De zon -- het meest massieve object in het zonnestelsel -- is a populatie I gele dwergster. Het bevindt zich aan de zwaardere kant 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 werd gevormd
Volgens de nevelhypothese, ontstond de zon als gevolg van de zwaartekrachtinstorting van een nevel - een grote wolk van ruimtegas en stof. Toen deze wolk steeds meer materie naar zijn kern trok, begon hij om een as te draaien, en de centrale onderdeel begon op te warmen onder de enorme druk die werd veroorzaakt door de toevoeging van steeds meer stof en gassen. Bij een kritieke temperatuur - 10 miljoen graden Celsius (18 miljoen graden Fahrenheit) - ontbrandde de kern. De fusie van waterstof in helium creëerde een uitwendige druk die de zwaartekracht tegenwerkte om een stabiele toestand te produceren die wetenschappers de 'hoofdreeks' noemen.
Het interieur van de zon
De zon ziet eruit als een karakterloze gele bol van de aarde, maar heeft discrete interne lagen. De centrale kern, de enige plaats waar kernfusie plaatsvindt, strekt zich uit tot een straal van 138.000 kilometer (86.000 mijl). Daarbuiten strekt de stralingszone zich bijna drie keer zo ver uit en reikt de convectieve zone 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 een oppervlak.
Straling en convectie
De temperatuur in de kern van de zon is ongeveer 15 miljoen graden Celsius (28 miljoen graden Fahrenheit), wat bijna 3000 keer hoger is dan aan de oppervlakte. De kern is 10 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 semi-dekkende laag zijn de temperaturen voldoende afgekoeld om zwaardere elementen, zoals koolstof, stikstof, zuurstof en ijzer, hun elektronen te laten vasthouden. De zwaardere elementen vangen licht en warmte op, en de laag "kookt" uiteindelijk en brengt energie door convectie naar het oppervlak.
Fusiereacties in de kern
De fusie van waterstof tot helium in de kern van de zon verloopt in vier fasen. In de eerste botsen twee waterstofkernen - of protonen - 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 elektronvolt.