De Zon (meestal geschreven als zon, met een kleine letterIn het algemeen wordt dit woord met een kleine letter geschreven, maar de Taalunie staat het gebruik van een hoofdletter in de wetenschappelijke zin van de eigennaam van het hemellichaam toe.) is de ster die het dichtst bij de aarde staat en het centrum van het zonnestelsel vormt. De zon is een middelgrote ster in een buitenste arm van het Melkwegstelsel. Vanaf de aarde gezien is de zon verreweg het helderste object aan de hemel; de zon bepaalt dan ook het gebruikelijke onderscheid tussen dag en nacht. De zon is verantwoordelijk voor het overgrote deel van de warmte in de aardatmosfeer en is de belangrijkste bron van energie voor het leven op aarde.
De zon is opgebouwd uit zeer heet plasma. Ze bevat ruim 99% van de materie van het zonnestelsel, voornamelijk waterstof en helium. Het binnenste deel van de zon is zo heet en dicht dat er kernfusie plaatsvindt: iedere seconde wordt er ongeveer 600 miljoen ton waterstof omgezet in helium. De energie die daarbij vrijkomt, wordt grotendeels uitgestraald in de vorm van straling, waaronder zichtbaar licht. Het oppervlak van de zon vertoont een wisselend aantal zonnevlekken, die veroorzaakt worden door lokale magneetvelden.
De zon wordt geclassificeerd als een dwergster (gele dwerg). De zon ontwikkelde zich ongeveer 4,6 miljard jaar geleden en bevindt zich nu halverwege de hoofdreeks. Over enkele miljarden jaren zal de zon zijn volgende ontwikkelingsfase ingaan. Het waterstof binnen de zonnekern zal opraken, waardoor de kern onder zijn eigen gewicht ineenstort. De zon zal vervolgens in hitte en grootte toenemen (rode reus), en daarbij Venus en Mercurius verzwelgen en de aarde onbewoonbaar maken. Aan het eind van zijn levensloop zal de zon zijn buitenste lagen loslaten (planetaire nevelfase) en transformeren in een witte dwerg.
De zon heeft door zijn enorme invloed op mens en natuur een grote culturele en mythologische waarde. De zon werd en wordt in sommige culturen beschouwd als een godheid: zonnegoden duiken op in veel verschillende mythologieën. De synodische rotatie van de aarde en haar baan rond de zon vormen de basis van zonnekalenders, waaronder de Gregoriaanse kalender die wereldwijd veel gebruikt wordt.
Kenmerken thumb|De afmeting van de zon ten opzichte van de aarde (het lichte vlekje links) thumb|De structuur van sterren van hetzelfde type als de zon De zon is een middelgrote (straal 696.342 km) type G hoofdreeksster (spectraalklasse G2V). Ze heeft een massa van zo'n 1,989 × 1030 kg (1989 quadriljoen ton), gelijk aan 332.946 maal de massa van de aarde. De zon bevat 99,86% van de massa van het volledige zonnestelsel. Deze massa bestaat voornamelijk uit waterstof, in de buitenste lagen zo'n 91 molprocent of 70 massaprocent. Het andere veelvoorkomende element is helium, zo'n 9 molprocent of 28 massaprocent. In het centrum van de zon, waar door kernfusie waterstof wordt omgezet in helium, is het gehalte aan waterstof vermoedelijk lager (35 massaprocent) en dat aan helium hoger (63 massaprocent).
Type G sterren behoren tot de 15% helderste sterren van de Melkweg: de meeste sterren zijn veel kleiner (rode dwergen).http://adsabs.harvard.edu/full/2011JRASC.105..232B
Plaats in de vroege kosmologie Vanaf de aarde gezien lijkt de zon om de aarde te draaien; in de wetenschapsgeschiedenis heet dit idee het geocentrisme. Voor zover bekend was de Griekse astronoom Aristarchus van Samos de eerste die op grond van redeneringen veronderstelde dat de zon het middelpunt van de "kosmos" was, maar zijn leer werd verworpen ten gunste van die van Plato en Aristoteles. Zij beschouwden de zon als een planeet (letterlijk 'dwaalster'). Vijfhonderd jaar later paste Ptolemaeus de theorie van Plato en Aristoteles aan. Pas in de 18e eeuw werd het heliocentristische model, zoals uitgewerkt door Copernicus, algemeen erkend.
Afmetingen thumb|De grootte van de zon vergeleken met die van de planeten De zon heeft een diameter van 1.392.684 km met een onzekerheid van 130 km.Institute of Astronomy University of Hawaii "Space Observations of Mercury Transits Yield Precise Solar Radius" Dit komt overeen met een diameter van 109 maal die van de aarde, waarmee de zon het grootste hemellichaam in het zonnestelsel is. De aarde past er meer dan een miljoen keer in.Diederik Jekel, Bèta voor alfa's (2014). Op books.google.nl. Hierin: "De zon is enorm groot: de aarde past ongeveer een miljoen keer in de zon (...)". De straal van de zon is bijna twee keer zo groot als de afstand tussen de aarde en de maan. De oppervlakte van de zon bedraagt ruwweg 6,1 biljoen vierkante km. Dat is 12.500 maal zoveel als de oppervlakte van de aarde.
Afstand tot de aarde De gemiddelde afstand van de zon tot de aarde wordt astronomische eenheid (AE) genoemd; zij bedraagt ongeveer 149,6 miljoen km. Dat komt overeen met circa 8,317 lichtminuten, wat inhoudt dat het zonlicht er 8 minuten en 19 seconden over doet om de aarde te bereiken. De afstand varieert van 0,983 AE in het perihelium van de aarde (begin januari) tot 1,017 AE in het aphelium (begin juli).
Plaats in de Melkweg thumb|Plaats van de zon in de Melkweg De zon bevindt zich op ongeveer 27.000 lichtjaar van het centrum van ons sterrenstelsel de Melkweg (dit centrum is vermoedelijk een reusachtig zwart gat: Sagittarius A*), in de ongeveer 100.000 lichtjaar brede en 3000 lichtjaar dikke galactische schijf. Ten opzichte van naburige sterren beweegt de zon zich met een snelheid van 15 tot 20 in de richting van de apex in het sterrenbeeld Hercules. De zonsomgeving beweegt zich op zijn beurt met een snelheid van ongeveer in ongeveer 226 miljoen jaar eenmaal rond het centrum van ons sterrenstelsel.
Structuur thumb|De rotatie van de zon gedurende een maand. De zon is een bijna perfecte bol met een afplatting die geschat is op 0,000 008 77, hetgeen betekent dat de pooldiameter 11 km kleiner is dan de equatoriale diameter. De zon is niet vast, maar in plasmatoestand, waardoor verschillende rotatiesnelheden mogelijk zijn: de rotatiesnelheid aan de evenaar is hoger dan aan de polen. De rotatie aan de evenaar is ongeveer 25 dagen en aan de polen 36 dagen. Gezien vanaf haar noordpool draait de zon, net als de meeste objecten in het zonnestelsel, tegen de klok in. Doordat de zon in dezelfde richting roteert als de aarde, lijkt haar omwenteling gezien vanaf de aarde drie dagen langer te duren.
Kern
thumb|upright=1.2|Interne structuur van de zon. De verschillende lagen zijn op schaal getekend. Per laag zijn de dichtheid en temperatuur (in kelvin) aangegeven.
De kern is het gedeelte van de zon waar de dichtheid en de temperatuur hoog genoeg zijn om fusiereacties te veroorzaken. De kern strekt zich uit van het midden van de zon tot ongeveer een kwart van haar straal.
De zon krijgt haar energie voornamelijk door de zogenaamde proton-protoncyclus, mogelijk gemaakt door de enorme druk die de eigen zwaartekracht van de zon op de materie uitoefent, in de kern zo'n 2×1016 pascal. De temperatuur van de kern is ca. 15 miljoen kelvin. Daar vinden fusiereacties plaats waarin waterstofkernen (protonen) via enkele tussenstappen worden omgezet tot heliumkernen (alfadeeltjes, bestaande uit twee protonen en twee neutronen). Per seconde wordt ca. 700 miljoen ton waterstof in ca. 695 miljoen ton helium omgezet. Het verschil, 4,4 miljoen ton, wordt uitgestraald in de vorm van gammastraling (fotonen) en neutrino's. Guide to the Sun; p 47-53; 1995; Cambridge University Press, 1,6% van de energie wordt geproduceerd door de koolstof-stikstofcyclus.
De temperatuur van de kern zou te laag zijn voor kernfusie,De eerste stap in de proton-protoncyclus vereist dat twee protonen fuseren, maar bij deze temperatuur zijn de snelheden nog te laag om de elektrostatische afstoting te overwinnen. maar door het tunneleffect treden er toch fusiereacties op. De energieproductie van de zon per massa-eenheid is daardoor verrassend laag. Voor de gehele zon is dit 194 µW/kg, maar in de relatief kleine schil waar de fusie plaatsvindt is dat 150 maal zo veel. Ter vergelijking: Het menselijk lichaam produceert 1,3 W/kg. De energieproductie in het middelpunt van de zon is volgens theoretische modellen 276,5 W/m³, veel minder dan een kaarsvlam. Voor fusiereactoren op aarde zijn dan ook veel hogere temperaturen van het plasma nodig (150 miljoen K) en worden andere kernen gebruikt die makkelijker fuseren. De geringe energieproductie van de zon per massa-eenheid in combinatie met het feit dat kernreacties per massa-eenheid miljoenen keren zoveel energie opleveren als chemische reacties, zorgt ervoor dat het miljarden jaren duurt voordat de zon door haar energievoorraad heen is.
De meeste energie komt aanvankelijk vrij in de vorm van gammastraling. Deze straling heeft in het binnenste van de zon een zeer beperkte reikwijdte en steeds weer worden daar fotonen geabsorbeerd en opnieuw uitgezonden als fotonen van iets lagere energie. De energie doet er erg lang over om de buitenste lagen van de zon te bereiken. Schattingen variëren van 10.000 tot 170.000 jaar. Eén hoogenergetisch foton produceert tijdens dit proces uiteindelijk enkele miljoenen fotonen van lagere energie aan het oppervlak.
In tegenstelling tot de gevormde fotonen worden de tijdens kernfusie gevormde zonneneutrino's niet of nauwelijks geabsorbeerd in de zon. Ze bereiken de aarde in acht minuten. Een groot probleem bij zonnemodellen was het tekort aan neutrino's die op aarde worden gedetecteerd (op grond van de uitgestraalde energie kan namelijk het aantal en de aard van de neutrino's worden afgeleid). Dit verschil blijkt veroorzaakt te worden door neutrino-oscillatie. De gevormde neutrino's veranderen van smaak (e-neutrino's oscilleren naar mu- en tau-neutrino's) tijdens hun reis door de zon en worden daardoor moeilijker gedetecteerd.
Stralingszone In de stralingszone is de dichtheid van de zonnematerie hoog genoeg voor radiatief transport van warmte naar buiten. Dit houdt in dat het warmtetransport wordt veroorzaakt door opname en afgifte van fotonen en er geen transport van materie plaatsvindt (vergelijk met de bodem van een pan). De temperatuur neemt in deze zone af van 7 miljoen kelvin naar 2 miljoen kelvin. Ze strekt zich uit van de buitenkant van de kern tot 0,75 maal de straal van de zon.
Convectiezone Deze zone strekt zich uit vanaf 0,75 maal de straal van de zon tot het oppervlak. De temperatuur neemt in deze zone af van 2 miljoen kelvin naar 5300 kelvin. In deze zone is er naast radiatief transport ook sprake van convectie, doordat de dichtheid en de temperatuur niet meer toereikend zijn voor warmtetransport door alleen straling. Dit kan worden vergeleken met de waterstromen in een pan boven de hete bodem. Materie die wordt verhit door de radiatieve zone stijgt op en koelt af aan de oppervlakte. Dit systeem bestaat uit Bénard-cellen die zeshoekig van vorm zijn. Deze cellen vormen de granulatie van de zon, zichtbaar op zonnefoto's. thumb|De granulate van de zon Elke kolom veroorzaakt ook een eigen magnetisch veld. Het grotere magnetisch veld van de zon wordt waarschijnlijk gevormd in de overgangslaag van de stralings- naar de convectiezone; de tachocline. Het warmtetransport door convectie is veel sneller dan het transport door radiatie. Het duurt een week voordat het hete materiaal de fotosfeer bereikt.University of Montana
Fotosfeer thumb|De fotosfeer thumb|Stralingsintensiteit van het zonnespectrum van een zwart lichaam en boven en in de atmosfeer