De kern begint vanuit het centrum en strekt zich naar buiten uit om 25 procent van de straal van de zon te omvatten. De temperatuur is hoger dan 15 miljoen graden Kelvin [bron:Montana]. In de kern, zwaartekracht trekt alle massa naar binnen en creëert een intense druk. De druk is hoog genoeg om waterstofatomen te dwingen samen te komen in kernfusiereacties - iets wat we hier op aarde proberen na te streven. Twee waterstofatomen worden in verschillende stappen gecombineerd om helium-4 en energie te creëren:

1. Twee protonen vormen samen een deuteriumatoom (waterstofatoom met één neutron en één proton), een positron (vergelijkbaar met elektron, maar met een positieve lading) en een neutrino.
2. Een proton en een deuteriumatoom vormen samen een helium-3-atoom (twee protonen met één neutron) en een gammastraal.
3. Twee helium-3-atomen vormen samen een helium-4-atoom (twee protonen en twee neutronen) en twee protonen.

Deze reacties zijn goed voor 85 procent van de energie van de zon. De overige 15 procent komt van de volgende reacties:

1. Een helium-3-atoom en een helium-4-atoom vormen samen een beryllium-7 (vier protonen en drie neutronen) en een gammastraal.
2. Een beryllium-7-atoom vangt een elektron op en wordt een lithium-7-atoom (drie protonen en vier neutronen) en een neutrino.
3. De lithium-7 combineert met een proton om twee helium-4-atomen te vormen.

De helium-4-atomen zijn minder massief dan de twee waterstofatomen die het proces begonnen, dus het verschil in massa wordt omgezet in energie zoals beschreven door de relativiteitstheorie van Einstein (E=mc²). De energie wordt uitgestraald in verschillende vormen van licht:ultraviolet licht, Röntgenstralen, zichtbaar licht, infrarood, microgolven en radiogolven.

De zon zendt ook energierijke deeltjes uit (neutrino's, protonen) die deel uitmaken van de zonnewind . Deze energie treft de aarde, waar het de planeet verwarmt, drijft ons weer en levert energie voor het leven. We worden niet geschaad door de meeste straling of zonnewind omdat de atmosfeer van de aarde ons beschermt.

Het binnenste van de zon:stralings- en convectieve zones

Na het afdekken van de kern, het is tijd om zich naar buiten uit te breiden in de structuur van de zon. De volgende zijn de stralings- en convectieve zones.

De stralingszone strekt zich naar buiten uit vanaf de kern, goed voor 45 procent van de straal van de zon. In deze zone, de energie van de kern wordt naar buiten gedragen door fotonen, of lichtunits. Als één foton wordt gemaakt, het reist ongeveer 1 micron (1 miljoenste van een meter) voordat het wordt geabsorbeerd door een gasmolecuul. Bij absorptie, het gasmolecuul wordt verwarmd en zendt een ander foton van dezelfde golflengte opnieuw uit. Het opnieuw uitgezonden foton reist nog een micron af voordat het wordt geabsorbeerd door een ander gasmolecuul en de cyclus herhaalt zich; elke interactie tussen foton en gasmolecuul kost tijd. Ongeveer 10 ²⁵ in deze zone vinden absorpties en heremissies plaats voordat een foton het oppervlak bereikt, er is dus een aanzienlijke tijdsvertraging tussen een foton dat in de kern wordt gemaakt en een foton dat het oppervlak bereikt.

De convectieve zone , dat is de laatste 30 procent van de straal van de zon, wordt gedomineerd door convectiestromen die de energie naar de oppervlakte dragen. Deze convectiestromen zijn stijgende bewegingen van heet gas naast dalende bewegingen van koel gas, en het ziet eruit als glitter in een sudderende pan met water. De convectiestromen voeren fotonen sneller naar buiten naar het oppervlak dan de stralingsoverdracht die plaatsvindt in de kern en de stralingszone. Met zoveel interacties tussen fotonen en gasmoleculen in de stralings- en convectiezones, er is een foton nodig van ongeveer 100, 000 tot 200, 000 jaar om de oppervlakte te bereiken.

• Gemiddelde afstand tot de aarde :93 miljoen mijl (150 miljoen kilometer)
• Straal :418, 000 mijl (696, 000 kilometer)
• Massa :1.99 x 10 ³⁰ kilogram (330, 000 aardmassa's)
• Make-up (per massa) :74 procent waterstof, 25 procent helium, 1 procent andere elementen
• Gemiddelde temperatuur :5, 800 graden Kelvin (oppervlak), 15,5 miljoen graden Kelvin (kern)
• Gemiddelde dichtheid :1,41 gram per cm ³
• Volume :1,4 x 10 ²⁷ Kubieke meters
• Rotatieperiode :25 dagen (midden) tot 35 dagen (polen)
• Afstand vanaf het centrum van de Melkweg :25, 000 lichtjaar
• Orbitale snelheid/periode :138 mijl per seconde/200 miljoen jaar

De atmosfeer van de zon

We hebben eindelijk onze weg naar de oppervlakte gevonden. Laten we hierna de atmosfeer doornemen. Net als de aarde, de zon heeft een atmosfeer. Echter, de zon is samengesteld uit de fotosfeer, de chromosfeer en de corona .

De fotosfeer is het laagste gebied van de atmosfeer van de zon en is het gebied dat we kunnen zien. "Het oppervlak van de zon" verwijst meestal naar de fotosfeer, althans in lekentermen. Het is 180-240 mijl (300-400 kilometer breed) en heeft een gemiddelde temperatuur van 5, 800 graden Kelvin. Het lijkt korrelig of bruisend, net als het oppervlak van een sudderende pot water. De hobbels zijn de bovenoppervlakken van de convectiestroomcellen eronder; elke granulatie kan 600 mijl (1, 000 kilometer) breed. Als we door de fotosfeer gaan, de temperatuur daalt en de gassen, omdat ze koeler zijn, straal niet zoveel lichtenergie uit. Hierdoor zijn ze minder ondoorzichtig voor het menselijk oog. Daarom, de buitenrand van de fotosfeer ziet er donker uit, een effect genaamd ledemaat donker worden dat verklaart de heldere scherpe rand van het oppervlak van de zon.

De chromosfeer strekt zich uit boven de fotosfeer tot ongeveer 1, 200 mijl (2, 000 kilometer). De temperatuur stijgt over de chromosfeer van 4, 500 graden Kelvin tot ongeveer 10, 000 graden Kelvin. Men denkt dat de chromosfeer wordt verwarmd door convectie in de onderliggende fotosfeer. Terwijl gassen in de fotosfeer karnen, ze produceren schokgolven die het omringende gas verwarmen en het door de chromosfeer laten doordringen in miljoenen kleine pieken heet gas genaamd kruiden . Elke spicule stijgt tot ongeveer 3, 000 mijl (5, 000 kilometer) boven de fotosfeer en duurt slechts enkele minuten. Spicules kunnen ook langs magnetische veldlijnen van de zon volgen, die worden gemaakt door de bewegingen van gassen in de zon.

De corona is de laatste laag van de zon en strekt zich enkele miljoenen mijlen of kilometers naar buiten uit vanaf de andere sferen. Het is het beste te zien tijdens een zonsverduistering en in röntgenfoto's van de zon. De temperatuur van de corona is gemiddeld 2 miljoen graden Kelvin. Hoewel niemand zeker weet waarom de corona zo heet is, men denkt dat het wordt veroorzaakt door het magnetisme van de zon. De corona heeft lichte gebieden (hete) en donkere gebieden genaamd coronale gaten . Coronale gaten zijn relatief koel en men denkt dat het gebieden zijn waar deeltjes van de zonnewind ontsnappen.

Door telescoopbeelden kunnen we verschillende interessante kenmerken op de zon zien die hier op aarde effecten kunnen hebben. Laten we er drie bekijken:zonnevlekken, zonneprotuberansen en zonnevlammen.

Eigenschappen van de zon:zonnevlekken, Zonneprotuberansen en zonnevlammen