L’évolution d’une étoile d’une masse solaire est intéressante car elle montre tous les stades que nous retrouverons pour des étoiles de masses différentes. Partant de la ZAMS où elle se stabilise après la phase pré-séquence principale, l’étoile entre dans la phase la plus longue de sa vie, pendant laquelle l’hydrogène est converti en hélium par le mécanisme proton-proton dans les parties centrales (le coeur). Pour le Soleil, cette phase durera 11 milliards d’années : avec un âge actuel de 4,57 milliards d’années, il en est donc à un peu moins de la moitié de sa vie sur la séquence principale. La structure actuelle du Soleil est montrée figure 3.2.
Au cours de cette vie, la luminosité doublera et le rayon augmentera de près de 50 %, tandis que sa température effective aura assez peu varié (bien entendu, ceci n’est pas observable pour le Soleil, mais on connaît suffisamment d’étoiles de 1 aux différents stades de leur évolution pour pouvoir vérifier les prédictions des modèles). Le point représentatif du Soleil ne se sera donc déplacé que très lentement dans le diagramme de Hertzprung-Russell (diagramme HR) (figure 3.1). Au cours de la fusion de l’hydrogène, le nombre de particules diminue : le milieu étant totalement ionisé, le résultat de la chaîne proton-proton peut s’écrire
On passe donc de 8 particules à 3, si bien que le poids moléculaire moyen μ aug-mente, ce qui amène à une contraction et un échauffement graduels du coeur, donc à une accélération progressive de la fusion, qui reste cependant non explosive…