Per capire cosa succede alla fine della vita di una stella simile al sole, aiuta a capire in primo luogo come si formano le stelle e come brillano. Il sole è una stella di medie dimensioni e, a differenza di un gigante come Eta Carinae, non uscirà come una supernova e lascerà un buco nero nella sua scia. Invece, il sole diventerà una nana bianca e semplicemente svanirà.
Formazione stellare e sequenza principale
Le stelle nascono dalla polvere intergalattica. Quando una nuvola piena di polvere, idrogeno ed elio inizia lentamente a ruotare attorno a un nucleo centrale, il nucleo ne attrae di più materia, e l'aumento della pressione lo riscalda finché non diventa abbastanza caldo da consentire al gas idrogeno di fondersi in una reazione nucleare. L'energia generata dalle reazioni di fusione impedisce un ulteriore collasso e il nucleo diventa una stella di sequenza principale. Le stelle massicce utilizzano rapidamente il loro combustibile a idrogeno e possono esaurirsi in appena 3 milioni di anni. La sequenza principale di una stella simile al sole, invece, è di circa 10 miliardi di anni.
La fase del gigante rosso
Quando una stella delle dimensioni del sole consuma l'idrogeno nel suo nucleo, la fusione si interrompe e la temperatura non è abbastanza alta per iniziare la fusione dell'elio. La mancanza di pressione di radiazione verso l'esterno consente al nucleo di contrarsi. Poiché il nucleo si sta contraendo e l'attrazione gravitazionale si indebolisce, lo strato esterno si raffredda, diventa rosso e inizia ad espandersi, e la stella si trasforma in una gigante rossa. Le giganti rosse in genere crescono da 10 a 100 volte il diametro della stella della sequenza principale. Quando il sole entrerà nella sua fase di gigante rossa, che durerà da 1 a 2 miliardi di anni, potrebbe diventare abbastanza grande da inghiottire la Terra.
La seconda fase del gigante rosso
Quando il nucleo di una gigante rossa si contrae, gli elettroni sono così ravvicinati che i principi della meccanica quantistica diventano importanti. Il principio di esclusione di Pauli impone che due elettroni non possano occupare lo stesso stato e le forze di repulsione diventano più forti della pressione termica e indipendenti dalla temperatura. Si dice che la materia in questo stato è degenerata e consente reazioni esplosive. L'elio nel nucleo inizia a fondersi in carbonio mentre anche l'idrogeno nello strato che circonda il nucleo inizia a fondersi in elio. Queste reazioni producono una maggiore pressione verso l'esterno, facendo espandere ulteriormente la stella. Questa è la seconda fase della gigante rossa e dura circa un milione di anni.
La fase della nana bianca
Il nucleo di una gigante rossa alla fine raggiunge un punto in cui, a causa dei principi della meccanica quantistica, non può più collassare e inizia a bruciare con una luce bianca bluastra, diventando una nana bianca. A questo punto, la sua massa è simile a quella della stella originale, ma il suo diametro è circa la dimensione della Terra, quindi è super densa. Alla fine si raffredda, si trasforma in una nana nera e si oscura. Mentre è ancora una nana bianca, i gas che formano lo strato esterno della stella si raffreddano e si allontanano dal nucleo in una formazione nota come nebulosa planetaria. Esempi ben noti includono le nebulose dell'anello e dell'occhio di gatto.