Tutaj na Ziemi, składniki dla życia, aby przetrwać, rozwijać się, ewoluować i utrzymywać się na naszym świecie, współistniały bez zarzutu przez miliardy lat. Oprócz wszystkich atomów i cząsteczek, które posiada nasza planeta, nasz świat ma również odpowiednie warunki do występowania ciekłej wody na swojej powierzchni, dzięki naszej atmosferze i odpowiedniej odległości od Słońca.

Jednakże, gdyby Słońce było znacznie chłodniejsze lub gorętsze, ta możliwość zamieszkania gwałtownie by się skończyła. Wszystkie składniki, jakie możemy sobie wyobrazić, nie zmienią prostego faktu: bez odpowiedniego dopływu energii z naszego Słońca, życie byłoby niemożliwe. Nasze Słońce zawiera 99,8% masy Układu Słonecznego, ale z każdym dniem staje się coraz lżejsze. Kiedy upłynie wystarczająco dużo czasu, jego zmiany spowodują, że Ziemia nie będzie nadawała się do zamieszkania. Oto jak się zmienia.

Gdy nasz Układ Słoneczny uformował się po raz pierwszy, duża kępa masy zaczęła grawitacyjnie przyciągać do siebie coraz więcej materii, tworząc rosnącą protogwiazdę. Wokół niej uformował się dysk protoplanetarny, pełen nasion przyszłych planet Układu Słonecznego. Nastąpił wyścig pomiędzy dwiema konkurującymi ze sobą siłami: grawitacją, pracującą nad wzrostem naszej protogwiazdy i planet wewnątrz dysku, a promieniowaniem pochodzącym od gwiazd zewnętrznych i naszego młodego, formującego się Słońca.

Gdy promieniowanie w końcu zwyciężyło, nasze Słońce i planety nie mogły już rosnąć, a materia, która nadal wpadała do środka, została zdmuchnięta, dając w końcu początek naszemu współczesnemu Układowi Słonecznemu.

To wyznacza punkt, w którym nasz Układ Słoneczny osiąga szczytową masę: najbardziej masywną, jaką kiedykolwiek będzie. Wyznacza to również, nie tak przypadkowo, punkt, w którym nasze Słońce jest najmniej energetyczne. Tak długo, jak długo będzie się ono łączyć z lżejszymi pierwiastkami w cięższe, nigdy już nie wydzieli tak mało energii.

Czy nie wydaje się to paradoksalne? Od tego momentu Słońce będzie stawało się coraz mniej masywne, podczas gdy ilość energii, którą emituje, będzie rosła.

Jeśli jest to sprzeczne z tym, co sądzisz, że wiemy o gwiazdach, nie jesteś sam. W końcu bardziej masywne gwiazdy palą się goręcej i jaśniej, wszystko jest równe.

Tak naprawdę istnieje tylko kilka czynników, wszystkie w połączeniu ze sobą, które określają jak gorąca jest gwiazda. Biorąc pod uwagę, że gwiazdy uzyskują swoją moc z fuzji jądrowej lżejszych pierwiastków w cięższe, możemy właściwie wyliczyć, co powoduje, że gwiazda wydziela energię. Czynniki te to:

1. Temperatura w jądrze gwiazdy, ponieważ wyższa temperatura oznacza więcej energii na cząstkę, co daje większe prawdopodobieństwo zajścia fuzji jądrowej, gdy zderzą się dwie cząstki.
2. Rozmiar obszaru fuzji jądrowej, ponieważ większe obszary, w których może dojść do fuzji, prowadzą do większej ilości fuzji w tym samym czasie.

Jeśli spojrzymy i porównamy dwie różne gwiazdy, ta bardziej masywna ma tendencję do osiągania wyższej temperatury w jądrze i ma większy obszar fuzji jądrowej. Ale jeśli spojrzymy do wnętrza każdej pojedynczej gwiazdy, zobaczymy coś innego.

Słońce, spalając swoje paliwo, uzyskuje energię poprzez fuzję wodoru, w reakcji łańcuchowej, w hel. Łańcuch proton-proton jest sposobem, w jaki nasze Słońce (i większość gwiazd) uzyskuje swoją energię, ponieważ produkt końcowy (hel-4) jest lżejszy i ma mniejszą masę niż początkowe reagenty (4 protony). Fuzja jądrowa działa na zasadzie równoważności masa-energia, gdzie niewielki ułamek, około 0,7% całkowitej masy tego, co ulega fuzji, jest przekształcany w energię za pomocą Einsteinowskiego E = mc2.

W miarę jak to się dzieje, masa Słońca powoli spada; energia zostaje przetransportowana na powierzchnię, a „produkt odpadowy”, hel, spada dalej w dół, do centralnego regionu jądra.

Hel w samym centrum nie może ulec fuzji w tych temperaturach, więc w regionach bogatych w hel zachodzi mniej fuzji na jednostkę objętości. Bez fuzji jest mniej promieniowania, a bogata w hel część wewnętrzna zaczyna się kurczyć pod wpływem własnej grawitacji. Jednak grawitacyjne kurczenie się daje energię, co oznacza, że dużo ciepła/energii cieplnej jest transportowane na zewnątrz.

W miarę starzenia się gwiazdy temperatura wnętrza rośnie, a obszar, w którym może zachodzić fuzja (o temperaturze 4 mln K i wyższej) rozszerza się na zewnątrz. Ogólnie rzecz biorąc, tempo syntezy i objętość, w której ona zachodzi, zwiększa się z czasem. Powoduje to, że Słońce – i wszystkie gwiazdy podobne do Słońca – zwiększa swoją produkcję energii w miarę starzenia się.

W tym samym czasie energia, która zostaje przetransportowana na powierzchnię, powoduje nie tylko emisję światła, ale także niektórych luźno trzymanych cząstek na granicy fotosfery Słońca. Elektrony, protony, a nawet cięższe jądra mogą zyskać wystarczającą energię kinetyczną, aby zostać wyrzucone ze Słońca, tworząc strumień cząstek znany jako wiatr słoneczny. Naładowane cząstki rozprzestrzeniają się po całym Układzie Słonecznym i w przeważającej większości całkowicie go opuszczają, choć kilka z nich, dzięki przypadkowemu ułożeniu geometrii, trafia w atmosfery planet. Kiedy tak się dzieje, tworzą efekt znany jako zorza polarna, który ludzkość mierzyła i obserwowała przez całą historię.

Przez ostatnie 4,5 miliarda lat, Słońce stało się gorętsze, ale również mniej masywne. Wiatr słoneczny, jak mierzymy go dzisiaj, jest z grubsza stały w czasie. Od czasu do czasu zdarzają się rozbłyski i wyrzuty masy, ale ledwo wpływają one na ogólne tempo utraty masy przez Słońce. Podobnie, produkcja energii termojądrowej na Słońcu wzrosła o około 20% w ciągu jego historii, ale to również niewielki czynnik.

Jeśli zmierzymy dzisiejsze tempo utraty masy, zarówno z powodu wiatru słonecznego, jak i fuzji jądrowej, możemy obliczyć, o ile lżejsze staje się Słońce z każdą upływającą sekundą. Możemy również ekstrapolować, ile masy Słońce straciło w ciągu całej swojej historii od momentu narodzin: to niezwykły wyczyn.

Wiatr słoneczny przenosi około 1,6 mln ton masy co sekundę, czyli 1,6 × 109 kg/s. To na pewno dużo materiału, który sumuje się w długich okresach czasu. Co 150 milionów lat Słońce traci z powodu wiatru słonecznego masę równą masie Ziemi, czyli około 30 mas Ziemi w ciągu całego dotychczasowego życia Słońca.

Jednak z powodu fuzji jądrowej Słońce traci jeszcze więcej masy. Moc wyjściowa Słońca wynosi 4 × 1026 W, co oznacza, że w każdej sekundzie zamienia ono na energię około 4 milionów ton masy. W wyniku fuzji Słońce traci więc w każdej sekundzie około 250% masy, która jest unoszona przez wiatr słoneczny. W ciągu 4,5 miliarda lat swojego istnienia, Słońce straciło około 95 mas ziemskich w wyniku fuzji jądrowej: mniej więcej tyle, ile wynosi masa Saturna.

W miarę upływu czasu ilość masy traconej przez Słońce będzie rosła, szczególnie gdy wejdzie ono w fazę olbrzyma. Ale nawet w tym stosunkowo stałym tempie, wzrost helu w jądrze Słońca oznacza, że będziemy się ogrzewać tu, na Ziemi. Po około 1 do 2 miliardów lat Słońce będzie płonąć na tyle mocno, że ziemskie oceany całkowicie się zagotują, uniemożliwiając powstanie ciekłej wody na powierzchni naszej planety. W miarę jak Słońce będzie stawało się coraz lżejsze i jaśniejsze, wbrew pozorom będzie stawało się coraz gorętsze i gorętsze. Nasza planeta wykorzystała już około trzech czwartych czasu, w którym Ziemia nadaje się do zamieszkania. Ponieważ Słońce nadal traci masę, ludzkość i całe życie na Ziemi zbliża się do nieuchronnego losu. Sprawmy, aby te ostatnie miliardy lat się liczyły.