni, Güneş'in merkezine bakıldığında ışıkkürenin daha derin ve daha sıcak katmanlarının, kenarına bakıldığında ise daha yüksek ve daha az sıcak katmanlarının gözleniyor olmasıdır. Kenar kararması tüm yıldızlarda görülür ve yalnızca atmosferdeki sıcaklık dağılımıyla ilintilidir. Bu nedenle, kenar kararmasının ölçümü, derinliğe bağlı olarak sıcaklık dağılımının belirlenmesinde önemli bir rol oynar.
Güneş'in dönmesi ve küreselliği. Galilei, Güneş lekelerinin görünürdeki hareketinin ekvatora paralel çizgiler üzerinde olduğunu ve kenarlara gidildikçe yavaşladığım belirledi. Bu durum ancak lekelerin doğudan batıya doğru dönen bir kürenin yüzeyi üzerinde bulunmasıyla açıklanabilirdi. Daha sonra yapılan spektroskopik gözlemlerle de bu durum doğrulandı. Çok hızlı dönen ve bu nedenle son derece basık küremsi (sferoit) bir biçim alan kimi yıldızların aksine, Güneş oldukça yavaş dönen bir gökcismidir. Bu nedenle basıklığı önemsenmeyecek kadar küçüktür ve düzgün küresel bir yapısı vardır. Bazı gözlemlere dayanılarak, kutupsal çapının ekvatoral çapına göre 70 km daha küçük olduğu ileri sürülmektedir.
Fraunhofer tayfı. Güneş tayfında, 2.950-10.000 A dalgaboyları aralığında 25.000 kadar çizgi vardır (Fraunhofer çizgileri). Bunlar, sürekli tayfı kesen siyah soğurma çizgileridir ve Güneş atmosferinin yapısı ile fiziksel koşullarına ilişkin önemli bilgiler sağlar. Bu çizgilerin incelenmesinde, Güneş'e ait çizgilerle su buharı, oksijen gibi Yer atmosferine ait olan öğelerden gelen çizgilerin birbirinden ayırt edilmesi gerekir.
Bu çizgilerin yüzde 73 kadarının tanısı yapılmış, 63 element ve 11 molekülün çizgisi kaydedilmiştir. Tanımlanan çizgilerden 5.458 tanesi demire ilişkindir. Ayrıca 1.453 krom, 1.344 titan, 856 nikel, 388 zirkonyum, 1.572 siyanojen çizgisi ile Yer atmosferindeki su buharına ilişkin 1.477 çizgi vardır. Bazı elementlere ilişkin ancak birkaç çizgi gözlenmiştir. Örneğin, berilyumun 2, gümüşün 2, platinin 6 ve altının 1 çizgisi vardır. Tanısı yapılamayan çizgilerin çoğu zayıf çizgilerdir ve büyük bir olasılıkla bunlar moleküllere ilişkindir ya da Güneş'te bol bulunan elementlerin zayıf çizgileridir.
Yer atmosferi dışından yapılan gözlemlerle, Fraunhofer tayfında morötesinden de öteye gidilmiştir. Morötesi bölgesinde 3.000-2.097 Â aralığında 7.146 çizgi gözlenmiştir.
Güneş'in kızılötesi tayfı, Yer'in su buharına ait çok sayıda soğurma bandıyla kesilmiştir. Kızılötesi tayfın tümünü gözleyebil-mek için balonlardan ya da atmosfer dışında yörüngeye oturtulmuş uydulardan yararlanılır. 11.984-25.578 A aralığında Güneş'e ait 1.786, Yer atmosferindeki elementlere ait 6.911 çizgi gözlenmiştir. Bunlardan silisyum, demir, karbon, karbon monoksit ve titan daha çok Güneş'e ait çizgiler, su buharı, karbon dioksit, metan ve bu moleküllerin izotoplarına ait bantlar da Yer atmosferine ait çizgilerdir.
Kimyasal yapısı. Güneş'te, elementlerin bolluk oranlan yalnızca Güneş atmosferi (yüzey katmanları) için saptanabilir. İç kısımlardaki elementlerin bollukları, burada elementlerin çekirdek tepkimeleri aracılığıyla birbirlerine dönüşme hızlarının farklılığı nedeniyle değişik değerlerde olabilir.
Güneş'e ait kozmik ışınlar Güneş'in etkin bölgelerinden yayınlanır. Helyum, bor, berilyum, karbon, azot, oksijen, flüor ve neon gibi hafif elementlerin bollukları bu kozmik ışınların incelenmesiyle elde edilir. Ağır elementlerin birbirlerinden ayırt edilmesi güç olduğundan bunlar, fosfor-skandiyum, titan-nikel gibi gruplar halinde verilir.
Renkkürenin üst katmanından ve Güneş tacından kaynaklanan tayf çizgilerinden elde edilen bolluklara, Güneş tacı bollukları adı verilir. Güneş tacı tayfları, bunların Güneş diski üzerinden ya da Güneş kenarının yukarısından elde edilmiş olmalarına göre iki gruba ayrılır. Güneş diski üzerinde morötesinden daha ötede gözlenen salma çizgileri farklı düzeylerde iyonlaşmış atomlardan kaynaklanır. Bu çizgiler en bol elementler olan helyum, karbon, azot, oksijen, neon, sodyum, magnezyum, alüminyum, silisyum, fosfor, kükürt, kalsiyum ve demir için çözümlenmiştir. Güneş kenarından elde edilen tayfın 3.000-10.000 Â aralığındaki salım çizgileri atomlardaki yasak elektron geçişlerinden (Yer'de deneysel olarak oluşturulmaları hemen hemen olanaksız bulunan geçişler) kaynaklanır. Bu çizgiler çok zayıf olduklarından ancak tam Güneş tutulması sırasında ve koronograf (taççeker) aygıtıyla gözlenebilirler. Bilinen yasak çizgiler, hepsi de yüksek düzeyde iyonlaşmış argon ve kalsiyum ile demir grubu elementlerinden kaynaklanır. Işıkkü-reye ait bollukların belirlenmesi, çizgilerin şiddetlerinin ölçümüne dayanır. Modern aygıtlarla çok yüksek ayırma gücünde bir Güneş tayfı elde etmek mümkündür. Bunun sonucu olarak, çizgideki şiddet dağılımı (çizgi profili) çok yüksek bir duyarlılıkla elde edilebilir. Çizgi profili yalnızca o çizgiyi oluşturan atomun (ya da molekülün) bolluğuna değil, aynı zamanda çizginin oluştuğu katmanlardaki sıcaklık, yoğunluk gibi fiziksel koşullara da bağlıdır. Böylece Güneş'in ya da herhangi bir yıldızın tayfının incelenmesiyle, hem kimyasal bileşimi hem de atmosferinin fiziksel koşulları birlikte belirlenmektedir.
Ayrıntılı tayf çözümlemelerinden ışıkküre-nin kimyasal bileşimi yüzde 90 hidrojen ve yüzde 8 helyum olarak saptanmıştır; daha yüksek atom numaralı elementler de (örn. demir, kalsiyum, sodyum) az miktarda bulunur. Büyük çoğunluğu pek küçük miktarlarda olmak üzere ışıkkürede varlığı belirlenebilen elementlerin toplam sayısı 60 kadardır.
