GÜNEŞ'İN ÜÇ FARKLI YÜZÜ
Işınım bölgesinin üzerindeki konveksiyon bölgesi de, Güneş yarıçapının % 85'ine karşılık gelen bölgeden başlayarak yüzeye kadar uzanıyor. Bu nedenle ışınımla iletim hızı ciddi biçimde düşüyor. Bu yeni iletim biçimindeyse, ışınım bölgesi bitimi ve konveksiyon bölgesi, başlangıçtaki görece sıcak maddenin yükselerek, daha soğuk malzemenin tabana çökmesi söz konusu. Bölge bitimine ulaşan sıcak madde, yeniden serinleyerek aşağı çöküyor. Çökünce yeniden ısınıyor, ısınınca yeniden yükseliyor vs. Bu döngünün oluşturduğu dikey enerji iletimi, ışınımla iletime kıyasla çok daha dolaysız ve hızlı. Enerjinin bu yolla bölgenin sonuna ulaştırılması, bir haftadan biraz uzun.

IŞIK KÜRE

Buradan, Güneş yüzeyi olarak betimlenen bölgeye; ışıkküre'ye(fotosfere) geliyoruz. Ancak Güneş'e baktığımızda, gazların birden yoğunlaşarak, saydamlığını neredeyse tümüyle yitirdiği, yaklaşık 500 km kalınlıkta bir sınır bölgesi var. Bir yüzey olarak algıladığımız bu bölge, aynı zamanda Güneş'e bir filtreyle baktığımızda gördüğümüz disk : bir tür hayali yüzey. İçerdiği gazın yoğunluğu da, öyle düşük ki; Dünya'nın deniz düzeyindeki atmosfer basıncının 10 binde 1'ine karşılık geliyor. Enerji, ışıkküre içinde de, ışınım yoluyla iletiliyor; çünkü burada bulunan gazın yoğunluğu, atomların enerji soğurup, sonra da salmalarına elverecek ölçüde incedir.

RENK KÜRE
Güneş atmosferinin, 'tabanı' sayılan ışıkkürenin hemen üzerindeki bölgeyse renkküre (kromosfer). Yaklaşık 2000 kilometre kalınlığındaki bu tabakada, enerji yine ışınımla iletiliyor. Hidrojen atomları, ışıkküredeki enerjiyi soğurarak, çoğunu hidrojen - alfa ışığı olarak bilinen, kırmızı ışık halinde yayıyorlar. Bu durumda, renkküreyi görmenin en iyi yolu, Güneş'in diğer bütün dalga boylarındaki ışığını devre dışı bırakan, filtrelerden yararlanan teleskoplar kullanmaktır. Tam Güneş tutulması da, bu ince kırmızımsı tabakanın görülmesine olanak sağlıyor. Renkkürenin bir özelliği de, sürekli biçim değiştiren, tırtıklı yapıdaki dış yüzüdür.

GÜNEŞ TACI(KORONA)
Sıranın sonunda, Güneş atmosferi olarak betimlenecek taç(korona) kısmı var. Parıltısı, ışıkküreninkine kıyasla çok daha düşük olan bu bölgeyi çıplak gözle ancak Güneş tutulması sırasında görebiliyoruz. Taç'ı görmenin bir yolu da, Güneş diskini perdeleyen özel bir aygıt olan koronagraftan yararlanmak.

Taç kısmı, birçok ilginç özellik gösteriyor. Bunlardan biri, normalde Güneş'in iç kısımlarından dışarıya doğru düşme eğilimi gösteren sıcaklığın, burada birden 2 milyon°C'ye kadar fırlaması. Bu ani sıcaklık artışının kanıtlarından biri, salınan elektromanyetik ışınım ve yüksek derecede iyonlaşmış atomların varlığı. Bu tür atomların oluşmasıysa, sıcaklığın milyon derece düzeylerine bağlı. Bu yüksek sıcaklığın bir nedeninin, Güneş'in manyetik alanıyla ilgili olabileceği düşünülüyor. Ancak nedenler hala tam anlamıyla aydınlatılabilmiş değil.

Bu bölümden salınan enerji, çok farklı dalga boylarındadır: Uzun dalga boylu radyo dalgalarından, kısa dalga boylu X-ışınlarına kadar değişir. Burası, Güneş'in X-ışını yayını yapabilmesine izin verecek sıcaklıktaki tek bölge. Dünya atmosferine giremeyen bu ışınları görüntülemekse ancak uzay teleskoplarıyla mümkün.

Taç kısmının önemli özelliği de, Güneş'in manyetik alanının etkisiyle yer yer farklı şekillere girebilmesi. Bunlar, Güneş'in etkinliğiyle ilgili olarak bize önemli bilgiler sağlayan ipuçlarıdır.