Təxminən 4,5 mlrd. ildən sonra Günəşdəki hidrogenin tükənəcəyi proqnozlaşdırılır. Hidrogenin nüvəsi bir müsbət yüklü protondan ibarət olur. Adətən, eyni yüklər bir-birini dəf edir. Lakin yüksək temperaturda bu protonların hərəkət sürəti o qədər böyük olur ki, hətta onlar bir-birini cəzb edə biləcək qədərbir-birinə yaxınlaşa bilirlər. Bu zaman partlayış baş verir ki, bunun da nəticəsində külli miqdarda istilik enerjisi, bir helium nüvəsi, iki ədəd neytrino və bir qədər də γ - şüalanması baş verir. Neytrino yüksək nüfuzetmə xüsusiyyətinə malik stabil yüksüz hissəciklər şəklində olub, Günəşi dərhal tərk edir. Qamma şüalanması isə digər proseslərdə iştirak edərək dəyişilmələrə məruz qalır. Belə reaksiya nəticəsində maddənin təxminən 0,75%-i sərf edilir. Ona görə də Günəş hər saniyədə öz çəkisinin 4,3⋅106 ton qədərini itirir. Bunu bilməklə Günəşin səthindən ayrılan istilik gücünü təyin etmək olar:
Fe= ∆ m • C2 = 3,845 • 1026 Vt
Burada ∆ m = 4,3 • 109 kq/san Günəşin kütləsinin saniyəlik azalması; C= 3 • 10 8 m/s işıq sürətidir. Bu qədər enerji Günəş səthindən çıxdığı üçün onun səthindəki istilik gücünün sıxlığı aşağıdakı kimi təyin edilir:
AG-Günəşin səthinin sahəsi m2kimi qeyd olunur. Buradan görünür ki, Günəş səthinin hər 1 kvadrat metri özündən 63,11 MVt istilik şüalandırır. Günəş səthinin hər 0,2 kvadrat km-nin bir ildə şüalandırdığı istilik enerjisi təxminən 400 EC (4⋅1020 C) təşkil edir. Bu qədər enerji Yer kürəsində təxminən illik enerji tələbatına bərabərdir. Ancaq Günəşin səthindən ayrılan bu miqdar enerjinin kiçik bir hissəsi yerə gəlib çatır.