Pour comprendre ce qui se passe à la fin de la vie d'une étoile semblable au soleil, il est utile de comprendre comment les étoiles se forment en premier lieu et comment elles brillent. Le soleil est une étoile de taille moyenne et, contrairement à une géante comme Eta Carinae, ne s'éteindra pas en supernova et ne laissera pas un trou noir dans son sillage. Au lieu de cela, le soleil deviendra une naine blanche et disparaîtra tout simplement.
Formation d'étoiles et séquence principale
Les étoiles naissent de la poussière intergalactique. Lorsqu'un nuage rempli de poussière, d'hydrogène et d'hélium commence lentement à tourner autour d'un noyau central, le noyau attire plus matière, et la pression croissante la chauffe jusqu'à ce qu'elle devienne suffisamment chaude pour que l'hydrogène gazeux fusionne dans une réaction nucléaire. L'énergie générée par les réactions de fusion empêche un nouvel effondrement et le noyau devient une étoile de la séquence principale. Les étoiles massives utilisent leur carburant hydrogène rapidement et peuvent s'éteindre en aussi peu que 3 millions d'années. La séquence principale d'une étoile similaire au soleil est cependant d'environ 10 milliards d'années.
La phase de la géante rouge
Lorsqu'une étoile de la taille du soleil utilise l'hydrogène dans son noyau, la fusion s'arrête et la température n'est pas assez élevée pour que la fusion de l'hélium commence. L'absence de pression de rayonnement vers l'extérieur permet au noyau de se contracter. Parce que le noyau se contracte et que l'attraction gravitationnelle s'affaiblit, la couche externe se refroidit, devient rouge et commence à se dilater, et l'étoile se transforme en géante rouge. Les géantes rouges atteignent généralement 10 à 100 fois le diamètre de l'étoile de la séquence principale. Lorsque le soleil entrera dans sa phase de géante rouge, qui durera de 1 à 2 milliards d'années, il pourrait devenir suffisamment gros pour engloutir la Terre.
La deuxième phase de la géante rouge
Au fur et à mesure que le noyau d'une géante rouge se contracte, les électrons sont tellement serrés les uns contre les autres que les principes de la mécanique quantique deviennent importants. Le principe d'exclusion de Pauli dicte qu'aucun électron ne peut occuper le même état et que les forces de répulsion deviennent plus fortes que la pression thermique et indépendantes de la température. La matière dans cet état est dite dégénérée et permet des réactions explosives. L'hélium dans le noyau commence à fusionner en carbone tandis que l'hydrogène dans la couche entourant le noyau commence également à fusionner en hélium. Ces réactions produisent plus de pression vers l'extérieur, provoquant une expansion encore plus importante de l'étoile. C'est la deuxième phase de géante rouge, et elle dure environ un million d'années.
La phase naine blanche
Le noyau d'une géante rouge atteint finalement un point auquel, en raison des principes de la mécanique quantique, il ne peut plus s'effondrer, et il commence à brûler avec une lumière blanc bleuâtre, devenant une naine blanche. À ce stade, sa masse est similaire à celle de l'étoile d'origine, mais son diamètre est à peu près de la taille de la Terre, elle est donc super dense. Il finit par refroidir, se transforme en naine noire et s'assombrit. Alors qu'il s'agit encore d'une naine blanche, les gaz formant la couche externe de l'étoile se refroidissent et s'éloignent du noyau dans une formation connue sous le nom de nébuleuse planétaire. Des exemples bien connus incluent les nébuleuses de l'anneau et de l'œil de chat.