1. Fusion d'hydrogène: Notre soleil, comme la plupart des étoiles, génère de l'énergie en fusionnant les atomes d'hydrogène dans l'hélium dans son noyau. Ce processus libère d'immenses quantités d'énergie, ce qui crée une pression extérieure qui équilibre l'attraction vers l'intérieur de la gravité.
2. Déplétion d'hydrogène: Au cours des milliards d'années, le cœur du Soleil manque progressivement d'hydrogène. Alors que le carburant d'hydrogène diminue, le taux de fusion ralentit, réduisant la pression extérieure.
3. effondrement gravitationnel: Sans la pression extérieure de la fusion, la gravité commence à dominer. Le cœur du soleil commence à se contracter, devenant plus dense et plus chaud.
4. Fusion d'hélium: À mesure que le cœur se contracte, la température et la pression augmentent suffisamment pour initier la fusion de l'hélium. Ce processus est beaucoup moins efficace que la fusion d'hydrogène, ce qui signifie que l'étoile libère moins d'énergie.
5. Phase géante rouge: L'étoile se développe considérablement, devenant un géant rouge. Les couches extérieures se refroidissent, donnant à l'étoile son apparence rougeâtre.
6. épuisement de l'hélium: Finalement, l'hélium dans le noyau est également épuisé. La star continue de se contracter et de se réchauffer, parvenant finalement à un point où il ne peut soutenir aucune fusion supplémentaire.
7. Formation naine blanche: Le noyau du soleil finira par se stabiliser en nain blanc, un objet chaud très dense qui se refroidit lentement sur des milliards d'années. Les couches extérieures de l'étoile seront expulsées dans l'espace, formant une nébuleuse planétaire.
Remarque importante: Notre soleil n'est pas assez massif pour subir une explosion de supernova, qui se produit dans les étoiles beaucoup plus grande que le Soleil. Le sort ultime du soleil est de devenir un nain blanc.
