De Zon is "onze" centrale ster, het hart van ons zonnestelsel. De zon behoort met zijn diameter van 1,393 miljoen kilometer tot de klasse van de "gele dwergsterren".
Een ster is een hemellichaam waarin de massa en druk groot genoeg zijn om een spontane kernfusie op te wekken. Hoe groter de massa, des te groter dit proces zal zijn, waardoor de ster heter is en zijn nucleaire brandstof sneller op zal raken. De Zon zal ongeveer 9 miljard jaar nodig hebben om al zijn waterstof om te zetten in helium. Gezien de leeftijd van 4,5 miljard jaar is de Zon dus op de helft van zijn levensduur. Maar wat gebeurt er dan na die 9 miljard jaar? Om hier een begrijpelijk antwoord op te geven volgt hier een beknopte beschrijving over de fysische eigenschappen van een ster:
- Een ster ontstaat uit een gaswolk welke door zijn eigen massa met behulp van de zwaartekracht ineen stort.
- Door het ineenstorten ontstaat er een druk vanuit de kern. Zie dit als een band die je op pompt, deze zal ook steeds meer weerstand gaan geven.
- Door de enorme druk ontstaat een spontane kernfusie, waarin in geval van de Zon waterstof word omgezet in helium.
- De zwaartekracht die de gaswolk heeft laten instorten zal dit net zolang doen totdat deze gelijk is aan de druk van binnenuit. Eenmaal in balans ontstaat een stabiele ster. De druk van binnen naar buiten is dan immers gelijk aan de zwaartekracht die van buiten naar binnen drukt.
Zodra de nucleaire brandstof in opgebruikt zal de balans worden verstoord. De Zon zal daardoor opzwellen tot een "rode reus" waarbij de Aarde door de Zon opgeslokt zal worden. De buitenste lagen van de Zon zal door de stralingsdruk worden afgestoten waardoor de zwaartekracht weer in staat is om de overgebleven massa verder samen te drukken. In een witte dwerg is de massa veel hoger dan in de huidige Zon.
