For at forstå, hvad der sker i slutningen af en stjernes levetid, der ligner solen, hjælper det med at forstå, hvordan stjerner dannes i første omgang, og hvordan de skinner. Solen er en stjerne i gennemsnitstørrelse og vil i modsætning til en kæmpe som Eta Carinae ikke gå ud som en supernova og efterlade et sort hul i kølvandet. I stedet bliver solen en hvid dværg og simpelthen forsvinde.
Stjernedannelse og hovedsekvens
Stjerner er født af intergalaktisk støv. Da en sky fyldt med støv og brint og heliumgas langsomt begynder at dreje rundt om en central kerne, tiltrækker kernen mere stof, og det stigende tryk varmer det op, indtil det bliver varmt nok til, at brintgassen smelter sammen i en atomreaktion. Den energi, der genereres af fusionsreaktionerne, forhindrer yderligere sammenbrud, og kernen bliver en hovedsekvensstjerne. Massive stjerner bruger deres brintbrændstof hurtigt og kan brænde ud på så få som 3 millioner år. Hovedsekvensen for en stjerne svarende til solen er dog omkring 10 milliarder år.
Den røde kæmpefase
Når en stjerne i solstørrelse bruger brint i kernen, stopper fusionen, og temperaturen er ikke høj nok til, at heliumfusion kan begynde. Manglen på udstrålingstryk tillader kernen at trække sig sammen. Fordi kernen trækker sig sammen, og tyngdekraftens svækkelse svækkes, afkøles det ydre lag, bliver rødt og begynder at ekspandere, og stjernen bliver til en rød kæmpe. Røde giganter vokser typisk til 10 til 100 gange diameteren på hovedsekvensstjernen. Når solen går ind i sin røde kæmpefase, som varer fra 1 til 2 milliarder år, kan den vokse sig stor nok til at opsluge jorden.
Den anden røde kæmpefase
Da kernen i en rød kæmpe trækker sig sammen, pakkes elektroner så tæt sammen, at kvantemekaniske principper bliver vigtige. Pauli-udelukkelsesprincippet dikterer, at ingen to elektroner kan indtage den samme tilstand, og frastødningskræfterne bliver stærkere end termisk tryk og uafhængige af temperaturen. Materiale i denne tilstand siges at være degenereret, og det tillader eksplosive reaktioner at forekomme. Helium i kernen begynder at smelte sammen med kulstof, mens brint i laget omkring kernen også begynder at smelte ind i helium. Disse reaktioner producerer mere udadgående tryk, hvilket får stjernen til at ekspandere endnu mere. Dette er den anden røde kæmpe fase, og den varer i omkring en million år.
Den hvide dværgfase
Kernen i en rød kæmpe når til sidst et punkt, hvor den på grund af kvantemekaniske principper ikke længere kan kollapse, og den begynder at brænde med et blåligt hvidt lys og bliver en hvid dværg. På dette tidspunkt svarer dens masse til den oprindelige stjernes, men dens diameter er omtrent på størrelse med jorden, så den er supertæt. Den køler til sidst, bliver til en sort dværg og bliver mørk. Mens det stadig er en hvid dværg, køler gasserne, der danner det ydre lag af stjernen, væk fra kernen i en formation kendt som en planetarisk tåge. Kendte eksempler inkluderer Ring og Cat's Eye Nebulae.