Güneş, Sistemi'nin merkezinde yer alan bir yıldızdır. Güneş tek başına Güneş Sistemi'nin kütlesinin % 99,8'ini oluşturur. Geri kalan kütle ise Güneş'in çevresinde dönen gezegenler, asteroitler, göktaşları, kuyruklu yıldızlar ve kozmik tozdan oluşur. Günışığı şeklinde  yayılan enerji, fotosentez yoluyla Dünya üzerindeki hayatın neredeyse tamamının var olmasını sağlar ve Dünya'nın iklimi üzerinde hava durumunda etkilerde bulunur.

Güneş yüzeyi kütlesinin %74'ünü ve hacminin %92'sini oluşturan hidrojen, kütlesinin %24'ünü  hacminin %7'sini oluşturan helyum ile Cr, Ca, Fe, Ni, O,N, Si, S, Mg, C, N gibi diğer elementlerden oluşur. Güneş'in yıldız sınıfı g2v 'dir. G2 Güneş'in yüzey sıcaklığının 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 çoğu yıldız gibi Güneş'in de ana dizi üzerinde olduğunun göstergesidir. Enerjisini hidrojen çekirdeklerinin füzyonla helyuma dönüşmesinden elde eder ve hidrostatik denge içindedir, yani zaman içinde ne genişler ne de küçülür. 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 tamamlar. Yaklaşık yörünge hızı saniyede 220 km’dir. 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 bilgilerdir.

Güneş  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.

Güneş'in yıldız gelişimi bilgisayar modellemesi ve nükleokozmokronoloji yöntemleri kullanılarak 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.

Güneş ana dizi üzerinde yıldız evrimi aşamasının yarı yolundadır. Bu aşamada çekirdekte oluşan nükleer füzyon reaksiyonları hidrojeni helyuma dönüşmesini sağlar. Her saniye Güneş'in çekirdeğinde 4 milyon ton madde enerjiye çevrilir ve ortaya nötrinolarla radyasyon açığa çıkar. Bu hızla düşünüldüğünde 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 yaklaşık 6 milyar yıl içinde kırmızı dev aşamasına girecektir. Çekirdekte bulunan hidrojen azaldıkça dış katmanları genişleyecek ve çekirdek büzüşerek ısınacaktır. Çekirdek sıcaklığı 100 MK seviyesine ulaştığında helyum füzyonu tetiklenecek ve karbon ile oksijen üretmeye başlayacaktır. Böylece 7,8 milyar yıl içinde gezegen bulutsu aşamasının asimptotik dev koluna girecek iç sıcaklığında oluşan kararsızlıklar sonucunda yüzeyinden kütle kaybetmeye başlayacaktır. Güneş'in dış katmanlarının genişlemesi ve Dünya'nın yörüngesinin bulunduğu noktaya kadar gelmesi olasıdır. Son zamanlarda yapılan araştırmalarda Güneş'ten kırmızı dev aşamasının başlarında kaybolan kütle sebebiyle Dünya'nın yörüngesinin daha da uzaklaşacağını, dolayısıyla da Güneş'in dış katmanları tarafından yutulmayacağını belirtmektedir. Ne yazık ki Dünya'nın üstündeki suyun tamamı kaynayacak ve atmosferinin çoğu uzaya dahil olacaktır. Bu dönemde oluşan güneş sıcaklıklarının  900 milyon yıl sonra Dünya yüzeyi bildiğimiz yaşamı sürmeyecek şekilde ısınacaktır. Birkaç milyar yıl sonra da yüzeyde bulunan su yok olacaktır.Kırmızı dev aşamasından sonra yoğun termal titreşimler Güneş'in dış katmanlarından kurtularak bir gezegensel bulut oluşturmasına sebep olacaktır.  Kalan  cisim aşırı derecede sıcak olan yıldız çekirdeği olacaktır. Bu çekirdek milyarlarca yıl boyunca soğuyup beyaz cüce olarak yok olacaktır. Bu yıldız evrimi senaryosu düşük ve orta kütleli yıldızların gelişim senaryosudur.

Güneş'in iç yapısı; Güneş Sistemi'nin toplam kütlesinin % 99'unu oluşturur. Güneş  mükemmel bir küredir, basıklığı sadece 9 milyonda birdir, yani kutuplar arası çapı ile ekvator çapı arasında bulunan fark yalnızca 10 km'dir. Güneş plazma halindedir ve katı değildir. Dolayısıyla kendi ekseni etrafında dönerken kademeli olarak dönüş yapar, yani ekvatorda kutuplarda olduğundan daha hızlı döner. Bu dönüş periyodu ekvatorda 25 günde, kutuplarda 35 günde tamamlar. Fakat Dünya Güneş'in etrafında dönerken bakış noktamız sürekli değiştiği için Güneş'in gördüğümüz dönüşü ekvatorda  28 gündür. 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 gezegenlerdeki gibi Güneş'in belirli sınırları yoktur. Dış katmanlarında, merkezinden uzaklaştıkça gaz yoğunluğu azalır. Ancak Güneş'in belirgin bir iç yapısı bulunur. Güneş'in yarıçapı merkezinden ışık yuvarının 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 kısımdır. 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  Güneş'in içinden geçen basınç dalgalarına bakarak iç yapısını ölçmeye ve görüntülemeye çalışır. Güneş'in bilgisayar modellemesi de iç katmanları araştırmak amacıyla kuramsal bir araç olarak kullanılır.
Güneş çekirdeği merkezden 0,2 güneş yarıçapına kadar uzanır. Yoğunluğu 150.000 kg/m³  civarındadır, sıcaklığı da 13.600.000 kelvin kadardır  Yakın zamandaki SOHO misyonunun getirdiği bilgiler çekirdekte ışınsal bölgeye doğru daha hızlı bir dönme hızı olduğunu açıklamıştır Güneş'in yaşamının bazısında enerji, proton ve proton zincirleme tepkimesi olarak adlandırılan aşamalardan oluşan  hidrojeni helyuma çeviren nükleer füzyonla oluşur. Çekirdek, füzyon ile büyük derecede ısı oluşturulan tek yerdir. Yıldızın geri kalanı ise çekirdekten dışarıya doğru aktarılan enerjiyle ısınır. Çekirdekte füzyonla oluşan tüm enerji katmanlardan geçerek güneş ışık yuvarına ulaşır ve  uzaya günışığı ve parçacıkların kinetik enerjisi olarak yayılır.

Güneş'te serbest olarak bulunan toplam ~8.9×1056 hidrojen çekirdeği her saniye 3,4×1038 kadarı helyum çekirdeğine dönüşür, saniyede 4,26 milyon ton madde enerji dönüşüm oranıyla saniyede 383 yottawatt  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 eder. Örnek olarak insan vücudu yaklaşık 1,2 W/kg ısı üretir, bu da Güneş'in birim kütle başına milyonlarca katıdır. 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 duyulacaktır. Dolayısıyla yeryüzünde bulunan füzyon reaktörleri, Güneş'in içindekinden daha yüksek plazma  sıcaklıkları kullanmaktadır.Nükleer füzyon hızı, yoğunluğa ve sıcaklığa 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 füzyon hızının artmasına neden olacaktır.

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

Isı yayımsal dış katmandan şeffaf ışık yuvara doğru son bir yolculuktan sonra fotonlar görünür ışık olarak kaçar. Güneş'in merkezinde bulunan her gama ışını uzaya kaçmadan önce birkaç milyon görünür ışık fotonuna dönüşür. Nötrinolar da çekirdekteki tepkimelerden oluşur ama fotonların göre az madde ile etkileşime girer, dolayısıyla  hepsi Güneş'ten hemen kaçabilir. Uzun yıllar, Güneş'te üretilen nötrinoların ölçümü kuramlar sonucu tahmin edilenden 3 kat düşüktü. Bu tutarsızlık yakın zamanda nötrino salınım etkilerinin keşfetmekle çözüldü. Güneş gerçekten de kuramlarca önerilen nötrinoyu açığa çıkarmakta fakat nötrino algılayıcıları bunların üçte ikisini kaçırmaktadır çünkü nötrinolar kuantum sayılarını değiştirmektedir.
Işınsal bölge;Yaklaşık 0,2 güneş yarıçapından 0,7 güneş yarıçapına kadar bulunan maddedir, çekirdekteki yoğun ısıyı dışarı doğru temal radyasyonla taşıyacağı için sıcak ve yoğundur. Bu kısımda ısıyayım yoktur, yükseklik arttıkça madde soğusa bile sıcaklık düşümü adyabatik sapma oranından düşük olduğu için ısıyayım oluşmaz. 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 yavaş bir hızla ilerler.

Işınsal ile ısı yayımsal bölge arasında "tachocline" adı verilen bir katman bulunmaktadır. Burada ışınsal bölgenin sabit dönüşüyle ısı yayımsal bölgenin kademeli dönüşü arasında oluşan ani değişiklik büyük bir kırılmaya sebep 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 ışık yuvara doğru madde taşıdığı ısıyayım oluşur. Yüzeye çıkan madde soğuyunca tekrar ısıyayımsal bölgenin başladığı yere dönerek 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  bölgedeki türbülanslı ısıyayım küçük ölçekli bir dinamo yaratarak Güneş'in yüzeyinde manyetik kuzey ve güney kutuplar yaratır.

Işık yuvar, Güneş'in görünen yüzeyi, hemen altında görünen ışığa opak ‘ın olduğu katmandır. Işık yuvarın üzerinde görünen günışığı uzaya  yayılır ve enerjisi Güneş'ten uzaklaşır. Opaklıkta olan değişiklik görünen ışığı kolayca soğuran iyonlarının azalmasıdır. Buna karşın görünen ışık elektronların hidrojen atomlarıyla iyonu oluşturmak için tepkimeye girmesiyle sağlanır. Işık yuvar 10 ile 100 km arasındaki kalınlığıyla Dünya üzerinde bulunan havadan daha az opaktır. Işıkyuvarın üst kısmının alt kısmından soğuk olması sebebiyle Güneş ortada kenarlara oranla daha parlakmış gibi görünür. Güneş'in kara cisim ışınımı 6.000 K sıcaklığında olduğunu gösterir. Işık yuvarın parçacık yoğunluğu yaklaşık 1023 m−3'dir bu da Dünya hava yuvarının deniz düzeyindeki parçacık yoğunluğunun % 1'i kadardır.Işık yuvarın ilk optik tayf incelemeleri sırasında bazı soğurma çizgilerinin o zamanlar Dünya üzerinde bilinen hiçbir elemente ait olmadığı saptandı. Norman Lockyer 1868 yılında bunun yeni bir element olduğu varsayımını öne sürdü; adını da Yunan güneş tanrısı Helios' tan esinlenerek "helyum" adını verdi. Bundan ancak 25 yıl sonra helyum yeryüzünde izole edilebildi.
Gaz yuvar; Tam güneş tutulması esnasında güneş koronası çıplak gözle görülebilir.Güneş'in ışık yuvar üzerinde bulunan bölümlerine güneş gazyuvarı denir. Radyo dalgalarından görünür ışığa ve gama ışınlarına kadar olan elektromanyetik teleskoplarla görünebilir ve başlıca beş bölgeden oluşur: Sıcaklık ineci, renk yuvar, geçiş bölgesi, korona ve gün yuvar. Güneş'in dış gaz yuvarı sayılan gün yuvar Plüton'un yörüngesinin çok ilerisine gün durguna kadar uzanır. Gün durgunda yıldızlar arası ortam ile şok dalgası şeklinde bir hat oluşturur. Renk yuvar, 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 bir katman bulunur. İsminin renkyuvar olmasının sebebi, güneş tutulmalarının başında ve sonunda bu bölgenin renkli bir ışık olarak görülmesidir. Renkyuvarın sıcaklığı yükseldikçe artar ve en üst bölgede 100.000 K'e ulaşır.

Işık yuvarın 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 yuvarda 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 cihazlarla kolayca gözlemlenebilir.Hacim olarak Korona Güneş'ten çok daha büyük olan dış gazyuvarı katmanıdır. Korona tüm Güneş Sistemi'ni ve gün yuvarını kaplayan güneş rüzgarına pürüzsüzce geçiş yapar. Korona'nın Güneş yüzeyine yakın olan alt katmanlarının parçacık yoğunluğu 1014–1016 m−3'dur. Sıcaklığı birkaç milyon kelvin civarındadır.

Gün yuvar ise yaklaşık 20 güneş yarıçapından Güneş Sistemi'nin en son noktasına kadar uzanır. İç sınırlarının tanımı güneş rüzgarının süper alfvenik akışa sahip olması yani bu akışın Alfven dalgalarının hızından daha fazla olması ile belirlenir. Bu sınırın dışındaki türbülans ya da dinamik kuvvetler Güneş koronasının şeklini etkilemez çünkü bilgi ancak Alfven dalgalarının hızıyla yayılabilir. Güneş rüzgarı, sürekli olarak gün yuvar boyunca dışa doğru akar, Güneş'ten 50 GB ötede gün durguna çarpana kadar güneş manyetik alanını spiral bir şekle sokar. Aralık 2004'te Voyager 1 uzay sondasının, gün durgun olduğuna inanılan bir şok dalgası cephesini geçtiği belirtildi. Her iki Voyager sondası da sınıra yaklaştıkça daha yüksek düzeyde enerji yüklü parçacıkların olduğunu kaydetti.
Kimyasal bileşimi; Güneş, atomdan büyük her nesne gibi kimyasal elementlerden oluşmuştur. Bilim insanları bu elementlerin fazlalıklarını, gezegenlerdeki elementlerle olan bağlarını ve güneşin içindeki dağılımlarını araştırmıştır. Element fazlalıkları; Bazı elementlerin karakteristik kütle oranları Hidrojen 75% Helyum 24-25% ‘ dir.Ağır elementler; 1968 yılında Belçikalı bir bilim insanı lityum, berilyum, ve bor bolluklarının önceden düşünüldüğünden daha fazla olduğunu bulmuştur. 2005 yılında 3 bilim insanı neon bolluğunun önceden düşünülen miktardan daha fazla olabileceğini helyosismolojik gözlemlere dayanarak belirtmişlerdir. 1986'ya kadar Güneş'in helyum içeriğinin Y= 0,25 olduğu genel kabul görmüştü ancak bu tarihte 2 bilim insanı Y= 0,279 değerinin daha doğru olduğunu iddia etmiştir. 1970'lerde bir çok araştırma Güneş'te bulunan demir grubu elementlerin çokluğuna 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 zordur.
Güneş içinde bulunan elementlerin dağılımı bir çok nedene bağlıdır, örneğin kütle çekimi nedeniyle ağır elementler güneş kütlesinin merkezine yakın dururken, ağır olmayan elementler Güneş'in dış katmanlarına yayılır. Özellikle Güneş'in içinde helyumun dağılımı dikkat çekmektedir. Helyumun dağılma sürecinin zamanla hızlandığı ortaya çıkarılmıştır Güneş'in dış katmanını oluşturan ışık yuvarın bileşimi, içinde bulunan döteryum, lityum, bor ve berilyum dışında, Güneş Sistemi'nin oluşumundaki kimyasal bileşime örnek olarak alınır. Güneş döngüleri; Uygun filtrelemeyle Güneş gözlemlendiğinde dikkati çeken etrafına göre daha soğuk olması sebebiyle daha koyu görünen belirli sınırlara sahip güneş lekeleridir. Güneş lekeleri, güçlü manyetik kuvvetlerin ısıyayımı engellediği ve sıcak iç bölgeden yüzeye doğru enerji transferinin azaldığı yoğun manyetik etkinliğin olduğu yerlerdir. Manyetik alan koronanın aşırı ısınmasına sebep 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 da 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 sonraki döngüde güney manyetik kutba sahip olur.

Güneş döngüsünün uzayın durumu üzerinde büyük etkisi vardır ve Dünya'nın ikliminde de önemli bir etki yapar. Güneş etkinliğinin minimumda olduğu dönemler soğuk hava sıcaklıklarıyla, normalden daha uzun süren güneş döngüleri de daha sıcak hava sıcaklıklarıyla bağlatılıdır. 17. yüzyılda güneş döngüsünün birkaç on yıl boyunca tamamen durduğu gözlemlenmiştir; bu dönemde çok daha az güneş lekesi görülmüştür. Küçük Buz Çağı (Maunder minimumu) diye bilinen bu dönemde Avrupa'da çok soğuk hava sıcaklıkları görülmüştür. Daha da önceleri benzer minimum dönemler ağaç halkalarının analiziyle ortaya konmuştur ve bu dönemler normalden daha düşük global hava sıcaklıklarıyla eşleşmektedir.
Olası uzun dönem döngü; Çok yeni bir teori Güneş'in çekirdeğindeki manyetik kararsızlıkların 41.000 ya da 100.000 yıllık süre içinde değişikliklere neden olduğunu öne sürmektedir. Bu kuram, buzul çağlarını Milankovitch döngülerinden daha net açıklayabilir. Astrofizik alanındaki bir çok kuram gibi bu da doğrudan test edilemez.
Güneş nötrino problemi; Uzun yıllar boyunca Dünya üzerinde tespit edilen Güneş'ten gelen nötrinoların sayısı standart Güneş modeline göre tahmin edilenin yarısı ile üçte biri arasında değişim göstermekteydi. 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 belirtiyordu.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 olduğunu ve gerçekten de salındıklarını gösterdi. Hatta, 2001 yılında Sudbury Nötrino Gözlemevi doğrudan üç tip nötrinoyu da tespit edebilmeyi başardı ve Güneş'in toplam nötino ışıma oranının standart Güneş modeli ile uyumlu olduğunu sonucunu çıkardı. Nötrino enerjisine bağlı olarak Dünya'da görünen nötrinoların üçte biri elktron nötrino tipindedir. Bu oran maddede nötrino salınımını açıklayan, madde etkisi de olarak bilinen Mikheyev - Smirnov-Wolfenstein etkisi ile tahmin edilen oranla birebirdir.
Korona ısınma problemi; Güneş'in optik yüzeyi ışık yuvar yaklaşık 6.000 K'lik bir sıcaklıktadır. Bunun üzerinde 1.000.000 K' lik güneş koronası bulunur. Koronanın bu aşırı yüksek sıcaklığı, ışık yuvardan doğrudan ısı iletimi dışında başka bir kaynaktan ısıtıldığını göstermektedir. Koronayı ısıtmak için gerekli olan enerjinin ışık yuvarın altında bulunan ısı yayımsal bölgedeki türbülanslı hareketten kaynaklandığı düşünülmüş ve koronanın nasıl ısındığına dair iki ana işleyiş önerilmiştir. Bunlardan birincisi dalga ısınmasıdır. Isıyayımsal bölgedeki türbülanslı hareket ses, kütle çekim ve manyeto hidrodinamik dalgalar üretir. Bu dalgalar yukarı doğru hareket eder ve koronada dağılarak enerjilerini ortamdaki gaza ısı olarak verir. İkincisi ise manyetik ısınmadır. Işık yuvarında hareketin sürekli olarak oluşturduğu manyetik enerji güneş püskürtüsü gibi büyük ve buna benzer küçük olaylarla yayılmaktadır.Alfven dalgaları dışında tüm dalgaların koronaya ulaşmadan önce dağıldıkları ortaya çıkarılmıştır. Alfven 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 araştırılmaktadır.
Sönük Genç Güneş Problemi; 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 gelişememesi gerekirdi. Ancak jeolojik kayıtlar Dünya'nın tarihi boyunca oldukça sabit bir sıcaklıkta kaldığını gösterir, hatta genç Dünya bugünden daha sıcaktır. Bilim insanları arasında varılan görüş birliği genç Dünyanın atmosferinde oldukça fazla miktarda sera gazlarının bulunması nedeniyle Güneş'ten gelen az enerjiyi atmosferde hapsettikleri fazla ısıyla dengeleyebildiğidir.
Manyetik Alan; Güneş'in dönen manyetik alanının gezegenler arası ortamda bulunan plazma üzerindeki etkisinden kaynaklanan Gün yuvar akım katmanı Güneş Sistemi'nin en uç noktalarına kadar uzanır. Güneş içinde bulunan tüm madde yüksek sıcaklıklardan ötürü gaz ve plazma halindedir. 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 sebep olur.Güneş'in dönen manyetik alanının gezegenler arası ortamda bulunan plazma üzerindeki etkisi Gün yuvar akım katmanını oluşturur. Bu katman farklı yönleri gösteren manyetik alanları ayırır. Gezegenler arası ortamda bulunan plazma aynı zamanda Dünya'nın yörüngesinde Güneş'in manyetik alanının kuvvetinden de sorumludur. Eğer uzay bir vakum olsaydı Güneş'in10−4 tesla manyetik dipol alanı uzaklığın küpüyle azalarak 10−11 tesla olacaktı. Ancak uydu gözlemleri bunun 100 kat daha fazla kuvvetli olduğunu ve 10−9 tesla civarında olduğunu göstermektedir. Manyeto hidrodinamik (MHD) kuram manyetik alan içindeki iletken bir akışkanın yine manyetik alan yaratan elektrik akımları indüklediğini söyler, yani bir MHD dinamo gibi hareket eder.
İlk çağlarda Güneş; Gökyüzü'nde bulunan parlak bir disk olan Güneş, ufuğun üzerindeyken gün, yokken gece olur kavrayışı İnsanoğlu'nun Güneş hakkındaki en temel görüşüdür. Tarih öncesi ve antik çağ dönemi kültürlerde Güneş'in bir tanrı olduğuna veya diğer doğaüstü olaylara sebep olduğuna inanılırdı. Güney Amerika'daki İnka ve günümüz Meksika'sındaki Aztek uygarlıklarında Güneş'e tapınma bulunmaktadır. Bir çok antik anıt Güneş ile ilgili fenomenlere göre yapılmıştır. Örneğin, taş megalitler oldukça doğru bir şekilde gündönümünü işaret eder. En tanınmış megalitler Nabta Playa, Mısır, İngiltere'de Stonehenge'dedir. Meksika'da Chichén Itzá'da bulunan El Castillo piramidi, ilkbahar ve sonbahar ekinokslarında merdivenlerden yukarı yılanların çıktığını gösteren gölgeler verecek şekilde tasarlanmıştır. Sabit yıldızlara göre Güneş tutulum boyunca zodyaktan geçerek bir yıl içinde tam tur atıyormuş gibi görünür, dolayısıyla da Yunan gökbilimciler tarafından yedi gezegenden biri olarak sayılırdı. Haftanın günlerine de bu yedi gezegenin adı verilmiştir.
Bilimsel bakışla Güneş; Güneş hakkında ilk bilimsel açıklamayı yapan insanlardan birisi Yunanlı filozof Anaxagoras Güneş'in tanrı Helios'un arabası olmadığını Peloponnez'den bile büyük devasa yanan bir metal top olduğunu söylemiştir. Bu sapkın düşünceyi öğrettiği için iktidardakiler tarafından tutuklanmış ve ölüm cezasına çarptırılmıştır ancak Perikles'in araya girmesiyle daha sonra serbest bırakılmıştır. Dünya ile Güneş arasındaki uzaklığı tam olarak ilk hesaplayan insan 3. yüzyılda Eratosthenes olmuştur. Bulduğu 149 milyon km uzaklık günümüzde kabul edilen uzaklık ile aynıdır.

Gezegenlerin Güneş'in etrafında döndüğü kuramını Yunan Samoslu Aristarchus ve Hintliler tarafından önerilmiştir. Bu görüş 16. yüzyılda Mikolaj Kopernik tarafından tekrar ele alınmıştır. 17. yüzyılın başında teleskobun bulunuşuyla güneş lekeleri Thomas Harriot, Galileo Galilei ve diğer gökbilimcileri tarafından detaylı olarak gözlemlenebilmiştir. Galileo, güneş lekelerinin Batı uygarlığında bilinen ilk gözlemlerini yapmış ve bunların Güneş ile Dünya arasında dolaşan küçük gök cisimleri olmadığını aksine Güneş'in yüzeyinde olduğunu varsaymıştır. Güneş lekeleri Han hanedanından beri gözlemlenmekte ve Çinli gökbilimciler tarafından yüzyıllardır kayıtları tutulmaktadır. 1672'de Giovanni Cassini ve Jean Richer mars olan uzaklığı belirledi, dolayısıyla da Güneş'e olan uzaklığı hesap edebildiler. Isaac Newton bir prizma kullanarak günışığını inceledi ve ışığın birçok renkten oluştuğunu gösterdi. 1800'de William Herschel güneş tayfının kırmızı bölümünün ötesinde kızılötesi ışımayı keşfetti. 1800'lerde Güneş'in spektroskopik incelenmesinde ilerlemeler kaydedilmiştir. Joseph von Fraunhofer tayf üstünde soğurma çizgilerinin ilk gözlemlerini gerçekleştirmiştir. Tayf üzerindeki en kuvvetli soğurma çizgilerinin adı günümüzde Fraunhofer çizgileri olarak bilinir. Güneş'ten gelen ışığı tayfı genişletildiğinde kayıp birçok renk bulunabilir.

Modern bilimsel dönemin başlarında Güneş enerjisinin kaynağı hala bilmeceydi. Lord Kelvin Güneş'in içerisinde barındırdığı ısıyı ışıyan, soğuyan sıvı bir nesne olduğunu önerdi. Kelvin ve Hermann von Helmholtz daha sonra enerji çıktısını açıklamak için Kelvin-Helmholtz işleyişini önerdi. Maalesef ortaya çıkan yaş tahmini jeolojik kanıtların önerdiği birkaç milyon yıldan çok daha az olan 20 milyon yıl kadardı. 1890'da güneş tayfında helyumu keşfeden Joseph Norman Lockyer, Güneş'in oluşumu ve gelişimi için kuyruklu yıldızlara dayanan bir varsayım öne sürdü.1904 yılına kadar kanıtlanmış bir çözüm getirilemedi. Ernest Rutherford Güneş'in enerji çıktısının iç ısı kaynağıyla devam ettirilebileceğini ve bunun da radyoaktif bozulma olabileceğini önerdi. Ancak Güneş enerjisinin kaynağı hakkındaki en önemli ipucunu sağlayan kişi ünlü kütle-enerji denkliği bağıntısı E = mc² ile Albert Einstein’ dır.

Arthur Eddington 1920'de Güneş'in çekirdeğinde bulunan basınç ve sıcaklıkların hidrojeni helyuma dönüştürecek bir nükleer füzyon tepkimesi için yeterli olduğunu, kütledeki değişiklikten de enerji oluşacağını önermiştir. Güneş'te bulunan hidrojenin baskınlığı 1925 yılında Cecilia Payne-Gaposchkin tarafından doğrulandı. Kuramsal füzyon kavramı 1930'larda astrofizikçiler Subrahmanyan Chandrasekhar ve Hans Bethe tarafından geliştirildi. Hans Bethe, Ayrıca Güneş'in enerjisini sağlayan iki ana nükleer tepkimeyi hesaplamıştır.1957 yeni ufuklar açan, "Yıldızlarda Elementlerin Sentezi" başlıklı bir bilimsel makale Margaret Burbridge tarafından yayınlandı. Makale evrende bulunan elementlerin Güneş gibi yıldızların içinde sentezlendiğini kanıtlayarak gösterdi. Bu açıklamalar günümüzde bilimin önemli ilerlemeleri olarak bilinir.

Güneş'i gözlemlemek için tasarlanmış ilk uydular NASA'nın 1959 ile 1968 yılları arasında fırlatılan Pioneer 5, 6, 7, 8 ve 9 uzay sondalarıdır. Bu sondalar, Dünyanınkine benzer uzaklıkta Güneş'in yörüngesinde kaldılar. Sondalar güneş rüzgarı ile güneş manyetik alanının ilk detaylı ölçümlerini gerçekleştirdiler. Pioneer 9 özellikle uzun bir zaman çalışır durumda kaldı ve 1987'ye kadar veri göndermeyi sürdürdü.

1970'lerde Helios 1 uzay sondası ve Skylab Apollo Teleskobu bilim insanlarına güneş rüzgar ve korona hakkında yeni veri sağladı. ABD - Almanya ortak girişimi olan Helios 1 uzay sondası, günberi rotasında Merkür'ün yörüngesine giren bir yörüngedeydi. NASA tarafından 1973'te fırlatılan Skylab uzay istasyonunun içinde Apollo Teleskobu denen bir güneş gözlem modülü de bulunmaktaydı. Skylab Güneş geçiş bölgesinin ve koronanın morötesi ışınımının ilk zamanlamalı gözlemlerini gerçekleştirdi. Buluşlar arasında koronodan kütle fırlatılması ve şimdilerde güneş rüzgarıyla yakın ilişkisi olduğu bilinen korona delikleri olmuştur. NASA tarafından 1980'de  Solar Maksimum uzay uydusu fırlatıldı. Bu uzay aracı yüksek güneş etkinliği sırasında güneş püskürtülerinde ortaya çıkan gama ışını, X ışını ve UV ışımasını gözlemlemek için tasarlanmıştı. Ancak fırlatmadan bir iki ay sonra bir elektronik hata sonucu sonda bekleme moduna girdi ve sonraki üç yılını bu şekilde geçirdi. 1984 yılında uzay mekiği Challenger STS-41C uyduyu bularak onardı. Haziran 1989'da Dünya atmosferine girene kadar Solar Maximum sondası binlerce korona görseli çekebildi. Japonya'nın 1991'de fırlatılan Yohkoh (Günışığı) uydusu X ışını dalga boyunda güneş püskürtülerini gözlemledi. Sondadan gelen veriler sayesinde bilimin sanları değişik tipte güneş püskürtülerini tanımlayabildiler. Ayrıca doruk etkinlik belgelerinden uzakta olan koronanın da eskiden düşünüldüğünün tersine daha dinamik ve etkin olduğu ortaya çıkarıldı. Yohkoh tam bir güneş döngüsünü gözlemledi ancak 2001de güneş tutulması sırasında bekleme moduna girdi ve Güneş ile olan bağlantısını yitirdi. 2005 yılında atmosfere yeniden girerken yok oldu.

Günümüze kadar en önemli güneş uzay görevlerinden biri Avrupa Uzay Ajansı ile NASA ortak projesi olan ve 02.12.1995' te fırlatılan SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) olmuştur. Başlangıcında iki yıllık bir görev için planlanan SOHO 2007 itibariyle on yılı aşkın bir süre etkinlik göstermiştir. Çok yararlı olduğunu kanıtlamasından 2008'de fırlatılacak devam görevi Solar Dynamics Observatory planlanmıştır. Dünya ile Güneş arasında Lagrange noktasına yerleştirilen SOHO fırlatıldığından beri değişik dalga boylarında Güneş'in görüntüsünü sürekli olarak iletmektedir. Doğrudan Güneş'i gözlemleyebilmesinin yanı sıra SOHO özellikle Güneş'in yanından geçerken yanan bir çok küçük kuyruklu yıldız dahil bir çok kuyruklu yıldızın keşfetti. Tüm bu uydular Güneş'i tutulum düzlemi üzerinden gözlemlemiştir, yalnızca ekvator bölgelerinin detayları mevcuttur. 1990 yılında Güneş'in kutup bölgelerini incelemek için Ulysses uzay sondası fırlatıldı. Önce Jüpiter'e kadar giderek burada 'sapan' etkisinden faydalanarak tutulum düzleminin üstünde bir yörüngeye oturdu. Tesadüfen çok yakından 1994 yılında Shoemaker-Levy 9 kuyruklu yıldızının Jüpiter ile çarpışmasını izleyebildi. Ulysses planlanan yörüngesine girdikten sonra güneş rüzgarını gözlemlemeye ve yüksek enlemlerde manyetik alan kuvvetini belirlemeye başladı. Yüksek enlemlerden çıkan güneş rüzgarının beklenenden daha düşük olarak 750 km/s hızla hareket ettiğini buldu. Ayrıca yüksek enlemlerden çıkan, galaktik kozmik ışınlar saçan büyük manyetik dalgaların varlığını keşfetti.

Işık yuvar'da bulunan elementlerin bolluğu günışığı tayflarından çok iyi bilinmektedir ancak Güneş'in içinin bileşimi çok iyi anlaşılamamıştır. Bir güneş rüzgarı örnek getirme görevi için kullanılan Genesis uzay aracı, gök bilimcilerinin güneş maddesi bileşimini doğrudan ölçebilmesi için tasarlanmıştı. Genesis 2004 yılında Dünya'ya döndü ancak iniş sırasında paraşütlerinden biri açılmadığı için zarar gördü. Aşırı derecede zarara rağmen bazı işe yarar örnekler ele geçirildi ve analizleri devam etmektedir. STEREO (The Solar Terrestrial Relations Observatory) görevi Ekim 2006'da fırlatılmıştır. İki eşlenik uzay aracı Güneş'in ve koronadan kütle fırlatımı gibi olayların stereoskopik fotoğrafını çekebilecek şekilde yörüngeye sokulmuşlardır.

Günışığı çok parlaktır ve çıplak gözle kısa süreler için Güneş'e bakmak acı verici olabilir ama özel olarak normal gözler için zararlı değildir. Güneş'e doğrudan bakıldığında gözde yıldız gibi parlamalar oluşur ve geçici olarak yarı körlüğe sebep olur. Aynı zamanda retinaya 4 milliwatt günışığı düşmesine, böylece retinanın hafifçe ısınarak, potansiyel olarak gözlerin zarar görmesine neden olur. UV ışınlarına maruz kalma sonucu aşamalı olarak gözün lensi yıllar sonra sararır ve katarakt oluşumuna neden olabilir. Doğrudan Güneş'e bakıldığında yaklaşık 100 dakika sonra UV kaynaklı güneş yanığı benzeri lezyonlar retina üzerinde oluşur, özellikle morötesi ışınlar yoğun ise. Gözler genç ise durum daha da kötüleşir, çünkü yaşlanan gözlerden daha fazla UV'den etkilenir. Güneş'i dürbün gibi ışığı yoğunlaştıran optik cihazlarla izlemek eğer UV ışınları filtre edecek uygun bir filtre yoksa çok zararlıdır. Filtresiz dürbünler çıplak gözün aldığından 500 kat daha fazla enerjinin retinaya gelmesini sağlayacağından retina hücrelerinin hemen ölmesine neden olur. Öğlen güneşine filtresiz dürbünle çok kısa bir süre bakmak bile kalıcı körlüğe neden olur. Güneş'i izlemenin güvenli bir yolu teleskop kullanarak görüntüsünü bir ekrana yansıtmaktır. Kısmi güneş tutulmalarını izlemek zararlıdır, çünkü gözbebekleri aşırı yüksek kontrasta uyumlu değildir. Gözbebeği ortamda bulunan toplam ışık miktarına göre genişler, ortamda bulunan en parlak nesneye göre değil. Kısmi tutulmalarda günışığının çoğunluğu Güneş'in önünden geçen Ay tarafından engellenir ama ışık yuvarın örtülmemiş kısımlarının yüzey parlaklığı normal günlerdeki ile aynıdır. Ortamın loş olması nedeniyle gözbebeği ~2 mm' den ~6 mm'ye büyür, ve günışığına maruz kalan her retina hücresi tutulmayan normalin on katı ışık alacaktır. Bu gözlemcinin gözünde kalıcı kör noktalara neden olacak şekilde hücreleri öldürebilir ya da hücrelere zarar verebilir. Hemen acı oluşmadığı için tecrübesiz gözlemciler ve çocuklar bu zararın farkına varamaz, bir kişinin görüşünün bozulması hemen anlaşılmaz.

Gündoğumu ve günbatımı esnasında günışığı Rayleigh saçılımı ve Mie saçılımı nedeniyle azalır. Dünya atmosferinden geçerken aldığı uzun yol nedeniyle çıplak gözle rahat bir şekilde seyredilebilecek kadar sönüktür. Pus, duman, toz ve yüksek nem ışığın azalmasına yardımcı olur. Güneşi izlemek için kullanılan ışık azaltıcı filtreler bu nedenle tasarlanır. Uydurularak yapılan filtreler UV ve IR ışınları geçirebilir dolayısıyla yüksek parlaklık düzeylerinde göze zararlı olabilir. Teleskoplarda kullanılan filtreler lensin ya da açıklığın üzerinde olmalı ama oküler mercekte olmamalıdır. Çünkü emilen günışığından kaynaklanan aşırı ısı bu filtrelerin aniden çatlamasına neden olabilir. 14 numaralı kaynak camı kabul edilebilir bir güneş filtresidir ama negatif siyah fotoğraf filmi değildir çünkü çok fazla kızılötesi ışını geçirir.