1. waterstoffusie: Onze zon genereert, net als de meeste sterren, energie door waterstofatomen in helium in zijn kern te combineren. Dit proces geeft enorme hoeveelheden energie vrij, die uiterlijke druk creëert die de binnenwaartse trek van de zwaartekracht in evenwicht brengt.

2. Hydrogen -uitputting: Meer dan miljarden jaren raakt de kern van de zon geleidelijk zonder waterstof. Naarmate de waterstofbrandstof afneemt, vertraagt ​​de snelheid van fusie, waardoor de uiterlijke druk wordt verminderd.

3. Gravitationele instorting: Zonder de uiterlijke druk van fusie begint de zwaartekracht te domineren. De kern van de zon begint te samentrekken en wordt dichter en heter.

4. heliumfusie: Terwijl de kern samentrekt, nemen de temperatuur en de druk voldoende toe om heliumfusie te initiëren. Dit proces is veel minder efficiënt dan waterstoffusie, wat betekent dat de ster minder energie vrijgeeft.

5. Rode reusfase: De ster breidt dramatisch uit en wordt een rode reus. De buitenste lagen afkoelen en geven de ster zijn roodachtige uiterlijk.

6. Helium -uitputting: Uiteindelijk is het helium in de kern ook uitgeput. De ster blijft samentrekken en opwarmen, waardoor uiteindelijk een punt wordt bereikt waarop het geen verdere fusie kan behouden.

7. Witte dwergvorming: De kern van de zon zal zich uiteindelijk stabiliseren als een witte dwerg, een zeer dicht, heet object dat langzaam afkoelt over triljoenen jaren. De buitenste lagen van de ster worden in de ruimte uitgezet en een planetaire nevel vormen.

Belangrijke opmerking: Onze zon is niet massief genoeg om een ​​supernova -explosie te ondergaan, die voorkomt in sterren die veel groter zijn dan de zon. Het ultieme lot van de zon is om een ​​witte dwerg te worden.