Une étoile ne se consume pas, elle produit de l'énergie par fusion nucléaire, c'est à dire qu'elle converti de l'hydrogène en hélium. C'est la fusion de deux atomes d'hydrogène qui créent un atome d'hélium. Cette fusion se déclenche quand la pression et la température deviennent suffisant, c'est à dire quand la protoétoile a suffisamment accumulé de matière et qu'elle devient suffisamment massive et dense pour que les condition de pression et de température soient requises pour que la fusion nucléaire de l'hydrogène puisse débuter.
Le "combustible" c'est uniquement l'hydrogène.
Arrivé à un certain stade, il y a moins d'hydrogène et plus déhélium, une autre phase débute et c'est l'hélium qui se combine pour former du carbonne.
LESIA : Observatoire Midi-Pyrénées a écrit :Evolution du Soleil
Quand l'hydrogène du centre du Soleil sera épuisé, les réactions de fusion de l'hydrogène en hélium cesseront, et la température (de l'ordre de 10 à 15 millions de Kelvin) sera insuffisante pour démarrer la réaction de fusion de l'hélium en éléments plus lourds. L'équilibre sera alors rompu, et la force gravitationnelle l'emportera : le Soleil se contractera, ce qui aura pour effet de chauffer son cœur. Cette contraction ramènera de l'hydrogène des couches extérieures vers le noyau. Cet hydrogène va alors fusionner à son tour, mais le noyau va continuer à se contracter et s'échauffer. Quand la température y atteindra 100 millions de Kelvin, par suite de cette contraction, les réactions de fusion de l'hélium en carbone vont se mettre en route, fournissant un trop-plein d'énergie à l'étoile qui va alors entrer rapidement en expansion : son rayon va augmenter, donc sa surface, ce qui va faire diminuer la température de surface de l'étoile. Le Soleil deviendra alors une géante rouge, très chaude au centre (108 K), et " froide " en surface ( 3 000 K). Ses couches superficielles pourront alors dépasser l'orbite de la Terre.
L'énergie libérée par la fusion de l'hélium en carbone est plus faible que celle libérée par la fusion de l'hydrogène en hélium. Donc la durée de vie de notre géante rouge va être environ 10 fois plus courte que le temps passé sur la séquence principale (l'âge adulte du Soleil).
Lors du " flash " de l'hélium (c'est-à-dire lorsque se déclenche la fusion de l'hélium en carbone), la violence du processus pourra aller jusqu'à éjecter les couches les plus externes du Soleil, formant ce que l'on appelle une nébuleuse planétaire (qui n'a rien à voir avec les planètes, malgré son nom), nuage de gaz qui va s'éloigner peu à peu de l'étoile pour finir par se disperser dans l'espace, et peut-être participer à la formation d'un nouveau système stellaire.
Quand l'hélium du cœur aura fusionné, une nouvelle contraction va ramener vers le centre de l'hydrogène et de l'hélium non consommés, faisant reprendre avec violence les réactions nucléaires. Quand ce dernier combustible aura brûlé, la gravitation reprendra ses droits, jusqu'à ce que la pression interne la compense (le Soleil n'a pas une masse suffisante pour que la température atteinte au centre permette la fusion du carbone). Le Soleil se stabilisera alors sous la forme d'une naine blanche d'un rayon de l'ordre de celui de la Terre, avec une densité d'environ 1010 (eau = 1). Les dernières réactions nucléaires s'éteindront peu à peu et le Soleil deviendra une naine noire (n'émettant plus de rayonnement), cadavre d'étoile.
Source LESIA OBSPM
Il faut bien comprendre que les étoiles sont des usines à fabriquer des éléments de plus en plus complexes, à partir de l'hydrogène, l'élément le plus simple et le plus abondant d'ans l'Univers.
Voir le tableau périodique des éléments.