1. 수소 융합 : 대부분의 별처럼 우리의 태양은 수소 원자를 핵심 헬륨으로 융합하여 에너지를 생성합니다. 이 과정은 엄청난 양의 에너지를 방출하여 중력의 내부 당기는 균형을 잡는 외부 압력을 만듭니다.
2. 수소 고갈 : 수십억 년에 걸쳐 태양의 핵심은 점차 수소가 떨어집니다. 수소 연료가 줄어들면서 융합 속도가 느려져 외부 압력이 줄어 듭니다.
3. 중력 붕괴 : 융합으로 인한 외부 압력이 없으면 중력이 지배하기 시작합니다. 태양의 핵심은 수축하기 시작하여 밀도가 높고 뜨거워집니다.
4. 헬륨 퓨전 : 핵심 수축으로서, 온도와 압력은 헬륨 융합을 시작하기에 충분히 증가합니다. 이 과정은 수소 융합보다 훨씬 덜 효율적이므로 별은 에너지가 줄어 듭니다.
5. 붉은 거인 단계 : 스타는 극적으로 확장되어 빨간 거인이되었습니다. 외부 층이 식어 별에 붉은 모양을 제공합니다.
6. 헬륨 고갈 : 결국 코어의 헬륨도 고갈됩니다. 스타는 계속해서 수축하고 열이 나고 결국 더 이상 융합을 유지할 수없는 지점에 도달합니다.
7. 흰색 난쟁이 형성 : 태양의 핵심은 결국 흰 난쟁이로 안정화 될 것입니다. 별의 외부 층은 우주로 추방되어 행성 성운을 형성합니다.
중요한 참고 : 우리의 태양은 초신성 폭발을 겪을만큼 크지 않습니다.이 폭발은 태양보다 훨씬 큰 별에서 발생합니다. 태양의 궁극적 인 운명은 흰 난쟁이가되는 것입니다.
