Redigerer Solen (avsnitt)

== Livssyklus ==
{{Utdypende artikkel|Solsystemets opprinnelse og utvikling|Stjerneutvikling}}
[[Fil:Solar evolution (English).svg|thumb|Utviklingen av solens [[Solluminositet|lysstyrke]], [[solradius|radius]] og [[effektiv temperatur|effektive temperatur]] sammenlignet med dagens sol.<ref name="Ribas2010" group="L" />]]

=== Protostjerne ===
{{Utdypende|Protostjerne}}
Solen ble dannet for ca. 4,57&nbsp;milliarder år siden fra kollapsen av en del av en gigantisk [[molekylsky]] som for det meste bestod av hydrogen og helium og som sannsynligvis ga grunnlag for mange andre [[stjerne]]r.<ref name="Zirker2002-7" group="L" /> Alderen er estimert av [[datasimulering]] av stjerneutviklingen og [[nukleokosmokronologi]].<ref name="Bonanno2008" group="L" /> Det eldste materialet i solsystemet er [[radiometrisk datering|radiometrisk datert]] til 4,567&nbsp;milliarder år gammelt.<ref name="Amelin2002" group="L" /><ref name="Baker2005" group="L" /> [[Meteoritt]]er med spor av stabile datterkjerner av kortlevde isotoper &ndash; deriblant [[jern|jern-60]] (<sup>60</sup>'''Fe'''), som kun dannes i eksploderende kortlevde stjerner &ndash; indikerer at en eller flere supernovaer har funnet sted nær stedet hvor solen ble dannet.

En [[sjokkbølge]] fra en nærliggende supernova utløste komprimering av gasser i molekylskyen. En del av skyen kollapset under sin egen gravitasjon,<ref name="Williams2010" group="L" /> begynte å rotere på grunn av [[Drivmoment#Bevaring av drivmoment|bevaring av drivmoment]] og ble varmet opp med et økende trykk. Mye av massen ble samlet i sentrum mens det resterende flatet ut til en skive som ble planeter og andre solsystemlegemer. Gravitasjon og trykk i kjernen av skyen genererte varme når den samlet mer gass fra den omkringliggende skiven. Til slutt ble [[stjernenukleosyntese|kjernefysisk fusjon]] satt i gang og vår sol ble født.

=== Hovedseriestjerne ===
{{Utdypende|Hovedserien (astronomi){{!}}Hovedserien}}
Solen er om lag halvveis i sin [[hovedserien (astronomi)|hovedserie]][[stjerneutvikling|utvikling]] hvor kjernefysiske fusjonsreaksjoner i kjernen fusjonerer hydrogen til helium. Hvert sekund omdannes 4,26&nbsp;millioner [[tonn]] materie til energi i kjernen, og produserer [[nøytrino]]er og [[solstråling]]. Med denne hastigheten har solen så langt omgjort omkring 100&nbsp;jordmasser med materie til energi, og vil tilbringe ca. 10&nbsp;milliarder år som en hovedseriestjerne.<ref name="Goldsmith2001" group="L" />

=== Rød kjempe ===
{{Utdypende|Rød kjempe}}
Solen har ikke nok masse til å eksplodere som en [[supernova]], men vil om ca. fem milliarder år bli en [[rød kjempe]]. Når hydrogenet i kjernen er oppbrukt, vil de ytre lagene utvides og kjernen trekke seg sammen og varmes ytterligere opp. Hydrogenfusjonen vil fortsette langs et skall som omgir en kjerne av helium som vil utvide seg jevnt og trutt etter hvert som mer helium produseres. Når kjernetemperaturen når ca. 100&nbsp;millioner [[kelvin]], vil heliumfusjonen i kjernen begynne å produsere [[karbon]], og solen vil gå inn i en ''[[asymptotisk kjempegren|AGB]]''-fase.<ref name="Zeilik1998" group="L" />

=== Planetarisk tåke ===
{{Utdypende|Planetarisk tåke}}
Etter den røde kjempefasen vil intense varmepulseringer gjøre at solen kaster de ytre lagene og danner en [[planetarisk tåke]]. Det eneste som blir igjen etter at de ytre lagene er kastet, vil være den ekstremt varme kjernen som sakte nedkjøles og falmer som en [[hvit dverg]] over flere milliarder år. Dette [[stjerneutvikling]]sscenarioet er typisk for stjerner med liten til middels stor masse.<ref name="future-sun" /><ref name="Sackmann1993" group="L" />

=== Jordens skjebne ===
Som rød kjempe vil solen ha en maksimal radius utenfor jordens nåværende bane, 1&nbsp;[[Astronomisk enhet|AE]] ({{Formatnum: {{AE|m|11|1}} }}&nbsp;m), 250 ganger sin nåværende radius.<ref name="Schroeder2008" group="L" /><ref name="Palmer2008" /> Innen den blir en ''AGB''-stjerne, vil den miste omtrent 30 % av sin nåværende masse på grunn av stjernevinden, som igjen vil skyve planetenes baner utover. Nyere forskning antyder at jorden vil svelges av solens [[tidevannskrefter]].<ref name="Schroeder2008" group="L" /><ref name="Palmer2008" /> Selv om jorden unnslipper forbrenning, vil alt vann koke bort og det meste av [[jordens atmosfære|atmosfæren]] vil forsvinne ut i rommet.

Selv under sin nåværende fase i hovedserien blir solen gradvis mer lyssterk (ca. 10 % for hver milliard år), og overflatetemperaturen stiger sakte. Solen var svakere i fortiden, noe som muligvis er grunnen til at liv på jorden kun har eksistert på land i ca. 1&nbsp;milliard år. Økningen i solens temperatur er slik at om ca. ytterligere én milliard år vil overflaten på jorden sannsynligvis bli for varm til at det kan forekomme flytende vann, noe som vil bety slutten for alt jordisk liv.<ref name="Schroeder2008" group="L" /><ref name="Palmer2008" /><ref name="Carrington2000" />

[[Fil:Solar Life Cycle-no.svg|thumb|center|600px|{{center|Solens livssyklus; størrelsene er ikke i skala}}]]