Hva er de siste scenene i livet til en stjerne som ligner solen?

For å forstå hva som skjer på slutten av livet til en stjerne som ligner på solen, hjelper det å forstå hvordan stjerner dannes i utgangspunktet og hvordan de skinner. Solen er en gjennomsnittlig stjerne, og i motsetning til en gigant som Eta Carinae, vil den ikke gå ut som en supernova og etterlate et svart hull i kjølvannet. I stedet vil solen bli en hvit dverg og bare forsvinne.

Stjerner er født av intergalaktisk støv. Når en sky fylt med støv og hydrogen og heliumgass sakte begynner å dreie seg om en sentral kjerne, tiltrekker kjernen seg mer materie, og det økende trykket varmer det opp til det blir varmt nok til at hydrogengassen smelter sammen i en kjernefysisk reaksjon. Energien som genereres av fusjonsreaksjonene forhindrer ytterligere kollaps, og kjernen blir en hovedsekvensstjerne. Massive stjerner bruker hydrogenbrenselet raskt og kan brenne ut på så få som 3 millioner år. Hovedsekvensen til en stjerne som ligner på solen, er imidlertid omtrent 10 milliarder år.

Når en stjerne i solstørrelse bruker opp hydrogenet i kjernen, stopper fusjonen, og temperaturen er ikke høy nok til at heliumfusjon kan begynne. Mangelen på ytre strålingstrykk gjør at kjernen trekker seg sammen. Fordi kjernen trekker seg sammen og gravitasjonsattraksjonen svekkes, avkjøles det ytre laget, blir rødt og begynner å utvide seg, og stjernen blir til en rød gigant. Røde giganter vokser vanligvis til 10 til 100 ganger diameteren til hovedsekvensstjernen. Når solen går inn i sin røde gigantiske fase, som vil vare fra 1 til 2 milliarder år, kan den vokse seg stor nok til å oppsluke jorden.

Som kjernen i en rød gigant trekker seg sammen, er elektroner pakket så tett sammen at kvantemekaniske prinsipper blir viktige. Pauli-eksklusjonsprinsippet dikterer at ingen elektroner kan oppta samme tilstand, og frastøtningskreftene blir sterkere enn termisk trykk og uavhengig av temperatur. Materiale i denne tilstanden sies å være utartet, og det lar eksplosive reaksjoner oppstå. Helium i kjernen begynner å smelte inn i karbon mens hydrogenet i laget som omgir kjernen også begynner å smelte inn i helium. Disse reaksjonene gir mer ytre trykk, noe som får stjernen til å utvide seg enda mer. Dette er den andre røde gigantfasen, og den varer i omtrent en million år.

Kjernen til en rød gigant når til slutt et punkt der den på grunn av kvantemekaniske prinsipper ikke lenger kan kollapse, og den begynner å brenne med et blåhvitt lys og bli en hvit dverg. På dette tidspunktet er massen lik den originale stjernen, men diameteren er omtrent på størrelse med jorden, så den er supertett. Den kjøler seg til slutt, blir til en svart dverg og blir mørk. Mens det fremdeles er en hvit dverg, avkjøles gassene som danner det ytre laget av stjernen og kjører bort fra kjernen i en formasjon kjent som en planetarisk tåke. Kjente eksempler inkluderer Ring og Cat's Eye Nebulae.