1.1.1 Formation et devenir du Soleil

  
Figure: Diagramme de Hertzsprung-Russel des étoiles.
La luminosité, en unités solaires, est portée, dans une échelle logarithmique, en fonction du type spectral (échelle inférieure). A ce dernier correspond une température de surface indiquée sur l'échelle supérieure. Les zones occupées par les différentes séquences d'étoiles sont délimitées par des pointillés. La séquence principale contient une grande quantité d'objets car les étoiles dans cet état rayonnent longtemps . Quelques étoiles brillantes connues sont indiquées.
Source : Gouguenheim 1981.

Le Soleil, comme toutes les étoiles s'est formé à partir du gaz interstellaire. Le gaz interstellaire se présente sous la forme de nuages moléculaires qui sont les lieux de formation des étoiles.

À la suite d'une collision avec un autre nuage ou de turbulences locales, les grands nuages se contractent et se fractionnent partiellement en nuages beaucoup plus petits qui vont eux-mêmes s'effondrer. Ces derniers donneront chacun naissance à une ou plusieurs étoiles. Chaque petit nuage subit alors des phases de contraction successives, au cours desquelles la densité, la température et la pression du gaz augmentent simultanément. La contraction ne s'arrête que lorsque la température de l'étoile au centre atteint un million de degrés. Les premières réactions nucléaires, génératrices de la luminosité stellaire mais également responsables de transmutations d'éléments chimiques, s'amorcent. Rapidement, les réactions nucléaires proton-proton transformant l'hydrogène en hélium, dominent : l'étoile entre alors dans une phase stable de son existence au cours de laquelle la chaleur dégagée en surface est compensée par ce qui est créé à l'intérieur. L'étoile évolue sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russel (voir la figure correspondante). Le Soleil est actuellement dans cette phase d'évolution lente. Sa température de surface il y a 4,5 milliards d'années, n'était que de 2 % inférieure à ce qu'elle est aujourd'hui. Son séjour sur la séquence principale va durer 10 milliards d'années. L'évolution précédant cette phase est beaucoup plus rapide puisqu'il est en effet estimé qu'il suffit de 50 millions d'années pour qu'une étoile de masse solaire atteigne l'état stable où elle commence à brûler son hydrogène. Dans 5 milliards d'années, l'hydrogène aura été entièrement brûlé et le Soleil commencera à transformer l'hélium en éléments plus lourds. Son diamètre augmentera de façon considérable, incluant l'orbite terrestre. Il restera encore un milliard d'années dans ce stade de géante rouge, puis se contractera soudain en une naine blanche, produit final d'une étoile de ce type.