Прогнозы о том, что Солнце может взорваться, появлялись уже неоднократно. И, как правило, они воспринимаются простыми обывателями как абсурдные. Однако наше Солнце и впрямь не вечно. Вселенная в принципе нестабильна, и любые объекты в ней, включая и звезды, проходят цикл эволюции, начиная с рождения и заканчивая умиранием.

Конечно, не следует воспринимать все так упрощенно. Взрыв на Солнце не произойдет в одночасье, а станет итогом сложных и длительных процессов. Да и случится это в весьма отдаленном будущем, когда человечество, скорее всего, уже покинет Землю — не обязательно погибнув, а, возможно, переселившись в иные миры. Так или иначе, в преддверии катастрофы с Солнцем наши потомки вряд ли будут сидеть сложа руки — наверняка они постараются себя как-то обезопасить…

Обычно звезда начинает свою эволюцию в виде холодного разреженного облака межзвездного газа, сжимающегося под действием собственного тяготения и постепенно принимающего шарообразную форму. В процессе сжатия гравитационная энергия переходит в тепловую и объект "нагревается". Только после того, как температура в центре объекта достигает 15-20 миллионов кельвинов, в нем начинают идти термоядерные реакции, сжатие прекращается, и он становится полноценной звездой.

Большую часть своей жизни звезда средней массы, подобная Солнцу, пребывает в состоянии водородного цикла. Когда она сжигает весь свой запас водородного топлива и водород в ее ядре превращается в гелий, на периферии продолжается термоядерное горение водородных оболочек. В это время растет светимость объекта, расширяются его внешние слои и снижается температура на поверхности. Размеры звезды увеличиваются примерно в сто раз, и она становится красным гигантом. В этой фазе она пребывает значительно меньше времени, чем в водородной, — несколько миллионов лет.

В конце концов, образовавшееся гелиевое ядро не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься. Если объект является достаточно массивным, рост его температуры может вызвать трансформацию гелия в более тяжелые элементы, последовательно в углерод, кислород, кремний и железо. Для звезд средней массы этот период может составить миллиарды лет.