De zon - het meest massieve object in het zonnestelsel - is een populatie met een gele dwergster. Het is aan het zwaardere einde van zijn klasse van sterren, en zijn populatie I-status betekent dat het zware elementen bevat. De enige elementen in de kern zijn echter waterstof en helium; waterstof is de brandstof voor kernfusiereacties die continu helium en energie produceren. Op dit moment heeft de zon ongeveer de helft van zijn brandstof verbrand.

Hoe de zon gevormd is

Volgens de nevelhypothese is de zon ontstaan ​​als gevolg van de gravitationele ineenstorting van een nevel - een grote wolk van ruimte gas en stof. Terwijl deze wolk steeds meer materie tot zijn kern trok, begon het op een as te draaien en het centrale deel begon op te warmen onder de enorme druk die werd gecreëerd door de toevoeging van steeds meer stof en gassen. Bij een kritische temperatuur - 10 miljoen graden Celsius (18 miljoen graden Fahrenheit) - ontstond de kern. De fusie van waterstof tot helium zorgde voor een uiterlijke druk die de zwaartekracht onderdrukte om een ​​stabiele toestand te produceren die wetenschappers de 'hoofdreeks' noemen.

Het binnenste van de zon

De zon ziet eruit als een vormloos gele bol van de aarde, maar het heeft afzonderlijke interne lagen. De centrale kern, die de enige plaats is waar kernfusie plaatsvindt, strekt zich uit tot een straal van 138.000 kilometer (86.000 mijl). Verder strekt de stralingszone zich bijna drie keer zo ver uit en de convectieve zone reikt tot aan de fotosfeer. Met een straal van 695.000 kilometer (432.000 mijl) van het centrum van de kern, is de fotosfeer de diepste laag die astronomen direct kunnen waarnemen en is de zon het dichtst bij de oppervlakte.

Straling en convectie

De temperatuur in de kern van de zon ligt rond de 15 miljoen graden Celsius (28 miljoen graden Fahrenheit), die bijna 3.000 keer hoger is dan aan de oppervlakte. De kern is tien keer zo dicht als goud of lood en de druk is 340 miljard keer de atmosferische druk op het aardoppervlak. De kern- en stralingszones zijn zo dicht dat fotonen geproduceerd door reacties in de kern een miljoen jaar nodig hebben om de convectieve laag te bereiken. Aan het begin van die halfdoorlatende laag zijn de temperaturen voldoende afgekoeld om zwaardere elementen, zoals koolstof, stikstof, zuurstof en ijzer, hun elektronen te laten behouden. De zwaardere elementen vangen licht en warmte op en de laag "kookt" uiteindelijk, en brengt energie over op het oppervlak door convectie.

Fusion-reacties op de kern

Fusie van waterstof met helium in de kern van de zon verloopt in vier fasen. In de eerste, twee waterstofkernen - of protonen - botsen om deuterium te produceren - een vorm van waterstof met twee protonen. De reactie produceert een positron, dat botst met een elektron om twee fotonen te produceren. In de derde fase botst de deuteriumkern met een ander proton om helium-3 te vormen. In de vierde fase botsen twee helium-3-kernen om helium-4 te produceren - de meest voorkomende vorm van helium - en twee vrije protonen om de cyclus vanaf het begin voort te zetten. De netto energie die vrijkomt tijdens de fusiecyclus is 26 miljoen elektronvolts.