Zon (De), het centraalligchaam van het planetenstelsel, waartoe de Aarde behoort, is in volumen en massa verreweg het grootste ligchaam van dit stelsel en daarenboven voor alle planeten en hare wachters de bron van licht en warmte. Daar de Aarde zich in eene ellips rondom de in het eene brandpunt geplaatste Zon beweegt, is de afstand van deze beide ligchamen veranderlijk, zooals reeds blijkt uit de lengte van de schijnbare middellijn der Zon, welke afwisselt tusschen 32'36" en 3T32". Het gemiddeld bedrag van dien afstand is een van de belangrijkste elementen der sterrekunde, daar het de eenheid vormt bij de berekening van de onderlinge afstanden der hemelligchamen. Men geeft daaraan gewoonlijk den naam van zonnewijdte, zonsafstand of aardwijdte.
Volgens de derde wet van Kepler verhouden zich de derde magten der gemiddelde afstanden van twee planeten van de Zon als de vierkanten harer omloopstijden. Zijn dus deze laatsten door waarneming vastgesteld, dan kan men de onderlinge verhouding der gemiddelde afstanden berekenen. Desgelijks kan men den afstand berekenen van die vaste sterren, wier jaarlijksche parallaxis naauwkeurig waargenomen en bepaald werd. Om het bedrag van een zonsafstand in geogr. mijlen of Ned. mijlen te vinden , moet de parallaxis der Zon bekend wezen. Deze kan men wegens haar gering bedrag niet regtstreeks vinden door het waarnemen van zonshoogten op verschillende plaatsen der Aarde. Men bepaalt ze dan ook middellijkerwijze door de parallaxis en den afstand van de planeten Mars en Venus bij haren naasten stand bij de Aarde. Cassini bepaalde door waarnemingen van Mars ten tijde der oppositie van deze planeet eene parallaxis van 25", en daar de afstand van Mars van de Aarde ten tijde der waarneming 0,4 van dien van de Aarde van de Zon bedroeg, werd daaruit eene parallaxis afgeleid van 0,4 X 25" of 10", en alzoo een afstand van de Zon van 20626 aardstralen. Te voren was men van meening, dat de afstand der Zon van de Aarde op verre na niet zoo groot was.
Gedurende de middeneeuwen schatte men dien, volgens eene berekening van Ptolemaeus, op 1210 aardstralen. Kepler echter, steunende op de waarnemingen van Tycho Brahé, had dien afstand reeds vergroot tot 3381 aardstralen. In plaats van Mars kan men ook Venus waarnemen, wanneer deze zich in de nabijheid der Aarde bevindt. Deze keert ons alsdan hare donkere zijde toe en wordt alleen zigtbaar bij haren doorgang, dat is, wanneer zij voor ons oog als eene donkere vlek voorbij de zonneschijf trekt. Halley maakte de sterrekundigen het eerst (1677) opmerkzaam op de belangrijkheid der doorgangen van Venus ter bepaling van de parallaxis der Zon en deed het voorstel om daarbij eene door hem aangewezene methode van waarneming te volgen (1691 en 1716). Na dien tijd zijn alle doorgangen van Venus (9 Junij 1761, 2 Junij 1769 en 8 December 1874) met de grootste zorgvuldigheid waargenomen. Uit de waarnemingen van 1761 en 1769 heeft Encke de waarde van de parallaxis der Zon bepaald op 8,57116" en alzoo de afstand op 24043 aardstralen of 20682003 geogr. mijl. Tot voor ongeveer 20 jaren was deze berekening als algemeen geldig aangenomen.
Powalky, die gebruik maakte van meer naauwkeurige lengtebepalingen van eenige waarnemingsplaatsen, stelde de parallaxis der Zon vast op 8,855", — Newcomb uit de waarneming van Mars ten tijde der oppositie in 1862, volgens een door Winnecke ontworpen plan op onderscheidene observatoria volbragt, op 8,848", — en later Galle uit de waarneming van de planeet Flora, die in October en November 1873 de Aarde naderde tot op 0,37 zonsafstanden, op 8,873", nagenoeg in overeenstemming met het cijfer 8,879, door Puiseux uit Fransche waarnemingen van den doorgang van Venus in 1874 gevonden. Leverrier had reeds vroeger op grond der storingen van Venus dat bedrag op 8,95" gesteld, en dergelijke waarden, alle grooter dan die van Encke, zijn ook gevonden door Hansen, Delauny en Plana uit eenige onregelmatigheden in de beweging der Maan. Eindelijk kan men de parallaxis der Zon ook vinden, wanneer men de snelheid van het licht onafhankelijk van sterrekundige waarnemingen bepaalt en de zoogenaamde lichtvergelijking, dat is de tijd, waarin het licht van de Zon de Aarde bereikt, of ook wanneer men den aberratiehoek kent. Volgens de jongste proeven, naar de methode van Fizeau door Cornu gedaan, bedraagt de snelheid van het licht in het luchtledige 300400 Ned. mijl in de seconde. Stelt men nu de waarde der lichtvergelijking, zooals zij door Delambre uit de verduistering der satellieten van Jupiter is waargenomen, op 473,3', dan verkrijgt men als parallaxis der Zon 8,878". De door Bradley gevondene waarde van den aberratiehoek is 20,25" en hierdoor verkrijgt men 8,881". Bij berekening houdt men zich tot nu toe veelal aan de door Newcomb aangewezene waarde van 8,85". Volgens deze bedraagt de gemiddelde afstand der Zon van de Aarde 23307 aardstralen = 148670000 Ned. mijl = 20030700 geogr. mijl.
Het licht van de Zon heeft volgens Cornu 7 minuten en 48 seconden noodig om dien te doorloopen. Daar de excentriciteit van de loopbaan der Aarde ongeveer 1/60ste bedraagt, zoo moet men dien afstand in het perihelium met ongeveer 1/3de millioen geogr. mijl verminderen en in het aphelium met een dergelijk bedrag vermeerderen. De waarde van de parallaxis der Zon volgens Newcomb is ongeveer 1/30ste kleiner dan die van Encke, zoodat men alle op grond van deze laatste berekende afstanden en middellijnen der planeten met 1/3oste moet verminderen. Op middelbaren afstand vertoont zich de halve middellijn der Zon onder een hoek van 16'1,8' of van 961,8'. Hieruit berekent men de lengte van de ware middellijn der Zon als = $$$\frac{961,8}{8,85} = 108,6$$$ middellijnen onzer Aarde = 187000 geogr. mijl. Zij is dus l4/5-maal zoo groot als de middellijn van de loopbaan der Maan. Een boog op het midden van de Zon, zich aan ons vertoonend onder een hoek van 1", heeft eene lengte van 96 geogr. mijl en zelfs de dunste draad van den micrometer bedekt nog een afstand van ongeveer 30 geogr. mijl. De Zon heeft 11800-maal de oppervlakte en 1279000-maal het volumen van onze Aarde; dit laatste is 600-maal zoo groot als de volumina der gezamenlijke planeten.
Hare massa is 319500-maal zoo groot als die der Aarde en meer dan 700-maal zoogroot als die der gezamenlijke planeten. Hare gemiddelde digtheid is echter slechts 0,253 of ongeveer 1/4de van die van water. Daar de zwaarte aan de oppervlakte van een hemelligchaam (als men den invloed der middelpuntvliedende kracht niet in rekening brengt) gelijk is aan het product van de cijfers, die de gemiddelde digtheid en de lengte van de middellijn aanwijzen, zoo bedraagt zij op de Zon 108,6 X 0,253 = 27,5, en is alzoo veel grooter dan bij ons. Terwijl op Aarde een vrij vallend ligchaam in de eerste seconde 4,9 Ned. el doorloopt, bedraagt deze afstand op de Zon 135 Ned. el. Reeds in 1809 is door von Lindenau en later door Rosa en Secchi een vermoeden geopperd omtrent eene periodieke verandering van de middellijn der Zon, doch hiervoor schijnt geen voldoende grond te bestaan, zooals door Auwers is aangetoond. — Op de zonneschijf ontwaart men onregelmatige hoekige of vertakte vlekken, welke door eene halfschaduw (penumbra) omgeven zijn. Deze laatste heeft eene dergelijke gedaante als de kern, maar beide zijn niet scherp begrensd. Deze vlekken zijn somtijds zeer klein, maar somtijds ook veel grooter dan de oppervlakte van onze Aarde. Zij vertoonen zich meestal in groepen, die niet zelden door een gemeenschappelijken kring omgeven zijn.
De kleine vlekken bestaan zeer korten tijd, maar de groote wel eens maanden aaneen. Ook het aantal vlekken is verschillend, en deze verschijnselen zijn in het algemeen gebonden aan een tijdperk van 111/9 jaren. De aswenteling der Zon veroorzaakt eene schijnbare beweging dier vlekken van het oosten naar het westen. De vlekken, die zich aan den oostelijken rand vertoonen, verdwijnen aan den westelijken rand na verloop van 13 dagen, om 14 dagen daarna aan den oostelijken rand weder op te doemen. Behalve deze schijnbare beweging, hebben de zonnevlekken ook nog eene eigenaardige, op hoogere breedten in de rigting der pool Naast en digt bij deze vlekken ontwaart men sterk verlichte plekken, die eene eenigzins ronde gedaante hebben, slechts korten tijd bestaan en met den naam van zonnefakkels worden bestempeld. De zonnevlekken, reeds in 1610 door Fabricius ontdekt, zijn vooral door Carrington, Schwabe, Spörer, Laugier, Secchi enz. zorgvuldig waargenomen.
Volgens de oudere theorie is de Zon een donker ligchaam, eerst omgeven door eene wolkenlaag en vervolgens door een lichthulsel (photospheer). Op grond der spectraal-analyse echter beweert men thans, dat de Zon een vurigvloeibaar ligchaam is in witgloeienden staat, omgeven door een minder warmen dampkring, waarin zich vele zelfstandigheden, waaruit de kern bestaat (natrium, ijzer, kalium, calcium, manganium, titanium, chromium, nikkel, kobalt, waterstof en zuurstof) in dampvormigen toestand bevinden. De zonnevlekken ontstaan derhalve door eene plaatselijke afkoeling. Uit het binnenste der Zon verheffen zich bij wijze van uitbarsting stroomen waterstof ter hoogte van althans 9 geogr. mijl en vormen de protuberancen, die aanvankelijk alleen bij zonsverduisteringen waargenomen, maar thans volgens de methode van Lockyer, Janssen, Huggins en Zöllner ten allen tijde te zien zijn. Volgens laatstgenoemde treden deze uitbarstingen onder eene drukking van meer dan 4 millioen athmosphéren en eene warmte van 68000" C. te voorschijn. De corona, welke zich bij zonsverduisteringen vertoont, is het buitenste gedeelte van den dampkring der Zon, bestaat uit verdunde gloeijende waterstof en wordt door de protuberancen voortgebragt.
