Zon - (astronomisch teeken ☉), het centrale lichaam van het zonnestelsel . Haar middellijn bedraagt 1.391.000 K.M. (109 maal die der aarde); daar de afstand tot de aarde gemiddeld 149.500.000 K.M. is (varieerende tusschen 147 en 152 millioen K.M.), meet de zonneschijf 31'59" (varieerende tusschen 31'27" in Juli en 32'31" in Januari). Ben afplatting heeft men nooit aan de zonneschijf kunnen opmerken. Uit de verhouding zon/aarde= 109 volgt een zonsparallaxis van 1919": 2 x 109 = 8".80. De massa der z. is bepaald op 332.000 maal die der aarde; hieruit volgt een gemiddelde dichtheid der z. gelijk aan 1/4 van die der aarde of 1.4. De zwaartekracht op de z. is niet minder dan 27.1/2 maal die aan den aardaequator.
De z. geeft 465.000 maal zooveel licht als de volle maan en 58.000 millioen maal zooveel als de ster Capella. De intensiteit van het zonlicht is zeker nog 150 maal zoo groot als die van kalklicht. Er zijn dus bijzondere verzwakkingsmiddelen noodig, om de zon waar te nemen, b.v. een zonneglas of een helioskoop . Bij het fotografeeren der z. wordt het zonsbeeld, door een extra toegevoegde lens sterk vergroot, op langzaam werkende platen opgevangen, terwijl door een geschikte momentsluiting de blootstelling tot een minimum beperkt wordt. De warmtestraling der z. wordt gewoonlijk door de zonneconstante gegeven. Stelt men haar waarde op 1.93, dan straalt de z. naar de aarde per secunde 3.8 X 1015 gramcalorieën, per jaar dus 12 X 1023 calorieën uit. En rondom straalt de z. per jaar 28 X 1032 cal. in de wereldruimte uit. Daar de z. een massa heeft van 20 X 1032 gram, verliest zij per jaar per gram 1.4 cal. Op allerlei, voornamelijk geologische, gronden neemt men aan, dat de z. al sinds millioenen jaren deze reusachtige hoeveelheid warmte met onverminderde kracht heeft uitgestraald.
Het verlies van 1.4 cal. per gram beteekent een temperatuurdaling van ten minste 1°.4 C. per jaar; daar deze klaarblijkelijk niet plaats heeft, moet men zoeken naar een bron, waaruit de z. haar warmtestralend vermogen put. Aan eenvoudige verbranding valt niet te denken; al bestond de z. uit zuivere koolstof en zuurstof, in de gunstigste verhouding, dan zou de verbranding de warmtestraling slechts voor een 20-tal eeuwen kunnen verantwoorden. Misschien zou een klein deel der voor de enorme uitstraling noodige warmte geleverd kunnen worden door de meteoren , die zonder twijfel in overgroot aantal per jaar op de z. vallen. Ook is het denkbaar, dat de z. voor een groot deel uit radio-aktieve stoffen bestaat. Maar van het Radium is de „levensduur” te kort, terwijl b.v. Uranium en Thorium veel te weinig beschikbare warmte zouden geven. Eindelijk wees v. Helmholtz er in 1854 op, dat een uiterst geringe samentrekking van de middellijn der z. (niet meer bedragende dan 100 M. per jaar) de uitstraling geheel verantwoorden kan; deze contractie geeft een verlies van arbeidsvermogen van plaats en dus een winst aan arbeidsvermogen van beweging, dus aan warmte. Daar zij een verkleining van de middellijn der zonneschijf van 1" boogs per 77 eeuwen beteekent en dus voor afzienbaren tijd volstrekt onmerkbaar is, meende men langen tijd het vraagstuk van het behoud der zonnestraling opgelost te hebben. Maar men kan op grond dezer theorie ook berekenen, hoeveel warmte er door de totale samentrekking der z. van een oneindig grooten nevelbol tot de huidige afmeting vrijgekomen zou zijn, en deze warmte blijkt de uitstraling slechts voor ten hoogste 20 of 26 millioen jaren te verantwoorden, terwijl de geologie en de palaeontologie een veel langeren tijdsduur voor het bestaan der aardkorst eischen.
Ook de contractietheorie kan dus niet afdoend helpen. De nieuwste opvattingen omtrent materie en energie geven‘recht tot de onderstelling, dat in het zonnelichaam materie in energie wordt omgezet. Als dit slechts met 1% van de materie der z. geschiedde, zou de vrijkomende energie de tegenwoordige straling voor 15000 millioen jaren kunnen verantwoorden. — De zonneconstante zou ons iets omtrent de temperatuur der z. leeren, als het stralend vermogen der photosfeer bekend was. Men bepaalt er zich toe, de effectieve temperatuur (d. i. de temperatuur, die een zwart lichaam van dezelfde schijnbare afmeting als de z. moet bezitten, om dezelfde warmte als de z. uit te stralen) te bepalen op 6000° C. (absoluut). De z. is een ster van de spectraalklasse G (zie STERRESPECTRA). Daar zij 58 X 1O9 maal zooveel licht geeft als Capella (grootte 0.m2), is haar schijnbare grootte 0m .2—26.m9 = —26.m 7, haar absolute grootte 4m .9 (zie LICHTKRACHT). Met een snelheid van 20 K.M., per secunde beweegt zij zich in de richting van den Apex. Met de hierboven genoemde hulpmiddelen kan de oppervlakte der z. bestudeerd worden: de photosfeer met haar zonnevlekken (zie de plaat) en faculae.
Daaromheen bevindt zich een dampkring; de chromosfeer, waaruit de protuberansen oprijzen (zie de plaat) en waarvan het benedenste deel wel omkeerende laag wordt genoemd. In deze laag worden volgens de meeste onderzoekers de lijnen van Fraunhofer gevormd, de donkere lijnen, die bij duizendtallen in het zonnespectrum voorkomen. Buiten den zonnedampkring strekt zich de corona uit, die alleen bij totale zonsverduisteringen waarneembaar is. Uit de waarneming van zonnevlekken en fakkels heeft men de rotatie der z. bepaald, welker snelheid van den aequator tot de polen afneemt. De omwentelingstijd is voor de breedten 0°, 10°, 20°, 30°, 40°, 50°, 60°, 70° en 80° resp. 25.2, 25.4, 26.0, 26.9, 28.2, 29.7, 31.3, 32.7 en 33.7 dagen. Hij kan door het beginsel van Doppler ook spectroskopisch worden gevonden. De in de zonnevlekken gevonden magnetische verschijnselen (Zeeman-effect) zijn door Hale en van Maanen op de gansche zonneschijf waargenomen; de z. is evenals de aarde volgens hen een magneet ; de magnetische as maakt een hoek van 6° met de draaiingsas. De studie van het zonnespectrum, met name van de lijnen van Fraunhofer, heeft ons geleerd, welke elementen er op de z. te vinden zijn; men dient echter de tellurische lijnen van de echte zonne-lijnen te onderscheiden.
Het Helium werd op de z. ontdekt en eerst later ook op de aarde gevonden. De spectroheliograaf stelt in staat, de chromosfeer en de photosfeer in één bepaalde . kleur te onderzoeken (zie de plaat). Alle onderzoekers zijn het er over eens, dat de z. een gloeiende gasbol is, volgens de meesten begrensd door een photosfeer van wolken (condensatie-producten). De zonnevlekken zijn wervelingen, draaikolken, in deze photosfeer, de protuberansen uitbarstingen. Met name onze landgenoot Julius wees er intusschen op, dat bij de verklaring der zonneverschijnselen een groote rol moet worden toebedeeld aan de straalbreking, de anomale dispersie en de moleculaire verstrooiing van het licht. Zoo laten zich, zonder een wolkenlaag van condensatie-producten aan te nemen, een scherpe zonsrand verklaren, verder de verbreeding van de lijnen van Fraunhofer, de donkere kern der vlekken en de ongelooflijk groote snelheden der protuberansen (teruggebracht tot zeer matige bewegingen van de gasmassa’s, die het licht breken, voordat het ons oog bereikt).
