n sıcaklığı yükseldikçe artar ve en üst bölgede 100.000 K'e erişir.

Işık kürenin 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 renk yuvarıda 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 gaz yuvarı katmanıdır. Korona tüm Güneş Sistemi'ni ve gün yuvarınını kaplayan Güneş rüzgârına pürüzsüzce geçiş yapar. Korona'nın Güneş yüzeyine yakın olan alt katmanlarının parçacık yoğunluğu 10–10 m'dur. Sıcaklığı birkaç milyon kelvin civarındadır.

Gün yuvarı 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 gün yuvarı 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.

Güneş, atomdan büyük her nesne gibi kimyasal elementlerden oluşmuştur. Birçok bilim insanı bu elementlerin bolluklarını, gezegenlerdeki elementlerle olan bağlantılarını ve Güneş'in içindeki dağılımlarını araştırmıştır.

Bazı elementlerin karakteristik kütle oranları şöyledir:

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..

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.

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. Daha da önceleri benzer minimum dönemler ağaç halkalarının analiziyle ortaya konmuştur ve bu dönemler normalden daha düşük global hava sıcaklıklarıyla eşleşmektedir.

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.

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. 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. 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.

Şu anda dalgaların etkin bir ısı yayma işleyişi olup olmadığı çok açık değildir. Alfvén dalgaları dışında tüm dalgaların koronaya ulaşmadan önce dağıldıkları ortaya çıkarılmıştır. 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 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.

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 tesla manyetik dipol alanı uzaklığın kübüyle azalarak 10 tesla olacaktı. Ancak uydu gözlemleri bunun 100 kat daha fazla kuvvetli olduğunu ve 10 tesla civarında olduğunu göstermektedir. Manyetohidrodinamik (MHD) kuram manyetik alan içindeki iletken