Die **Son** is die ster in die middel van die Sonnestelsel. Dit is 'n swaar, warm bol plasma, wat opgeblaas en verhit word deur energie wat deur kernfusiereaksies in sy kern opgewek word. 'n Deel van dié interne energie word van die fotosfeer af uitgestraal as lig, ultraviolet- en infrarooibestraling, en dit verskaf die meeste energie vir lewe op Aarde.

Die Son beweeg om die galaktiese sentrum van die Melkweg, op 'n afstand van 26 660 ligjare. Die Son se afstand van die Aarde af is gemiddeld 1 AE (1,496×108 km) of sowat 8 ligminute. Sy deursnee is sowat 1 391 400 km, 109 keer soveel as die Aarde s'n of vier keer die afstand tussen die Aarde en die Maan. Sy massa is sowat 330 000 keer dié van die Aarde, wat sowat 99,86% van die totale massa van die Sonnestelsel is.

Rofweg 'n driekwart van die Son se massa bestaan uit waterstof (~73%); die res is hoofsaaklik helium (~25%), met klein persentasies swaarder elemente, insluitende suurstof, koolstof, neon en yster.

Die Son is 'n hoofreeksster van klas G (G2V), wat informeel 'n "geeldwerg" genoem word, hoewel sy lig eintlik wit is. Dit is sowat 4,6 miljard (miljard = 109) jaar gelede gevorm, vanweë die swaartekraginstorting van materie in 'n groot molekulêre wolk. Die meeste van die materie het in die middel versamel, terwyl die res in 'n plat skyf gedruk is, en daaruit het die res van die Sonnestelsel gevorm. Die massa in sy middel het so dig geword dat kernfusie eindelik in die kern ontstaan het. Alle sterre vorm vermoedelik deur middel van dié proses.

Die Son skakel elke sekonde sowat 600 miljoen ton waterstof in helium om deur kernfusie, en verander in die proses 4 miljoen ton materie in energie. Dié energie, wat tussen 10 000 en 170 000 jaar kan neem om uit die kern te ontsnap, is die bron van die Son se lig en hitte. Ver in die toekoms, wanneer die kernfusie van waterstof in die Son se kern sal afneem tot op 'n punt waar die Son nie meer in hidrostatiese ewewig is nie, sal sy kern aansienlik digter en warmer word; dit sal sy buitenste lae laat uitsit en die Son eindelik in 'n rooireus verander. Dié proses sal die Son sowat 5 miljard jaar van nou af so groot maak dat die Aarde onbewoonbaar sal wees. Hierna sal die Son se kern sy buitenste lae wegstoot en 'n digte soort afkoelende sterkern word bekend as 'n witdwerg. Dit sal nie meer kernfusie ondergaan nie, maar sal steeds gloei en hitte afgee vanweë sy voormalige fusieprosesse.

Die enorme uitwerking van die Son op die Aarde is sedert prehistoriese tye besef en baie kulture het dit as 'n godheid beskou. Die sinodiese rotasie van die Aarde en sy wentelbaan om die Son is die basis van sommige sonkalenders. Die kalender wat vandag die meeste gebruik word, is die Gregoriaanse kalender, wat gebaseer is op die 16de-eeuse vertolking van die Son se waargenome beweging as werklike beweging.

Etimologie
----------

Die woord "son" kom in verskeie Germaanse tale voor – Engels: *sun*, Duits: *Sonne*, Oudengels: *sunne*, Nederlands: *zon* en vele meer. Al dié woorde kom van die Proto-Germaanse \*sunnōn. Dit hou ook verband met die woord vir "son" in ander takke van die Indo-Europese taalfamilie, hoewel 'n nominatiewe stam met 'n "l" in die meeste gevalle aangetref word, in plaas van die genitiewe stam met 'n "n", soos in Latyn: *sōl*, antieke Grieks: ἥλιος, *hēlios*) en Wallies: *haul*. Die "l" is soms wel ook in Proto-Germaans aangetref, en word gebruik in tale soos Sweeds en Deens (*solen*).

Die woord "son" word meestal in Afrikaanse verbindings gebruik, soos in sonlig en sonjaar. Die Griekse *helios* word soms gebruik, soos in die term heliosfeer, of die Engelse term *solar* word as "solêr" vertaal, soos in ekstrasolêre planeet.

Die sewende dag van die week is na die son genoem. Dit kom van die Nederlandse *zondag*, wat 'n leenvertaling van die Latynse *dies solis*, "dag van die son", is; dié dag is in die heidense outyd aan die son gewy.

Die sterrekundige simbool vir die son is 'n sirkel met 'n punt in: ☉. Dit word gebruik in eenhede soos *M*☉ (sonmassa), *R*☉ (sonradius) en *L*☉ (sonligsterkte).

Algemene kenmerke
-----------------

Die Son is 'n G-tipe hoofreeksster wat sowat 99,86% van die Sonnestelsel se massa beslaan. Dit het 'n absolute magnitude van 4,83, wat na raming helderder is as sowat 85% van die sterre in die Melkweg, waarvan die meeste rooidwerge is.

Die Son is 'n populasie I-ster, of een met baie swaar elemente. Sy vorming is dalk veroorsaak deur skokgolwe van 'n supernova naby aan hom. Dit word vermoed vanweë 'n hoë voorkoms van swaar elemente in die Sonnestelsel, soos goud en uraan, relatief tot die voorkoms van dié elemente in sogenaamde populasie II-sterre, met minder swaar elemente. 

Die Son is verreweg die helderste natuurlike voorwerp in die lugruim van die Aarde af gesien: Dit het 'n skynbare magnitude van -26,74. Dit is omtrent 13 miljard keer so helder as die tweede helderste voorwerp, die ster Sirius, met 'n skynbare magnitude van -1,46 (hoe laer die magnitude, hoe helderder die ster).

Die gemiddelde afstand tussen die Aarde en die Son se middelpunte word geneem as 1 AE (astronomiese eenheid), hoewel dié afstand wissel met sowat 2,5 miljoen km namate die Aarde tussen sy perihelium (naaste afstand) op omstreeks 3 Januarie en sy afelium (verste afstand) op omstreeks 4 Julie beweeg.

Op die gemiddelde afstand beweeg lig in sowat 8 minute 20 sekondes van die Son na die Aarde. Die energie van dié sonlig onderhou feitlik alle lewe op Aarde deur middel van fotosintese, en is die dryfkrag agter ons klimaat en weer.

Die Son het nie 'n definitiewe grens nie, maar sy digtheid neem eksponensieel af met 'n toename in afstand van die fotosfeer af. Vir die doel van meting: Die Son se radius word beskou as die afstand van sy middel af tot by die rand van die fotosfeer, wat sy skynbare sigbare oppervlak is. Met dié meting is die Son 'n byna perfekte sfeer met 'n platting van sowat 9 miljoenstes; dit beteken sy pooldeursnee verskil van sy ewenaardeursnee met net 10 km. Die gety-invloed van die planete is swak en het nie 'n groot invloed op die vorm van die Son nie.

Die Son roteer vinniger by sy ewenaar as by sy pole. Dit word veroorsaak deur konveksiebeweging vanweë hittevervoer en die Corioliskrag as gevolg van die Son se rotasie. In 'n verwysingsraamwerk wat deur die sterre gedefinieer word, is die Son se rotasieperiode sowat 25,6 dae by sy ewenaar en 33,5 dae by sy pole. Van die Aarde af gesien terwyl dit om die Son wentel, is die Son se skynbare rotasieperiode by sy ewenaar sowat 28 dae.

Samestelling
------------

Die Son bestaan hoofsaaklik uit die elemente waterstof en helium. In dié stadium van die Son se bestaan is dit onderskeidelik 74,9% en 23,8% van die massa van die Son in die fotosfeer. Alle swaarder elemente, wat in sterrekunde "metale" genoem word, maak minder as 2% van die massa uit: Die volopstes is suurstof (sowat 1%), koolstof (0,3%), neon (0,2%) en yster (0,2%).

Die Son se oorspronklike chemiese samestelling sou oorgeërf gewees het van die interstellêre medium waaruit dit gevorm het. Dit sou aanvanklik sowat 71,1% waterstof, 27,4% helium en 1,5% swaarder elemente bevat het. Die waterstof en die meeste helium in die Son sou geskep gewees het deur Oerknal-nukleosintese in die eerste 20 minute van die heelal, en die swaarder elemente is geskep deur sterre van vorige generasies voor die Son gevorm is, en sou in die interstellêre medium versprei het gedurende die finale stadiums van sterlewe en deur verskynsels soos supernovas.

Sedert die ontstaan van die Son is die belangrikste fusieproses die omskepping van waterstof in helium. Oor die afgelope 4,6 miljard jaar het die hoeveelheid helium en die ligging daarvan in die Son geleidelik verander. In die kern het die proporsie van helium van sowat 24% tot sowat 60% toegeneem vanweë fusie, en van die helium en swaarder elemente het van die fotosfeer na die middel van die Son beweeg as gevolg van swaartekrag. Die proporsies van die swaarder elemente het onveranderd gebly. 

Hitte word deur straling van die Son se kern af versprei eerder as deur konveksie; die fusieprodukte word dus nie deur hitte na buite vervoer nie, maar bly in die kern. Tans het 'n binnekern van helium begin vorm wat nie versmelt (gefuseer) kan word nie omdat die kern nog nie warm genoeg is om helium te versmelt nie. In die toekoms sal helium in die kern bly versamel, en oor sowat 5 miljard jaar sal dié opbou van helium veroorsaak dat die Son die hoofreeks verlaat en 'n rooireus word.

Die chemiese samestelling van die fotosfeer word gewoonlik beskou as verteenwoordigend van die samestelling van die oersonnestelsel. Die hoeveelheid swaarder elemente wat hier bo beskryf is, word gewoonlik gemeet deur beide spektroskopie van die Son se fotosfeer en die meet van hoeveelhede in meteoriete wat nog nie tot smeltpunt verhit is nie. Dié meteoriete het vermoedelik die samestelling van die protostellêre Son behou en word dus nie geraak deur die huidige hoeveelhede swaarder elemente in die Son nie. Die twee metodes werk gewoonlik goed saam.

Struktuur en fusie
------------------

'n Illustrasie van die Son se struktuur (in vals kleure ter wille van kontras).
### Kern

Die Son se kern strek van sy middel tot omtrent 20-25% van die sonradius. Dit het 'n digtheid van tot 150 g/cm3 (sowat 150 keer die digtheid van water) en 'n temperatuur van naby 15,7 miljoen kelvin (K). In vergelyking hiermee is die Son se oppervlaktemperatuur sowat 5 800 K. Volgens onlangse ontledings van die Solar and Heliospheric Observatory- (SOHO)-sending is die rotasietempo in die kern vinniger as in die stralingsone daarbo.

Deur die grootste deel van die Son se bestaan word energie in die kernstreek opgewek deur kernfusie deur middel van die proton–proton-ketting; dié proses skakel waterstof in helium om. Tans kom net sowat 0,8% van die energie wat opgewek word van 'n ander reeks fusiereaksies wat die CNO-siklus (koolstof-stikstof-suurstof-siklus) genoem word, hoewel dié deel na verwagting sal toeneem namate die Son ouer en helderder word.

Die kern is die enigste streek van die Son waar 'n aansienlike hoeveelheid termiese energie deur fusie opgewek word; 99% van die krag word binne die eerste 24% van die sonradius opgewek, en by 30% van die radius hou fusie feitlik heeltemal op. Die res van die Son word deur dié energie verhit terwyl dit deur baie opeenvolgende lae na buite en eindelik na die fotosfeer beweeg, van waar dit in die ruimte ontsnap deur straling (fotone) of adveksie (massiewe deeltjies).

'n Illustrasie van die proton-proton-reaksieketting van waterstof in deuterium, helium-3 en gewone helium-4.
Die proton-proton-ketting kom omtrent 9,2×1037 keer per sekonde voor en skakel elke sekonde sowat 3,7×1038 protone in alfadeeltjies (heliumkerns) om (uit altesaam ~8,9×1056 vrye protone in die Son), of sowat 6,2×1011 kg/s. Elke proton vat egter gemiddeld sowat 9 miljard jaar om deur die PP-ketting met ander te versmelt. Deur vier vrye protone (waterstofkerns) in 'n enkele alfadeeltjie (heliumkern) om te skakel, word sowat 0,7% van die gefuseerde massa as energie opgewek; die Son laat dus energie vry teen 'n massa-energie-omskakelingstempo van 4,26 miljoen ton per sekonde (wat 600 metrieke megaton waterstof gebruik) vir 384,6 jottawatt (3,846×1026 W) of 9,192×1010 megaton TNT per sekonde. 

Die groot kraguitset van die Son is hoofsaaklik vanweë sy grootte en die groot digtheid in sy kern (in vergelyking met die Aarde en voorwerpe op die Aarde), met net 'n relatief klein hoeveelheid krag wat per kubieke meter opgewek word. Teoretiese modelle van die Son se binnekant dui op 'n maksimum kragdigtheid, of energie-opwekking, van sowat 276,5 watt per kubieke meter in die middel van sy kern, wat volgens die Australiese wetenskapkommentator Karl Kruszelnicki omtrent dieselfde kragdigtheid is as in 'n komposhoop.

Die fusietempo in die kern is in 'n selfkorrigerende ewewig: 'n Effens hoër fusietempo sal veroorsaak dat die kern warmer word en effens sal uitsit teenoor die gewig van die buitenste lae; dit sal die digtheid en dus fusietempo laat afneem en die versteuring korrigeer. 'n Effens laer tempo sal veroorsaak dat die kern effens afkoel; dit sal die digtheid en fusietempo laat toeneem om dit te herstel.

### Stralingsone

'n Illustrasie van verskillende sterre se interne struktuur. Die Son, in die middel, het 'n binneste stralingsone en 'n buitenste konveksiesone.
Die stralingsone is die dikste laag van die Son, teen 0,45 sonradius. Van die kern na buite, tot omtrent 0,7 sonradius, is termiese straling die primêre manier van energieoordrag.

Die temperatuur neem af hoe verder van die kern af, van sowat 7 miljoen tot 2 miljoen K. Die temperatuurgradiënt is te klein vir konveksie en daarom vind energieoordrag deur straling plaas. Ione van waterstof en helium straal fotone uit wat net 'n klein afstand beweeg voordat hulle weer deur ander ione geabsorbeer word.

Die digtheid neem tussen 0,25 sonradius en 0,7 radius, die bokant van die stralingsone, honderdvoudig af van 20 000 kg/m3 tot 200 kg/m3.

### Konveksiesone

Die Son se konveksiesone strek van 0,7 sonradius (500 000 km) tot naby die oppervlak. In dié laag is die sonplasma nie dig of warm genoeg om die hitte-energie van die binnekant na buite te verplaas deur middel van straling nie. Die digtheid van die plasma is wel laag genoeg dat konveksiestrome ontwikkel om die Son se energie na sy oppervlak te vervoer. Wanneer die plasma net onder die oppervlak van die fotosfeer afkoel, neem die digtheid daarvan toe en sink dit na die onderkant van die konveksiesone, waar dit weer warmer word en styg, en die konveksiesiklus duur voort. By die fotosfeer neem die temperatuur af tot 5 700 K (350-voudig) en die digtheid tot net 0,2 g/m3 (sowat 1/10 000 van die digtheid van lug by die seevlak op Aarde en 'n miljoenste van dié van die binneste laag van die Son se konveksiesone).

Die termiese kolomme van die konveksiesone is op die oppervlak van die Son te sien as 'n korrelrige voorkoms. Dié termiese kolomme het rofweg die vorm van seshoekige prismas.

### Fotosfeer

'n Hoëresolusiefoto van die Son se oppervlak.
Die sigbare deel van die Son, die fotosfeer, is die laag onder die een waar die Son se lig deurskynend word. Fotone wat in dié laag geskep word, ontsnap van hier deur die deurskynende sonatmosfeer daarbo en word sonstraling, of sonlig. Die verandering in deursigtigheid is vanweë die afname van die hoeveelheid H--ione, wat sigbare lig maklik absorbeer. Die omgekeerde hiervan is die sigbare lig wat ons sien wat geskep word wanneer elektrone met waterstofatome reageer om H--ione te vorm.

Die fotosfeer is tienhonderde kilometers dik en is effens minder ondeursigtig as lug op Aarde. Omdat die boonste deel van die fotosfeer koeler as die onderste deel is, lyk 'n foto van die Son helderder in die middel as aan die rand van die sonskyf; die verskynsel is bekend as randverdonkering. Die spektrum van sonlig is min of meer gelyk aan dié van 'n swartliggaam wat teen 5 777 K (5 504 °C) uitstraal, onderbreek deur absorpsielyne van die atome in die yl lae bo die fotosfeer. Die fotosfeer is nie ten volle geïoniseer nie (ionisasie is sowat 3%), en daarom is feitlik al die waterstof in atoomvorm.

In vroeë studies van die optiese spektrum van die fotosfeer is absorpsielyne ontdek wat nie ooreenstem met enige chemiese element op Aarde nie. In 1868 het die Engelse sterrekundige Norman Lockyer die hipotese ontwikkel dat dié absorpsielyne veroorsaak word deur 'n nuwe element, wat hy "helium" genoem het, na die Griekse songod Helios. Eers 25 jaar later is helium op Aarde geïsoleer.

### Atmosfeer

Die Son se atmosfeer bestaan uit verskeie dele: die fotosfeer (sigbaar onder normale omstandighede), die chromosfeer, die oorgangstreek, die korona en die heliosfeer. Tydens 'n algehele sonsverduistering word die fotosfeer geblokkeer en word die korona sigbaar.

Die koelste laag van die Son is 'n streek wat tot sowat 500 km bo die fotosfeer strek; dit het 'n temperatuur van sowat 4 100 K. Dié deel van die Son is koel genoeg dat eenvoudige molekules soos koolstofmonoksied en water kan bestaan, wat in absorpsiespektrums waargeneem kan word. Die chromosfeer, oorgangstreek en korona is baie warmer as die oppervlak van die Son. Die rede word nie goed verstaan nie, maar daar is bewyse dat Alfvéngolwe genoeg energie kan hê om die korona te verhit.

Die Son se oorgangstreek.
Bo die laag met die laagste temperatuur is 'n laag van sowat 2 000 km dik, wat oorheers word deur 'n spektrum van emissie- en absorpsielyne. Dit word die chromosfeer genoem, van die Griekse wortel *chroma*, "kleur", omdat die chromosfeer as 'n gekleurde flits sigbaar is aan die begin en einde van 'n algehele sonsverduistering. Die temperatuur van die chromosfeer neem geleidelik toe met hoogte, tot sowat 20 000 K naby die bokant. In die boonste deel van die chromosfeer word helium gedeeltelik geïoniseer.

Bo die chromosfeer, in 'n dun oorgangstreek van sowat 200 km, styg die temperatuur vinnig van omtrent 20 000 K in die boonste chromosfeer tot die koronatemperatuur van nader aan 1 000 000 K. Die toename in temperatuur word bewerkstellig deur die volle ionisering van helium in die oorangstreek, wat die verkoeling van die plasma aansienlik laat afneem. Die oorgangstreek het nie 'n goed gedefinieerde hoogte nie, maar is in 'n konstante, chaotiese beweging. Die oorgangstreek kan nie eintlik van die Aarde af gesien word nie, maar is redelik maklik waarneembaar uit die ruimte met instrumente wat sensitief is vir die uiterste ultravioletdeel van die spektrum.

Tydens 'n algehele sonsverduistering kan die Son se korona met die blote oog gesien word in die kort tydjie wanneer die Son heeltemal verduister is.
Die korona is die Son se volgende laag. Die lae korona, naby die Son se oppervlak, het 'n deeltjiedigtheid van sowat 1015 m-3 tot 1016 m-3. Die gemiddelde temperatuur van die korona en sonwind is sowat 1 miljoen tot 2 miljoen K; in die warmste streke is dit egter 8 miljoen tot 20 miljoen K. Geen volledige teorie bestaan om dié hoë temperature te verduidelik nie. Die korona is die uitgebreide atmosfeer van die Son en het 'n volume wat baie groter is as die volume wat deur die fotosfeer omsluit word. Die uitvloei van plasma van die Son na die interplanetêre ruimte is die sonwind. Dit vloei miljarde kilometers ver deur die Sonnestelsel, tot ver anderkant die Kuipergordel, waar Pluto is, totdat dit die grensskok teenkom, waar sy snelheid skielik afneem vanweë die druk van buite in die interstellêre medium.

Die heliosfeer, die yl buitenste atmosfeer van die Son, is met sonwindplasma gevul. Dié buitenste laag van die Son begin volgens definisie op 'n afstand waar die vloei van die sonwind vinniger word as die spoed van Alfvéngolwe, by sowat 20 sonradiusse (0,1 AE). In Desember 2004 het die Voyager 1-ruimtetuig deur 'n boegskok beweeg wat vermoedelik deel van die heliopouse is. Laat in 2012 het Voyager 1 'n duidelike toename in die botsing van kosmiese strale aangeteken, asook 'n skerp afname in laerenergiedeeltjies van die sonwind, wat daarop gedui het dat die tuig deur die heliopouse (die heliosfeer se buitegrens) beweeg en die interstellêre medium binnegegaan het. Dit het op 25 Augustus 2012 inderdaad gebeur by sowat 122 AE van die Son af. Voyager 2 het op 5 November 2018 die heliopouse verbygesteek. Omdat die heliopouse die grens is tussen materie van die Son afkomstig en dié wat in die res van die sterrestelsel ontstaan, is ruimtetuie wat die heliosfeer verbysteek (soos die twee Voyagers) in die interstellêre ruimte. Die heliosfeer het 'n stert wat agter hom uitstrek vanweë die Son se beweging.

Op 28 April 2021, tydens sy agtste verbyvlug van die Son, het Nasa se Parker-sontuig die spesifieke magnetiese en deeltjietoestande by 18,8 sonradiusse teengekom wat daarop gedui het dat dit die Alfvénoppervlak verbygesteek het; dit is die grens wat die korona van die sonwind skei soos gedefinieer as waar die koronaplasma se Alfvénsnelheid en die snelheid van die sonwind ewe groot is. Die tuig het die sonwindplasma se omgewing met sy instrumente gemeet. Nasa het dié gebeurtenis beskryf as "om aan die Son te raak".

Gedurende die verbyvlug het die tuig verskeie kere in en uit die korona gevlieg. Dit bevestig voorspellings dat die Alfvénoppervlak nie soos 'n gladde bal gevorm is nie, maar pieke en valleie het.

### Sonlig

Die Son soos gesien deur 'n ligte mis.
Die Son straal die hele sigbare spektrum uit en dit is dus wit wanneer dit uit die lug of hoog in die lug gesien word. Wanneer die Son baie laag in die lug sit, laat atmosferiese verstrooiing dit geel, rooi, oranje of magenta lyk, of selfs soms groen of blou. Ondanks sy tipiese witheid (wit sonstrale, wit beligting van die Maan, ens.) beskou sommige kulture dit as geel of selfs rooi; oor die redes hiervoor word gedebatteer. Die Son is 'n G2V-ster, met "G2" wat sy oppervlaktemperatuur van sowat 5 778 K (5 505 °C) aandui, en "V" omdat dit soos die meeste sterre 'n hoofreeksster is.

Die sonkonstante (*GSC*) is die gemiddelde elektromagnetiese straling van die Son per eenheidsoppervlakte. Dit word gemeet op 'n oppervlak loodreg met die strale, 1 AE van die Son af (rofweg die afstand van die Son na die Aarde). Dit is sowat 1 368 watt per meter2. Sonlig op die oppervlak van die Aarde word deur die atmosfeer verswak tot omtrent 1 000 watt per meter2 in helder toestande wanneer die Son naby sy senit, of reg bo die waarnemer se kop, is.

Sonlig aan die bokant van die Aarde se atmosfeer bestaan uit sowat 50% infrarooilig, 40% sigbare lig en 10% ultravioletlig. Die atmosfeer filter meer as 70% van die ultravioletlig uit, veral by die korter golflengtes. Die ultravioletstraling ioniseer die boonste atmosfeer van die Aarde se dagkant en skep so die elektries geleidende ionosfeer.

Die Son se ultravioletlig het antiseptiese eienskappe en kan gebruik word om gereedskap en water te ontsmet. Dit veroorsaak ook sonbrand en het ander biologiese uitwerkings soos die vervaardiging van vitamien D en die verdonkering van die vel. Dit is ook die hoofoorsaak van velkanker. Ultravioletlig word baie deur die Aarde se osoonlaag verswak. Dit wissel baie na gelang van die hoogte en het baie biologiese aanpassings teweeggebring, soos variasies in die mens se velkleur in verskillende streke van die wêreld.

Magnetiese aktiwiteit
---------------------

Die Son het 'n magneetveld wat oor sy oppervlak wissel. Sy poolveld is 1-2 gauss (0,0001-0,0002 tesla), terwyl die veld gewoonlik 3 000 gauss (0,3 T) is in verskynsels op die Son soos sonvlekke en 10-100 gauss (0,001-0,01 T) in vuurtonge. Die magneetveld wissel van tyd tot tyd en van plek tot plek. Die sonsiklus van 11 jaar is die grootste wisseling, waarin die aantal sonvlekke en hulle grootte toe- en afneem.

Die magneeetveld strek veel verder as die Son self. Die elektries geleidende sonwind dra die Son se magneetveld die ruimte in en vorm wat die interplanetêre magneetveld genoem word. Plasmadeeltjies beweeg net met magneetveldlyne langs. Daarom verleng die sonwind die interplanetêre magneetveld na buite.

Op groot afstande verdraai die Son se rotasie die dipolêre magneetveld in 'n soort Archimedesspiraal wat die Parkerspiraal genoem word. Die interplanetêre magneetveld is baie sterker as die dipoolkomponent van die sonmagneetveld. Die Son se dipoolmagneetveld van 50-400 μT (by die fotosfeer) word 0,1 nT op 'n afstand na die Aarde. Volgens waarnemings deur ruimtetuie is die interplanetêre veld by die Aarde egter sowat 5 nT, sowat honderd keer groter. Die verskil is vanweë magneetvelde wat deur elektriese strome in die plasma om die Son opgewek word.

### Sonvlekke

Sonvlekke soos gesien deur 'n amateurteleskoop.
Sonvlekke is sigbaar as donker kolle op die Son se fotosfeer en is konsentrasies van die magneetveld waar die konvektiewe vervoer van hitte van die binnekant van die Son na die oppervlak verhinder word. Sonvlekke is dus effens koeler as die omringende fotosfeer en lyk daarom donker. By 'n tipiese sonminimum is min sonvlekke sigbaar, en soms kan geen sonvlekke gesien word nie. Dié wat wel verskyn, is by hoër breedtegrade. Namate die sonsiklus na sy maksimum aanbeweeg, is sonvlekke geneig om nader aan die sonewenaar te vorm. Die grootste sonvlekke kan tienduisende kilometers breed wees.

### Sonaktiwiteit

Die Son se magneetveld lei tot baie verskynsels, wat saam as sonaktiwiteit bekend is. Sonvlamme en plasmawolke is geneig om by groepe sonvlekke voor te kom. Stadig veranderende hoëspoedstrome sonwind word uit koronaholtes op die oppervlak van die fotosfeer vrygelaat. Beide plasmawolke en vinnige strome sonwind dra plasma en die interplanetêre magneetveld deur die Sonnestelsel. Die uitwerking van sonaktiwiteit op Aarde sluit in auroras by gemiddelde tot hoë breedtegrade en die versteuring van radiokommunikasie en elektrisiteit. Sonaktiwiteit het vermoedelik 'n groot rol gespeel in die vorming en evolusie van die Sonnestelsel.

Lewensfases
-----------

*Die hoofartikel vir hierdie afdeling is: Sterevolusie.*
'n Oorsig van die evolusie van 'n ster soos die Son.
Die Son is tans rofweg halfpad deur die stabielste stadium van sy bestaan. Dit het in meer as 4 miljard jaar nie drasties verander nie en sal nog sowat 5 miljard jaar redelik stabiel wees. Nadat die fusie van waterstof in sy kern opgehou het, sal die Son egter drastiese veranderings ondergaan, beide inwendig en uitwendig. Dit is swaarder as 71 of 75 ander sterre binne 16 ligjare (5 parsek) van hom af, of in die boonste ~5 persent.

### Vorming

Die Son het sowat 4,6 miljard jaar gelede gevorm uit die instorting van 'n reusagtige molekulêre wolk wat hoofsaaklik uit waterstof en helium bestaan het en moontlik tot die vorming van baie ander sterre gelei het. Die ouderdom word geraam deur rekenaarmodelle van sterevolusie en deur nukleokosmochronologie. Die resultaat stem ooreen met radiometriese datering van die oudste materiaal van die Sonnestelsel op 4,567 miljard jaar gelede.

Studies van antieke meteoriete onthul spore van stabiele dogterkerns van isotope met 'n kort leeftyd, soos yster-60, wat net in ontploffende sterre met 'n kort bestaan gevorm word. Dit dui daarop dat een of meer supernovas voorgekom het naby die plek waar die Son gevorm het. 'n Skokgolf van 'n nabygeleë supernova sou die vorming van die son veroorsaak het deur die materie in die molekulêre wolk saam te pers en mee te bring dat sekere streke onder hulle eie swaartekrag instort. Terwyl een fragment van die wolk ingestort het, het dit ook begin roteer vanweë hoekmomentum en warmer geword vanweë die groter druk.

'n Groot deel van die massa het in die middel gekonsentreer geraak, terwyl die res in 'n skyf platgedruk is wat die planete en ander liggame van die Sonnestelsel sou vorm. Swaartekrag en druk in die kern van die wolk het baie hitte opgewek terwyl dit nog materie van die omringende skyf versamel het. Eindelik het kernfusie ontstaan.

Die sterre HD 162826 en HD 186302 toon baie ooreenkomste met die Son en het vermoedelik uit dieselfde molekulêre wolk gevorm.

### Hoofreeks

Die evolusie van 'n ster soos die Son. Die spoor van 'n ster van een sonmassa op die Hertzsprung-Russell-diagram word getoon van die hoofreeks na die post-asimptotiese reusetak.
Die Son is amper halfpad deur sy hoofreeksfase, waartydens kernfusie in sy kern waterstof in helium versmelt. Elke sekonde word meer as 4 miljoen ton materie in die Son se kern in energie omgeskakel. Teen dié tempo het die Son tot dusver omtrent 100 keer die massa van die Aarde in energie omgeskakel, wat sowat 0,03% van die totale massa van die Son is. Die Son sal sowat 10 miljard tot 11 miljard jaar 'n hoofreeksster bly voordat dit sy rooireusfase binnegaan.

Die Son word algaande warmer in sy kern, warmer op sy oppervlak, groter in radius en helderder terwyl hy 'n hoofreeksster is: Sedert dit in dié fase is, het sy radius 15% groter geword en sy temperatuur toegeneem van 5 620 K (5 350 °C) tot 5 777 K (5 504 °C). Dit het gelei tot 'n toename van 48% in sy helderheid, van 0,677 sonligsterkte tot sy huidige 1 sonligsterkte. Dit is omdat die heliumatome in die kern 'n hoër gemiddelde molekulêre gewig het as die waterstofatome wat versmelt is, en dit lei tot 'n laer termiese druk. Die kern krimp dus en laat die Son se buitenste lae toe om nader na die middel te beweeg. Dit laat swaartekrag- potensiële energie vry. Die helfte van dié vrygestelde swaartekragenergie word gebruik vir verhitting, wat lei tot 'n geleidelike toename in die tempo waarteen fusie plaasvind en dus 'n toename in ligsterkte. Dié proses neem toe namate die kern geleidelik digter word.

Op die oomblik neem die Son se helderheid elke 100 miljoen jaar met sowat 1% toe. Oor sowat 'n miljard jaar sal alle water op Aarde verdamp het. Daarna sal die Aarde nie meer komplekse, veelsellige lewe kan onderhou nie en die laaste oorblywende veelsellige organismes sal 'n finale, algehele massauitsterwing beleef.

### Die Son later

Die grootte van die Son nou, terwyl hy in die hoofreeks is, in vergelyking met sy geraamde grootte in die toekoms as 'n rooireus.
Die Son se massa is nie groot genoeg dat dit as 'n supernova sal ontplof nie. Wanneer die waterstof in sy kern oor sowat 5 miljard jaar op is, sal waterstoffusie ophou en niks sal die kern keer om te krimp nie. Die vrylating van swaartekrag- potensiële energie sal sy ligsterkte laat toeneem; sy hoofreeksfase sal eindig en dit sal oor die volgende miljard jaar uitsit: eers tot 'n subreus en daarna tot 'n rooireus. Die verhitting vanweë swaartekragkrimping sal ook daartoe lei dat die waterstoffusie sal verskuif na 'n skil net buite die kern, waar ongebruikte waterstof oorgebly het, en dit sal bydra tot die verhoogde ligsterkte. Die Son sal eindelik 1 000 keer so helder as vandag wees.

Wanneer die Son sy rooireusfase binnegaan, sal dit Mercurius en dalk Venus verswelg; sy buitenste skille sal tot sowat 0,75 AE uitsit. Die Son sal sowat 'n miljard jaar in dié fase deurbring en sowat 'n derde van sy massa verloor.

Ná die rooireusfase sal die Son sowat 120 miljoen jaar nog 'n aktiewe bestaan voer, maar baie sal gebeur. Eerstens sal die kern van ontaarde helium gewelddadig aan die brand slaan; daar word geraam dat 6% van sy kern, wat self 40% van die Son se massa uitmaak, binne minute in koolstof omgeskakel sal word deur die tripel-alfaproses. Die Son sal dan krimp tot sowat 10 keer sy huidige grootte en 50 keer sy huidige ligsterkte, met 'n temperatuur van effens laer as vandag. Oor die volgende 100 miljoen jaar sal dit effens groter en helderder word terwyl dit helium in sy kern versmelt.

Wanneer die helium uitgeput is, sal die Son weer groter word soos toe die waterstof in die kern opgeraak het. Dié keer sal dit egter vinniger gebeur en die Son sal groter en helderder as die vorige keer word. Dit sal Venus verswelg as dit nie die vorige keer reeds gebeur het nie. Dit sal dan in die asimptotiese reusetakfase wees, en die Son sal om die beurt waterstof in 'n skil of helium in 'n dieper skil verbrand. Ná sowat 20 miljoen jaar in dié fase sal die Son al hoe onstabieler raak en baie massa verloor. Die grootte en ligsterkte sal elke 100 000 jaar vir 'n paar honderd jaar toeneem vanweë termiese pulse. Die pulse sal elke keer groter word, en die Son se ligsterkte tot omtrent 5 000 keer sy huidige vlak laat toeneem, en sy radius tot meer as 1 AE.

Vilgens 'n model van 2008 sal die Aarde se wentelbaan aanvanklik tot sowat 1,5 AE toeneem vanweë die Son se massaverlies as 'n rooireus. Later sal die wentelbaan egter krimp weens getykragte en sal die Aarde ook deur die Son verswelg word, onderskeidelik 3,8 miljoen en 1 miljoen jaar nádat dit met Mercurius en Venus gebeur het. Die Son sal na raming vier termiese pulse hê voordat dit sy buitenste omhulsel heeltemal verloor en begin om 'n planetêre newel te vorm. Teen die einde van dié fase, wat sowat 500 000 jaar sal duur, sal net die helfte van die Son se huidige massa oor wees.

Die evolusie hierna sal nog vinniger plaasvind. Die ligsterkte sal min of meer konstant bly, maar die temperatuur sal toeneem en die uitgeworpe helfte van die Son se massa sal geïoniseer word in 'n planetêre newel terwyl die ontblote kern se temperatuur tot 30 000 K (29 700 °C) toeneem. Die uiteindelike ontblote kern, 'n witdwerg, sal 'n temperatuur van meer as 100 000 K (100 000 °C) hê en sowat 54,05% van die Son se huidige massa bevat.

Die planetêre newel sal oor sowat 10 000 jaar verdwyn, maar die witdwerg sal nog biljoene jare bly bestaan voordat dit 'n hipotetiese swartdwerg word.

Omgewing
--------

### Sonnestelsel

*Die hoofartikel vir hierdie afdeling is: Sonnestelsel.*
Die Sonnestelsel, met die grootte van die Son en planete volgens skaal. Die gas- en ysreuse is links.
Daar is agt bekende planete wat om die Son wentel. Dit is die vier aardplanete (Mercurius, Venus, Aarde en Mars), die twee gasreuse (Jupiter en Saturnus) en die twee ysreuse (Uranus en Neptunus). Die Sonnestelsel het ook nege liggame wat as dwergplanete beskou word en nog wat moontlike kandidate is, 'n asteroïdegordel, talle komete en 'n groot hoeveelheid ysliggame wat anderkant Neptunus se wentelbaan voorkom. Ses planete en baie kleiner liggame het hulle eie natuurlike satelliete, of mane: Veral die satellietstelsels van Jupiter, Saturnus en Uranus is in sommige opsigte maniatuurweergawes van die Son se stelsel.

Die Son word beweeg deur die swaartekragaantrekking van die planete. Die middel van die Son is altyd binne 2,2 sonradiusse van die barisentrum. Die beweging van die Son is hoofsaaklik vanweë die vier grootste planete. Elke planeet in die reeks Jupiter, Saturnus, Neptunus en Uranus het sowat twee keer soveel uitwerking as die volgende een. Vir sekere tydperke van verskeie dekades (wanneer Neptunus en Uranus in opposisie is) is die beweging redelik reëlmatig, terwyl dit in die tydperke tussenin chaotieser lyk. Die wentelbane van die binneste planete, insluitende die Aarde s'n, word op dieselfde manier deur dieselfde swaartekraguitwerking beïnvloed, en die beweging van die Son het dus min invloed op die relatiewe posisies van die Son en die Aarde.

### Buurt in die ruimte

'n Diagram van die Plaaslike Interstellêre Wolk, die G-wolk en omringende sterre. Teen 2022 was die presiese ligging van die Sonnestelsel in die wolke onseker.
Die Sonnestelsel word omring deur die Plaaslike Interstellêre Wolk, hoewel dit nie seker is of dit binne die wolk of net buite die rand geleë is nie. Verskeie ander interstellêre wolke bestaan ook in die streek binne 300 ligjare van die Son af; dit is bekend as die Plaaslike Borrel. Laasgenoemde is 'n uurglasvormige holte of superborrel van rofweg 300 ligjare breed in die interstellêre medium. Die borrel is vol plasma van 'n hoë temperatuur, wat daarop dui dat dit die produk van verskeie onlangs supernovas is.

Die Plaaslike Borrel is 'n klein superborrel in vergelyking met die naburige, breër Radcliffegolf en Gouldgordel, wat elk duisende ligjare lank is. Al dié strukture is deel van die Orion-Cygnus-arm, wat al die sterre van die Melkweg bevat wat met die blote oog sigbaar is. 

Binne 10 ligjare van die Son af is daar relatief min sterre; die naaste is die driedubbele sterstelsel Alpha Centauri, wat 4,4 ligjare ver en moontlik in die Plaaslike Borrel se G-wolk voorkom. Alpha Centauri A en B is 'n paar sonagtige sterre wat naby om mekaar wentel, terwyl die naaste ster aan die Son, die klein rooidwerg Proxima Centauri, op 'n afstand van 0,2 ligjare om hulle wentel. In 2016 is 'n moontlik bewoonbare eksoplaneet ontdek wat om Proxima Centauri wentel. Dit word Proxima Centauri b genoem en is die naaste bevestigde eksoplaneet aan die Son.

Die volgende naaste sterre aan die Son is die rooidwerge Barnard se Ster (by 5,9 ligjare), Wolf 359 (7,8 ligjare) en Lalande 21185 (8,3 ligjare). Die naaste bruindwerge is die dubbelster Luhman 16 (6,6 ligjare), en die naaste bekende weesplaneet of vrybewegende planeetvoorwerp is die subbruindwerg WISE 0855−0714 van minder as 10 Jupitermassas (7,4 ligjare).

Net verder weg, by 8,6 ligjare, lê Sirius, die helderste ster in die Aarde se naglug; dit het 'n massa van sowat twee keer die Son s'n en het die naaste witdwerg aan die Son, Sirius B, as metgesel. Ander sterre binne 10 ligjare is die dubbelrooidwerg Gliese 65 (8,7 ligjare) en die enkelrooidwerg Ross 154 (9,7 ligjare). Die naaste sonagtige enkelster aan die Sonnestelsel is Tau Ceti by 11,9 ligjare. Sy massa is omtrent 80% dié van die Son, maar sy ligsterkte net sowat die helfte.

Die naaste sterassosiasie wat met die blote oog gesien kan word, is die Ursa Major-assosiasie by rofweg 80 ligjare; dit is in die Plaaslike Borrel. Die naaste sterreswerm wat met die blote oog gesien kan word, is die Hiades, wat aan die kant van die borrel lê. Die naaste stervormende streke is die Corona Australis- molekulêre wolk, die Rho Ophiuchi-wolkkompleks en die Taurus- molekulêre wolk; laasgenoemde lê net buite die Plaaslike Borrel en is deel van die Radcliffegolf.

### Galaktiese konteks

'n Diagram van die Melkweg van die kant af, met die Sonnestelsel se posisie aangedui.
Die Sonnestelsel lê in die Melkweg, 'n staaf-spiraalsterrestelsel met 'n deursnee van sowat 100 000 ligjare wat meer as 100 miljard sterre bevat. Die Son lê in een van die Melkweg se buitenste spiraalarms, bekend as die Orion-Cygnus-arm. Dit is sowat 26 660 ligjare van die middel van die Melkweg, of die galaktiese sentrum, af waar die supermassiewe swartkolk Sagittarius A\* geleë is.

Dit wentel teen sowat 220 km/s om die sentrum, en voltooi dus elke 240 miljoen jaar sy wentelbaan. Dit is bekend as die Sonnestelsel se "galaktiese jaar". Die rigting van die Son se wentelbaan deur die interstellêre ruimte is naby die sterrebeeld Hercules in die rigting van die huidige posisie van die helder ster Vega. Die vlak van die sonnebaan lê teen 'n hoek van sowat 60° met die galaktiese vlak.

Die Sonnestelsel se ligging in die Melkweg is 'n faktor in die evolusiegeskiedenis op Aarde. Sy wentelbaan is feitlik rond en die spoed van die wentelbane naby die Son is rofweg dieselfde as dié van die spiraalarms. Die Son beweeg dus baie selde deur spiraalarms. Omdat spiraalarms 'n veel groter konsentrasie supernovas, swaartekragonreëlmatighede en straling bevat wat die Sonnestelsel kan ontwrig, het die Aarde lang tydperke van stabiliteit waarin lewe kan ontwikkel. Die veranderende posisie van die Sonnestelsel met betrekking tot ander dele van die Melkweg kan egter dalk lei tot periodieke uitsterwingsvoorvalle op Aarde, hoewel dié teorie omstrede is.

Die Sonnestelsel lê ver weg van die stergevulde omgewing van die galaktiese sentrum. Naby die sentrum kan die swaartekrag van nabygeleë sterre liggame in die Oortwolk versteur en baie komete na die binneste Sonnestelsel stuur; dit kan lei tot botsings wat groot gevaar vir lewe op Aarde inhou. Die intense straling van die galaktiese sentrum kan ook inmeng met die ontwikkeling van komplekse lewe op Aarde.

Sterre wat binne 0,8 ligjaar van die Son verbybeweeg, kom rofweg elke 100 000 jaar voor. Die naaste wat 'n ster aan die Son gekom het, was Scholz se Ster, wat sowat 70 000 jaar gelede omtrent 52 000 AE van die Son af verbybeweeg en moontlik deur die Oortwolk beweeg het.

Ruimtesendings na die Son
-------------------------

'n Illustrasie van Pioneer 6, 7, 8 en 9.
Die eerste satelliete wat ontwerp is vir die langtermynwaarneming van die Son uit die interplanetêre ruimte was Nasa se Pioneers 6, 7, 8 en 9, wat tussen 1959 en 1968 gelanseer is. Hulle het op dieselfde afstand as die Aarde om die Son gewentel en het die eerste detailleerde metings geneem van die sonwind en die magneetveld. Pioneer 9 was veral lank in werking; dit het tot in Mei 1983 data teruggestuur.

In die 1970's het twee Helios-verkenningstuie en die Skylab se Apollo Telescope Mount belangrike inligting verskaf oor die sonwind en korona. Helios 1 en 2 is deur Amerika en Duitsland gebou om die sonwind te bestudeer. Dit het nader as Mercurius se wentelbaan by perihelium om die Son gewentel. Die Skylab-ruimtestasie, wat Nasa in 1973 gelanseer het, het 'n sonsterrewag met die naam Apollo Telescope Mount bevat wat deur ruimtevaarders in die ruimtestasie beheer is. Skylab het die eerste waarnemings gedoen van die Son se oorgangstreek en van ultravioletuitstralings uit die korona. Ontdekkings sluit in die eerste waarnemings van plasmawolke en koronaholtes.

In die 1970's het 'n groot deel van navorsing gefokus op die voorraad ystergroepelemente in die Son. Hoewel aansienlike navorsing gedoen is, was dit tot 1978 moeilik om die voorkoms van sommige ystergroepelemente (soos kobalt en mangaan) deur spektrografie vas te stel weens hulle uiters fyn struktuur. In 1978 is die voorkoms van enkel-geïoniseerde elemente van die ystergroep bepaal.

'n Tekening van die Solar Maximum Mission-tuig.
In 1980 het Nasa die Solar Maximum Mission-verkenningstuie gelanseer. Dié ruimtetuig is ontwerp om gammastrale, X-strale en UV-straling uit sonopvlammings te bestudeer in 'n tyd van hoë sonaktiwiteit en -ligsterkte. Weens 'n fout was dit egter drie jaar lank buite aksie. In 1984 is dit herstel en die tuig het daarna duisende foto's van die korona geneem voordat dit in Junie 1989 na die Aarde teruggekeer het.

Een van die belangrikste sonsendings tot nou was die Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), wat saam deur die ESA en Nasa gebou is en op 2 Desember 1995 gelanseer is. Dit sou twee jaar lank waarnemings doen, maar in 2009 is die dienstydperk tot einde 2012 verleng. Dit was so nuttig dat 'n opvolgsending, die Solar Dynamics Observatory, in Februarie 2010 gelanseer is. Dit is by die L1-punt tussen die Son en Aarde geleë (een van vyf punte waar die swaartekragaantrekking van albei liggame ewe groot is) en het sedert sy lansering 'n konstante uitsig op die Son by baie golflengtes gebied. Met SOHO is ook baie komete ontdek, meestal klein sonskeerders wat tot as verbrand word wanneer hulle naby aan die Son verbybeweeg.

Die Ulysses ondergaan toetse.
'n Kunstenaar se voorstelling van die Parker-sonverkenningstuig.
Al dié satelliete het die Son uit die vlak van die sonnebaan bestudeer en het dus net sy ewenaarstreke in besonderhede bestudeer. Die Ulysses-verkenningstuig is in 1990 gelanseer om die poolstreke waar te neem. Dit het eers na Jupiter gevlieg en is toe in 'n wentelbaan "geslinger", wat dit ver bo die vlak van die sonnebaan geneem het. In sy regte wentelbaan het Ulysses begin om die sonwind en die sterkte van die magneetveld by hoë breedtegrade te bestudeer. Dit het ontdek die sonwind van hoër breedtegrade af beweeg teen sowat 750 km/s, wat stadiger was as wat verwag is, en dat daar groot magneetgolwe van die hoër breedtegrade kom wat galaktiese kosmiese strale verstrooi.

* Die volopheid van elemente in die fotosfeer is bekend uit spektroskopiese studies, maar die samestelling van die binnekant van die Son word nog nie so goed verstaan nie. 'n Monster van die sonwind is deur die Genesis-ruimtetuig, wat in 2001 gelanseer is, geneem en op Aarde bestudeer.
* Die twee identiese ruimtetuie van die STEREO-sending is in Oktober 2006 gelanseer. Een het geleidelik voor die Aarde uitbeweeg en die ander het geleidelik by die Aarde agtergeraak. Dit lei tot stereoskopiese beelde van die Son en van sonverskynsels soos plasmawolke.
* Die Parker-sonverkenningstuig is in 2018 gelanseer en sal in 2025 'n perihelium van 0,046 AE bereik; dit sal die eerste mensgemaakte voorwerp wees wat tot laag in die korona sal vlieg.
* SolO is in 2020 gelanseer en sal 'n minimum perihelium van 0,28 AE bereik. Dit sal die naaste satelliet aan die Son wees met kameras wat op ons ster gerig is.
* CuSPwas is op 16 November 2022 gelanseer om sondeeltjies en magneetvelde te bestudeer.
* Die Indiese Ruimtenavorsingsorganisasie het op 2 September 2023 'n satelliet van 100 kg gelanseer met die naam Aditya-L1. Sy hoofinstrument, 'n koronagraaf, sal die dinamika van die Son se korona bestudeer.

Godsdienstige aspekte
---------------------

Ra, uit die grafkelder van Nefertari, 13de eeu v.C.
Songode speel 'n belangrike rol in baie wêreldgodsdienste en mitologieë. Die aanbidding van die Son was sentraal tot baie beskawings, soos die Antieke Egiptenare, die Inkas van Suid-Amerika en die Asteke van wat nou Mexiko is. In godsdienste soos Hindoeïsme word die Son steeds beskou as 'n god, bekend as Surya. Baie antieke monumente is gebou met sulke verskynsels in gedagte. So dui megaliete (groot klippe) byvoorbeeld die sonstilstand aan in Nabta Plaja, Egipte; en Stonehenge, Engeland; die piramide van El Castillo by Chichén Itzá in Mexiko is ontwerp om met die nagewenings skaduwees te gooi in die vorm van slange wat teen die piramide opseil.

Die antieke Sumeriërs het geglo die Son was Oetoe, die god van geregtigheid en tweelingbroer van Inanna, koningin van die hemele, wat later as die planeet Venus geïdentifiseer is. Later is Oetoe met die Oos-Semitiese god Sjamasj geïdentifiseer.

Die songod Ra op sy boot.
Van minstens die 4de Dinastie van Antieke Egipte af is die Son as die songod Ra, met kop van 'n valk, aanbid. In die tyd van die Nuwe Ryk is die songod verbind met die miskruier. Die Son het in die Amarnatydperk 'n kort terugkeer gemaak as die sonskyf, Aten, die enigste god van farao Achenaten.

Vir die Grieke was die Son die god Helios. In die laat Romeinse tydperk is die Son se verjaardag gevier as 'n vakansiedag, *Sol Invictus* (letterlik "Onoorwonne Son"), kort ná die wintersonstilstand. Dit was in Desember en dalk 'n voorloper tot Kersfees. In die Proto-Indo-Europese godsdiens is die Son verpersoonlik as die songodin *\*Seh2ul*.

Die Bybelvers Maleagi 4:2 praat van die "son van redding" (1983-vertaling) of "son van geregtigheid" (1953-vertaling). Sommige Christene vertolk dit as 'n verwysings na Christus.

Nog leesstof
------------

* Cohen, Richard (2010). *Chasing the Sun: The Epic Story of the Star That Gives Us Life*. Simon & Schuster. ISBN 978-1-4000-6875-3.
* Hudson, Hugh (2008). "Solar Activity". *Scholarpedia*. **3** (3): 3967. Bibcode:2008SchpJ...3.3967H. doi:10.4249/scholarpedia.3967.
* Thompson, M.J. (Augustus 2004). "Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior". *Astronomy & Geophysics*. **45** (4): 21–25. Bibcode:2004A&G....45d..21T. doi:10.1046/j.1468-4004.2003.45421.x.