De zon is op een afstand van 150 miljoen kilometer de dichtstbijzijnde ster. Licht dat het oppervlak van de zon verlaat, bereikt in slechts acht minuten de aarde. Ter vergelijking, het licht van Proxima Centauri, de ster het dichst bij onze zon, doet er vier jaar en vier maanden over om de aarde te bereiken.

Nadat de zon en het zonnestelsel gevormd waren, is onze ster begonnen aan een lang bestaan als zogenaamde hoofdreeksster. In de hoofdreeksfase van het leven van de zon wordt de energie die ze uitstraalt in het centrum geproduceerd door fusie van waterstof tot helium. De zon is nu ongeveer vijf miljard jaar oud en heeft nog brandstof voor nog eens vijf miljard jaar. De zon is qua grootte en helderheid een heel gemiddelde ster. Niet heel erg helder, maar ook weer niet heel erg lichtzwak; niet erg zwaar, maar ook niet erg licht; niet heel groot, maar ook niet heel klein.

De zon is zo dicht bij de aarde dat we het oppervlak in detail kunnen bestuderen. Dit is bij vrijwel alle andere sterren onmogelijk. Het oppervlak blijkt verre van glad en egaal te zijn. Er is allerlei structuur op te zien. Dit wordt veroorzaakt door trillingen van het zonsoppervlak en door het magneetveld van de zon.

Omdat de zon in ongeveer 28 dagen om zijn as draait, waarbij de evenaar sneller draait dan de polen, wordt het magneetveld dat in het gas is ingevroren opgewonden. Als het magneetveld te strak wordt, breekt het los van het gas en krijgt een nieuwe structuur. Daarbij kunnen prachtige lussen en uitsteeksels gevormd worden die we protuberansen noemen. Bij dit soort fenomenen kunnen gigantische hoeveelheden gas in de ruimte geslingerd worden. Zie ook deze foto, gemaakt door zonneobservatorium SOHO. Als dit gas de aarde raakt kan dat weer leiden tot mooie verschijnselen zoals het Noorderlicht.

Ook zonnevlekken ontstaan door het ingewikkelde magneetveld op het zonsoppervlak, waardoor iets koelere (en dus donkerdere) vlekken worden gevormd. Zonnevlekken veranderen ook in de loop der tijd. De Dutch Open Telescope op La Palma heeft dit zeer gedetailleerde filmpje van een zonnevlek gemaakt.

De temperatuur van de zon loopt van 15 miljoen graden Celsius in het centrum af tot ongeveer 5500 graden Celsius aan het oppervlak. De buitenste lagen van de zon bestaan uit ongeveer 74% waterstof, 24% helium en 2% andere elementen. De druk in de kern van de zon in 250 miljoen keer de luchtdruk op aarde. De energie die de zon verlaat is 386 triljoen (een miljard keer een miljard) megawatt. Deze energie wordt geproduceerd door de kernfusiereacties in het midden van de zon. Elke seconde wordt ongeveer 700 miljoen ton waterstof omgezet in ongeveer 695 miljoen ton helium en 5 miljoen ton (=3.86 x 10³³ ergs) in energie in de vorm van straling.

Terwijl de straling naar de oppervlakte stijgt, wordt ze voortdurend geabsorbeerd en opnieuw uitgestraald bij steeds lagere temperaturen zodat aan de oppervlakte de straling voornamelijk bestaat uit zichtbaar licht. De laatste 20% van de af te leggen weg gebeurt meer door convectie dan door straling. Het duurt meer dan vijftig miljoen jaar voordat een foton vanuit het centrum de oppervlakte bereikt.

Behalve licht is er ook een stroom van klein geladen deeltjes (vooral elektronen en protonen), zonnewind genaamd, die de zon verlaat en met een snelheid van 450 kilometer per seconde door het zonnestelsel raast. De zonnewind en de meer energierijke deeltjes uitgestoten door zonnevlammen kunnen dramatische gevolgen hebben op aarde, van storingen van bepaalde radiofrequenties tot het veroorzaken het Noorderlicht.

Zie voor de verdere levensloop van de zon het onderdeel 'evolutie van lichte sterren' in Het leven van sterren.

Röntgenopname van de zon.
Een mooi filmpje van een Venusovergang, waarin je Venus voor de zon langs ziet schuiven.