1。水素融合： 私たちの太陽は、ほとんどの星と同様に、水素原子をコアのヘリウムに融合させることでエネルギーを生成します。このプロセスは膨大な量のエネルギーを放出し、重力の内向きの引っ張りのバランスをとる外側の圧力を生み出します。
2。水素枯渇： 数十億年以上にわたり、太陽のコアは徐々に水素を使い果たします。水素燃料が減少すると、融合の速度が遅くなり、外側の圧力が低下します。
3。重力崩壊： 融合からの外向きの圧力がなければ、重力が支配し始めます。太陽の核心は収縮し始め、より密度が高くなります。
4。ヘリウム融合： コアが契約すると、ヘリウム融合を開始するのに十分な温度と圧力が増加します。このプロセスは、水素融合よりもはるかに効率が低いため、星はエネルギーを放出しません。
5。赤い巨大相： 星は劇的に拡大し、赤い巨人になります。外層が冷え、星に赤みがかった外観を与えます。
6。ヘリウムの枯渇： 最終的に、コアのヘリウムも枯渇します。星は収縮し続け、熱くなり、最終的にはそれ以上の融合を維持できない地点に達します。
7。白いd星層： 太陽の核は最終的に白い小人として安定します。これは、数兆年にわたってゆっくりと冷却される非常に密集した熱い物体です。星の外層は宇宙に排出され、惑星の星雲を形成します。
重要な注意： 私たちの太陽は、太陽よりもはるかに大きい星で発生する超新星の爆発を受けるほど大きくはありません。太陽の究極の運命は、白い小人になることです。
