De zon is niet alleen de centrale bron van licht en warmte in ons zonnestelsel, maar ook een bron van historische, religieuze en wetenschappelijke inspiratie. Vanwege de belangrijke rol die de zon in ons leven speelt, is deze meer dan enig ander object in het universum bestudeerd, buiten onze eigen planeet Aarde. Tegenwoordig duiken zonnefysici in zijn structuur en activiteiten in om meer te begrijpen over hoe het en andere sterren werken.
Vanuit ons uitkijkpunt hier op aarde ziet de zon eruit als een geel-witte lichtbol in de lucht. Het ligt ongeveer 150 miljoen kilometer van de aarde, in een deel van de Melkweg genaamd de Orion Arm.
Zwaartekracht is de kracht die de planeten binnen het zonnestelsel in een baan houdt. De oppervlaktezwaartekracht van de zon is 274,0 m / s 2. Ter vergelijking: de zwaartekracht van de aarde is 9,8 m / s2. Mensen die op een raket nabij het oppervlak van de zon rijden en proberen te ontsnappen aan de zwaartekracht, zouden moeten versnellen met een snelheid van 2.223.720 km / u om weg te komen. Typisch voor mij sterk zwaartekracht!
De zon straalt ook een constante stroom deeltjes uit, de "zonnewind" genoemd, die alle planeten in straling baadt. Deze wind is een onzichtbare verbinding tussen de zon en alle objecten in het zonnestelsel en zorgt voor seizoensgebonden veranderingen. Op aarde heeft deze zonnewind ook invloed op de stromingen in de oceaan, ons dagelijks weeren ons langetermijnklimaat.
De zon is enorm. In volume bevat het het grootste deel van de massa in het zonnestelsel - meer dan 99,8% van alle massa van de planeten, manen, ringen, asteroïden en kometen gecombineerd. Het is ook vrij groot en meet 4.379.000 km rond zijn evenaar. Meer dan 1.300.000 aardes zouden erin passen.
De zon is een bol van oververhit gas. Het materiaal is verdeeld in verschillende lagen, bijna als een vlammende ui. Dit is wat er van binnenuit in de zon gebeurt.
Ten eerste wordt energie geproduceerd in het centrum, de kern genoemd. Daar smelt waterstof samen om helium te vormen. Het fusieproces creëert licht en warmte. De kern wordt verwarmd tot meer dan 15 miljoen graden van de fusie en ook door de ongelooflijk hoge druk van de lagen erboven. De eigen zwaartekracht van de zon compenseert de druk van warmte in zijn kern, waardoor deze in een bolvorm blijft.
Boven de kern liggen de stralende en convectieve zones. Daar zijn de temperaturen koeler, rond de 7.000 K tot 8.000 K. Het duurt een paar honderdduizend jaar voordat fotonen van licht uit de dichte kern ontsnappen en door deze gebieden reizen. Uiteindelijk bereiken ze het oppervlak, de fotosfeer genoemd.
Deze fotosfeer is de zichtbare 500 km dikke laag waaruit de meeste straling en licht van de zon eindelijk ontsnappen. Het is ook het beginpunt voor zonnevlekken. Boven de fotosfeer ligt de chromosfeer ("bol van kleur") die tijdens totale zonsverduisteringen kort kan worden gezien als een roodachtige rand. De temperatuur neemt gestaag toe met een hoogte tot 50.000 K, terwijl de dichtheid tot 100.000 keer lager wordt dan in de fotosfeer.
Boven de chromosfeer ligt de corona. Het is de buitenatmosfeer van de zon. Dit is het gebied waar de zonnewind de zon verlaat en het zonnestelsel doorkruist. De corona is extreem heet, meer dan miljoenen graden Kelvin. Tot voor kort begrepen zonnefysici niet helemaal hoe de corona zo heet kon zijn. Het blijkt dat miljoenen kleine flares, nanoflares genoemd, kan een rol spelen bij het opwarmen van de corona.
In vergelijking met andere sterren beschouwen astronomen onze ster als een gele dwerg en verwijzen ze ernaar als spectraal type G2 V. De grootte is kleiner dan veel sterren in de Melkweg. De leeftijd van 4,6 miljard jaar maakt het een ster van middelbare leeftijd. Hoewel sommige sterren bijna net zo oud zijn als het universum, ongeveer 13,7 miljard jaar, is de zon een ster van de tweede generatie, wat betekent dat deze zich goed heeft gevormd nadat de eerste generatie sterren was geboren. Een deel van het materiaal was afkomstig van sterren die nu al lang verdwenen zijn.
De zon vormde zich ongeveer 4,5 miljard jaar geleden in een wolk van gas en stof. Het begon te schijnen zodra zijn kern waterstof begon te smelten om helium te creëren. Het zal dit fusieproces nog zo'n vijf miljard jaar voortzetten. Wanneer het waterstof op raakt, begint het helium te smelten. Op dat moment zal de zon een radicale verandering ondergaan. De buitenatmosfeer zal zich uitbreiden, wat waarschijnlijk zal leiden tot de volledige vernietiging van planeet Aarde. Uiteindelijk zal de stervende zon krimpen om een witte dwerg te worden, en wat overblijft van zijn buitenatmosfeer kan naar de ruimte worden geblazen in een ietwat ringvormige wolk die een planetaire nevel wordt genoemd.
Zonnewetenschappers bestuderen de zon met veel verschillende observatoria, zowel op de grond als in de ruimte. Ze volgen veranderingen in het oppervlak, de bewegingen van zonnevlekken, de steeds veranderende magnetische velden, flares en coronale massa-ejecties, en meten de sterkte van de zonnewind.
De bekendste op de grond gebaseerde zonnetelescopen zijn het Zweedse 1-meter observatorium op La Palma (Canarische eilanden), de Mt Wilson observatorium in Californië, een paar zonne-observatoria op Tenerife op de Canarische eilanden, en anderen rond de wereld.
Draaiende telescopen geven ze een zicht van buiten onze atmosfeer. Ze bieden constant zicht op de zon en het constant veranderende oppervlak. Enkele van de bekendste ruimtegebaseerde zonnemissies zijn SOHO, deSolar Dynamics Observatory (SDO) en de tweeling STEREO ruimtevaartuig.