1. vätefusion: Vår sol, som de flesta stjärnor, genererar energi genom att smälta väteatomer i helium i dess kärna. Denna process frigör enorma mängder energi, vilket skapar yttre tryck som balanserar tyngdkraftsdraget.
2. väteutarmning: Under miljarder år går solens kärna gradvis slut på väte. När vätebränslet minskar bromsar fusionshastigheten och minskar det yttre trycket.
3. gravitationskollaps: Utan det yttre trycket från fusion börjar tyngdkraften dominera. Solens kärna börjar dra sig samman och blir tätare och varmare.
4. heliumfusion: När kärnkontrakten ökar temperaturen och trycket tillräckligt för att initiera heliumfusion. Denna process är mycket mindre effektiv än vätefusion, vilket innebär att stjärnan släpper mindre energi.
5. röd jättefas: Stjärnan expanderar dramatiskt och blir en röd jätte. De yttre lagren svalnar och ger stjärnan sitt rödaktiga utseende.
6. heliumutarmning: Så småningom tappas också heliumet i kärnan. Stjärnan fortsätter att sammandras och värmas upp och når så småningom en punkt där den inte kan upprätthålla ytterligare fusion.
7. vit dvärgbildning: Solens kärna kommer så småningom att stabilisera sig som en vit dvärg, ett mycket tätt, hett föremål som långsamt svalnar över biljoner år. Stjärnans yttre lager kommer att förvisas ut i rymden och bilda en planetnebula.
Viktig anmärkning: Vår sol är inte tillräckligt massiv för att genomgå en supernova -explosion, som förekommer i stjärnor som är mycket större än solen. Solens ultimata öde är att bli en vit dvärg.
