Abychom pochopili, co se stane na konci života hvězdy podobné slunci, pomůže nám pochopit, jak se hvězdy vytvářejí a jak září. Slunce je průměrně velká hvězda a na rozdíl od obra jako Eta Carinae nevyjde ven jako supernova a nezanechá po sobě černou díru. Místo toho se ze slunce stane bílý trpaslík a jednoduše zmizí.
Vznik hvězd a hlavní posloupnost
Hvězdy se rodí z mezigalaktického prachu. Když se kolem centrálního jádra pomalu začal točit mrak naplněný prachem a vodíkem a plynným heliem, jádro přitahuje více hmota a zvyšující se tlak ji zahřívá, dokud není dostatečně horká na to, aby se plynný vodík spojil v jaderné reakci. Energie generovaná fúzními reakcemi brání dalšímu kolapsu a jádro se stává hvězdou hlavní sekvence. Mohutné hvězdy rychle využívají své vodíkové palivo a mohou vyhořet už za 3 miliony let. Hlavní posloupnost hvězdy podobné slunci je však asi 10 miliard let.
Fáze červeného obra
Když hvězda o velikosti slunce spotřebuje vodík ve svém jádru, fúze se zastaví a teplota není dostatečně vysoká, aby fúze helia mohla začít. Nedostatek vnějšího radiačního tlaku umožňuje jádru smršťovat se. Jelikož se jádro stahuje a gravitační přitažlivost slabne, vnější vrstva se ochladí, zčervená a začne se rozpínat a hvězda se promění v červeného obra. Červené obry obvykle rostou na 10 až 100násobek průměru hvězdy hlavní sekvence. Když slunce vstoupí do své fáze červených obrů, která bude trvat 1 až 2 miliardy let, mohlo by růst dostatečně velké, aby pohltilo Zemi.
Druhá červená obří fáze
Jádro rudého obra se smršťuje, elektrony jsou zabaleny tak těsně k sobě, že se stávají důležité kvantově mechanické principy. Princip vyloučení Pauliho určuje, že žádné dva elektrony nemohou obsadit stejný stav a odpudivé síly budou silnější než tepelný tlak a nezávislé na teplotě. Hmota v tomto stavu je považována za zvrhlou a umožňuje výbušné reakce. Hélium v jádru začíná fúzovat na uhlík, zatímco vodík ve vrstvě obklopující jádro také začne fúzovat na helium. Tyto reakce produkují více vnějšího tlaku, což způsobuje, že se hvězda ještě více rozpíná. Toto je druhá fáze červeného obra a trvá asi milion let.
Fáze bílého trpaslíka
Jádro červeného obra nakonec dosáhne bodu, ve kterém se díky kvantově mechanickým principům již nemůže zhroutit a začne hořet modravě bílým světlem a stává se z něj bílý trpaslík. Do této doby je její hmotnost podobná hmotě původní hvězdy, ale její průměr je přibližně stejný jako Země, takže je velmi hustý. Nakonec se ochladí, promění se v černého trpaslíka a ztmavne. I když je to stále bílý trpaslík, plyny tvořící vnější vrstvu hvězdy chladnou a odnášejí se od jádra ve formaci známé jako planetární mlhovina. Známé příklady zahrnují Mlhoviny Prsten a Kočičí oko.