Die son is die ster in die middel van ons sonnestelsel. Die aarde, asook verskeie ander materie soos planete, asteroïdes, meteorides, komete en stof, wentel om die son. Die son wentel op sy beurt weer om die middelpunt van die melkweg - die sterrestelsel wat ons sonnestelsel bevat. Dis son bevat ongeveer 99.8% van die sonnestelsel se massa. Energie van die son - in die vorm van insolasie van sonlig - onderhou amper alle lewe op die Aarde deur fotosintese en is die dryfkrag agter die Aarde se klimaat en weer.
As die grootste en mees belangrike liggaam in ons sonnestelsel, is talle metodes van verwyderde waarneming reeds geskep om die verskillende aspekte van die Son te meet. Buiten die fisieke kenmerke van hierdie ster, word ook die chemie onderliggend aan die oordrag van hitte- en lig-energie in die teks hieronder verken en verklaar, asook 'n ruwe skatting van hoeveel jare die Son nog oor het voordat dit soos alle ander verouderde sterre uitsterf!
Die son is die grootste kenmerk in ons sonnestelsel, al is dit maar net 'n ster soos alle ander sterre in ons Melkweg. Die ooglopende verskil in grootte en intensiteit is maar bloot weens ons nabyheid aan die Son: die Son is slegs agt ligminute weg van ons af, terwyl ander sterre minstens 'n paar ligjare van ons af is.
Die temperatuur en druk in hierdie deel van die Son se volume is, soos verwag kan word, intens: Die kern het na raming 'n temperatuur van 15 000 000 °C en 'n druk van 340 miljard keer die lugdruk by die Aarde se seevlak. Dié druk is as gevolg van die Son se swaartekrag, wat die enorme massa van die res van die Son binnewaarts trek. Dit skep die perfekte omstandighede vir kernfusie-reaksies om plaas te vind, en dit is hierdie reaksies wat die Son se energie skep. (Sien die inligtingkassie: “Die fisika van sonlig”.)
Die energie wat geskep word (sonuitstraling), is verantwoordelik vir die lewe op ons planeet. Die Aarde se atmosfeer verdedig ons teen die meeste van die bestraling wat as te sterk vir ons behoeftes gereken word.
Daar word beraam dat 700 miljoen ton waterstof elke sekonde verbruik word – en na helium-as omgeskakel word – om 5 miljoen ton sonenergie te produseer. Dit bepaal die tempo waarin die Son homself ‘uitbrand’. Die Son is egter so enorm dat, ten spyte van die daaglikse brandstofverbruik, daar steeds genoeg brandstof is om die nog 10 miljard jaar lank te hou. Wanneer die Son uiteindelik al sy beskikbare brandstof uitbrand, sal die swaartekrag daartoe lei dat dit insak. As dit gebeur, sal die kern selfs groter druk ervaar en derhalwe verhit en hierdie hitte deur na die boonste lae uitstraal, wat ongetwyfeld sal uitsit. Met verdere uitsetting sal die Son uiteindelik 'n rooireus word – 'n baie groot, koel ster wat sy waterstofhulpbronne opgebruik het.
Net bokant die oppervlak is die fotosfeer, die enigste deel van die Son se atmosfeer wat vanaf die Aarde sigbaar is. Dit is 300–400 km diep en het 'n temperatuur wat soortgelyk is aan die oppervlak (± 5 500 °C). Beelde wat van die fotosfeer geneem is, dui aan dat dit 'n korrelrige of gestippelde voorkoms het as gevolg van die oppervlakkonveksie (huidige selle wat vanaf die konvektiewe sone na die oppervlak opwel).
Natuurlik verlaag die temperatuur namate die afstand vanaf die Son toeneem, so die gasse op die buitewyke van hierdie sone straal nie soveel ligenergie as dié nader aan die oppervlak uit nie. “Randverdonkering” is die naam wat gegee word aan die effek wat die visuele verdonkering van die buiterande van die fotosfeer beskryf: Aangesien hierdie rande donkerder voorkom, lyk dit vanaf die Aarde asof die Son 'n skerp rand reg rondom het. Hierdie grens dui die oorgang van hierdie sone na die volgende aan.
Hierdie vingers, wat as sonspykers bekend staan, duur net 'n paar sekondes, al kan hulle tot lengtes in die omgewing van 5 000 km bokant die fotosfeer uitstrek.
Die finale laag van die Son se atmosfeer is die grootste in terme van volume en strek miljoene kilometers weg vanaf die chromosfeer/korona-grens. Dit is die deel van die Son se atmosfeer wat gesien kan word tydens 'n sonsverduistering – die dynserige lig wat die Son se teenwoordigheid agter die Maan aandui.
Hoër op, in die chromosfeer, is daar waargeneem dat gaswolke opstyg en rig op die magneetvelde wat deur die sonvlekke geskep word. Hierdie gaswolke, bekend as sonvuurtonge, kan tot drie maande duur en oor die 50 000 km van die Son se oppervlak af strek.
Een van die belangrikste tegnieke wat wetenskaplikes help om die chemiese samestelling van die son te ondersoek, word spektroskopie genoem. Dit behels die ondersoek van die lig wat deur 'n witgloeiende liggaam uitgestraal word. Dit word gedoen met behulp van 'n instrument, die spektroskoop, wat in staat is om wit lig in sy onderskeie golflengtes op te breek. Aangesien die son uit gasse by 'n baie hoë temperatuur bestaan, kan sy samestelling op hierdie manier ondersoek word.
As sonlig deur 'n nou spleet val, en daarna deur 'n prisma en 'n lenssisteem, word die wit lig in 'n reeks kleure, die sigbare spektrum, opgebreek. Hierdie kleure strek van rooi tot violet. In hierdie spektrum is daar ook 'n groot aantal donker lyne, wat as Fraunhofer-lyne bekend staan. Hierdie lyne, wat na hul ontdekker, Fraunhofer, genoem is, kom op ongereelde afstande in die spektrum voor, en het verskillende intensiteite. Aangesien elke chemiese element sy eie spesifieke reeks van verwante lyne voortbring, was dit moontlik om die verskillende elemente wat in die buitenste atmosfeer van die son aanwesig is, te identifiseer.
Hoewel die son veel groter as die aarde is, is sy gemiddelde digtheid heelwat kleiner as die van ons planeet. Die digtheid van die son as geheel is 1,41 keer so groot soos dié van water, wat heelwat minder is as die digtheid van 5,52 van die aardbol. Elke kubieke meter van die son bevat dus gemiddeld net sowat 'n kwart soveel materie as 'n kubieke meter van die aarde, maar tog meer as 1 m3 water.
Ofskoon die son digter is as water, meen sterrekundiges tog dat die son as geheel vanweë sy hitte gasagtig is. Die vermoede is ook dat die son aan sy binnekant digter is as in die buitenste lae – in die omgewing van 100 keer digter as water. Dit beteken dat die massa van een kubieke meter van die binneste sonmassa sowat 100 000 kg is.
Ons het reeds genoem dat die oënskynlike beweging van die sonvlekke inligting verskaf oor die son se rotasie om sy eie as. Sterrekundiges het egter gevind dat, omdat die son 'n gasliggaam en nie 'n vaste liggaam soos die aarde is nie, verskillende dele daarvan met verskillende snelhede roteer. 'n Punt op die ewenaar van die son voltooi 'n omwenteling in minder as 26 dae; by breedtegraad 20 roteer dit in sowat 26 dae, en op 46° breedte in byna 28 dae. Nader aan die pole is dit uiters moeilik om die snelheid noukeurig te bepaal, maar dit lyk asof 'n omwenteling naby die pool in omtrent 34 dae voltooi word.