Le Soleil, comme toute étoile, traverse plusieurs phases de vie marquées par des changements dans son noyau et son enveloppe, dictés par les processus de fusion nucléaire. Ces étapes sont déterminées par la masse de l’étoile, qui contrôle les types de réactions nucléaires possibles et la durée de chaque phase.

1. Formation (Nébuleuse et Protoétoile) 

  La vie du Soleil commence dans une nébuleuse, un immense nuage de gaz et de poussières. Sous l’effet de la gravité, ce nuage se contracte, et des régions denses se forment, conduisant à la création d’une protoétoile. Dans cette phase, le noyau du Soleil se réchauffe progressivement en raison de l’effondrement gravitationnel, jusqu’à atteindre une température suffisante pour déclencher la fusion de l’hydrogène en hélium.

2. Séquence principale 

  Une fois la fusion de l’hydrogène enclenchée, le Soleil entre dans la séquence principale, une phase stable où il reste la majorité de sa vie, environ 10 milliards d’années. Dans cette étape, le noyau du Soleil maintient un équilibre entre la pression de radiation, produite par la fusion nucléaire, et la gravité qui tend à comprimer l’étoile. La fusion de l’hydrogène produit de l’énergie sous forme de lumière et de chaleur, qui irradie dans l’espace, et l'étoile reste stable.

3. Géante rouge 

  Lorsque le carburant en hydrogène dans le noyau commence à s'épuiser, cet équilibre est rompu. Le noyau se contracte et se réchauffe tandis que les couches externes s'étendent, transformant le Soleil en une géante rouge. Dans cette phase, des réactions de fusion de l’hydrogène continuent dans une coquille autour du noyau, tandis que le noyau contracté devient suffisamment chaud pour initier la fusion de l'hélium en carbone et oxygène.

4. Nébuleuse planétaire et naine blanche 

  Après la phase de géante rouge, le Soleil commence à perdre ses couches externes, éjectant un flux de gaz et de poussières qui forment une nébuleuse planétaire. Ce processus laisse derrière lui un noyau dense et chaud : une naine blanche. La naine blanche est composée principalement de carbone et d'oxygène et ne subit plus de réactions nucléaires. Elle brille faiblement en raison de la chaleur résiduelle et refroidit progressivement.

5. Naine noire 

  Enfin, après des milliards d'années, la naine blanche se refroidira et s’éteindra complètement, devenant une "naine noire". Elle ne rayonnera plus d’énergie, marquant la fin de la vie de notre Soleil. Cependant, ce stade est purement théorique, car l'univers n’est pas encore assez vieux pour que des naines noires se soient formées.

Ainsi, le cycle de vie du Soleil, long de milliards d’années, est caractérisé par des transformations structurelles et énergétiques qui finiront par en faire une étoile éteinte et dense.

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