Le Soleil est une étoile, c'est un astre qui émet de la lumière fabriquée en son sein (alors que la Lune, par exemple, n'apparaît brillante que parce qu'elle est éclairée par le Soleil). Il s'agit, en fait, d'une gigantesque sphère de gaz (dont le diamètre est de 1 400 000 km, soit près de 110 fois le diamètre terrestre), essentiellement de l'hydrogène qui est le gaz le plus léger existant et qui est le constituant principal de l'Univers avec l'hélium (90 % des atomes de l'Univers sont de l'hydrogène et 8 % de l'hélium). Ce gaz est en grande partie électrisé, un peu comme le gaz dans les tubes fluorescents ou dans les lampes d'éclairage des villes. Mais, surtout, il est si comprimé et si chaud au cœur de l'étoile que son aspect physique n'a plus rien à voir avec ce qu'on entend couramment par le mot gaz. Ainsi 1 l de gaz au centre du Soleil contient plus de 100 kg de matière. Au centre de l'étoile, la température atteint des millions de degrés ; là encore, cela échappe au sens commun tant la valeur est élevée. Mais il faut surtout retenir que cela permet à des réactions de fusion nucléaire de se produire en permanence au cœur du Soleil. Les noyaux d'hydrogène fusionnent alors pour former des noyaux d'hélium tout en dégageant une énergie importante. Alors pourquoi le Soleil n'explose-t-il pas : il y a tout simplement équilibre entre la force exercée vers l'extérieur par ces explosions et la force exercée vers l'intérieur par les couches externes pesant sur la partie centrale du fait de la gravitation. C'est d'ailleurs la force de gravitation (attraction mutuelle existant entre deux corps dans l'Univers) qui, au départ, a permis à une masse de gaz diluée dans l'espace de se ramasser progressivement sur elle-même et de se tasser jusqu'à former une boule assez dense et assez chaude pour que des réactions nucléaires s'allument en son sein et qu'elle devienne une étoile.

L’intérieur du Soleil n’est pas aussi aisément observable puisque, c’est sa définition, les photons ne peuvent pas en échapper. Pourtant, deux techniques de la physique solaire, aptes à apporter des informations expérimentales sur l’intérieur du Soleil, se sont développées : d’une part, la sismologie solaire, ou héliosismologie, d’autre part, la mesure du flux des neutrinos. Indépendamment de ces observations, les modèles d’intérieur d’une étoile mettent en jeu son âge, sa masse, son rayon et sa luminosité; le Soleil est la seule étoile pour laquelle ces paramètres sont mesurables directement et avec une grande précision. Sa masse (1,989 x 1030 kg, soit 333 000 fois celle de la Terre) est obtenue par l’observation du mouvement des planètes; son rayon (695 990 km) est déduit des mesures précises de distance par écho radar, et son rayonnement total (3,86 x 1026 W) est mesuré par satellite, hors de l’atmosphère terrestre. Son âge (4,5 milliards d’années) est estimé grâce aux mesures de la radioactivité des roches terrestres et des météorites.
La série d'images réalisées par les télescopes nous offre le spectacle de notre Soleil d'ici à 6 milliards d'années. A l'instar de la plupart des étoiles comparables à notre source de vie, le Soleil jouit d'une vie longue et très calme. Pendant des milliards d'années, son cœur se contente de fabriquer des atomes d'hélium par fusion des atomes d'hydrogène. L'énergie ainsi libérée empêche notre étoile de s'effondrer sous l'effet de sa propre gravité, réchauffe la Terre et permet ainsi à la vie de bénéficier d'un environnement hospitalier pour son éclosion et sa perduration.
Les scientifiques pensent que cela continuera ainsi pour plusieurs autres générations humaines, mais toutes bonnes choses doivent prendre fin. Tôt ou tard, c'est-à-dire d'ici 5 à 6 milliards d'années, cette évolution tranquille sera perturbée par l'arrêt de la fusion de l'hydrogène en hélium. C'est à ce moment-là que débutera une nouvelle phase de sa vie.
Lorsque la fusion de l'hydrogène d'une étoile s'arrête (par manque de combustible), des ajustements se produisent pour compenser la perte de sa source d'énergie, qui modifient radicalement la structure de l'astre. Le noyau de l'étoile se contracte alors rapidement et libère une énergie gravitationnelle qui chauffe les couches externes d'hydrogène jusqu'à déclencher leur fusion. Celle-ci ne se déroule plus au sein du noyau, mais dans une enveloppe située autour de lui. Le nouveau flux d'énergie produit par cette fusion repousse progressivement vers la périphérie les couches externes de l'étoile. Durant leur expansion, les gaz se refroidissent et forment ce que l'on nomme une géante rouge.

Durant quelques centaines de millions d’années, l’expansion continuera. Le Soleil deviendra si grand qu’il produira plus de 500 fois plus de lumière qu’il émet aujourd’hui.
Mercure sera engloutie : Mars et la Terre seront desséchées. La température du noyau s’élèvera à plus de 85 millions de degrés C.

L’hélium a alors se transformer en noyaux de carbone, puis en noyaux d’oxygène par les réactions de fusion.
En quelques heures, ce noyau d’hélium sera tellement chaud qu’il explosera. Le noyau alors moins dense après l’explosion se refroidira à nouveau. Suivra alors un cycle de contraction et de gonflement qui permettra de réaliser les réactions de fusion. Au bout d’un certain temps. Il sera accumulé assez de carbone pour empêcher les explosions. En raison de la fusion continue de l’hélium , le soleil se dilatera une dernière fois. Son gonflement engloutira Vénus et la Terre et les couches externes poursuivront leur expansion dans l’univers.

La moitié de la masse du soleil étant perdu, il ne restera pratiquement que le noyau riche en hélium poursuivant ses réactions de fusion.

Le noyau proche de sa fin continuera à rétrécir. Ayant épuisé son hélium (son combustible en fait). Notre étoile s’écoulera sous sa gravité et il ne restera qu’un corps de la taille de notre Terre.
Notre soleil sera devenue une naine blanche : c’est un corps très dense qui irradiera l’énergie de son effondrement en se refroidissant. Notre soleil n’émettra plus de lumière du tout et ses atomes seront tassés aussi fortement qu’il est physiquement possible.
N’ayant plus d’énergie gravitationnelle ( il n’y a plus d’effondrement ). Notre étoile se refroidira et sera invisible dans l’espace. Elle est alors une naine noir riche en carbone (disque de diamètre de 12.900km). il ne donnera aucune information sur ses origines.