Venjulegt líf sólstjörnu

Miðað við núverandi kenningar vísindanna myndast sólstjarna þegar efni þéttist og fellur saman undan eigin þyngdarafli í stjörnuþoku (nebulae).  Þyngdaraflið fær massann til þess að falla saman og um leið hitnar kjarni stjörnunnar.  Þegar kjarninn er orðinn nógu heitur byrjar stjarnan að skína og verður að frumstjörnu (protostar).

Hvað gerist næst fer eftir upprunalegum massa stjörnunnar.  Ef við tökum stjörnu eins og sólina okkar, þá blikkar stjarnan fyrst óreglulega og sendir frá sér sterkan sólvind.  Þetta er hið svokallaða T-Tauri stig stjörnumyndunar og sólin okkar gæti hafa verið á því stigi í um 30 milljón ár.  Þegar kjarnahitastigið er síðan komið upp í 10 milljónir gráða Celsius, hefst kjarnasamruni í kjarna.  Vetni tekur að breytast í helium og tekur sá bruni um 10.000 milljón ár.  En að lokum kemur að því að vetnið þrýtur og helíum fer að brenna í stað vetnis yfir í kolefni.  Stjarnan verður óstöðug,  þenst út og breytist í rauða risastjörnu.  Á þessu stigi myndi sólin "gleypa" Jörðina.  Þegar helíumið þrýtur getur stjarnan ekki brennt kolefni heldur breytist hún í stjörnuþoku (planetary nebulae).  Efnið fellur saman undan þyngdarafli og að lokum myndast hvítur dvergur.  Eðlisþyngd efnisins í hvítum dverg er slík að sykurmoli af hvítum dverg myndi "detta" í gegnum Jörðina.  Best þekkti hvíti dvergurinn er hinn dimmi félagi stjörnunnar Sirius sem er smærri en Uranus en jafn þungur og sólin. 

(Heimild:  Patrick Moore:  Atlas of the Universe).