För att förstå vad som händer i slutet av livet för en stjärna som liknar solen, hjälper det att förstå hur stjärnor bildas i första hand och hur de lyser. Solen är en medelstor stjärna och kommer, till skillnad från en jätte som Eta Carinae, inte att gå ut som en supernova och lämna ett svart hål i kölvattnet. Istället kommer solen att bli en vit dvärg och helt enkelt blekna bort.
Stjärnformation och huvudsekvens
Stjärnor är födda av intergalaktiskt damm. När ett moln fyllt med damm och väte och heliumgas långsamt börjar kretsa kring en central kärna lockar kärnan mer materia och det ökande trycket värmer upp det tills det blir tillräckligt varmt för att vätgas kan smälta samman i en kärnreaktion. Energin som genereras av fusionsreaktionerna förhindrar ytterligare kollaps, och kärnan blir en huvudsekvensstjärna. Massiva stjärnor använder sitt vätgas snabbt och kan brinna ut på så få som 3 miljoner år. Huvudsekvensen för en stjärna som liknar solen är dock cirka 10 miljarder år.
Den röda jättefasen
När en stjärna i solstorlek använder väte i sin kärna slutar fusionen och temperaturen är inte tillräckligt hög för att heliumfusion ska börja. Bristen på yttre strålningstryck gör att kärnan kan krympa. Eftersom kärnan dras samman och gravitationen försvagas svalnar det yttre skiktet, blir rött och börjar expandera och stjärnan förvandlas till en röd jätte. Röda jättar växer vanligtvis till 10 till 100 gånger diametern för huvudsekvensstjärnan. När solen går in i sin röda jättefas, som kommer att pågå från 1 till 2 miljarder år, kan den växa sig tillräckligt stor för att uppsluka jorden.
Den andra röda jättefasen
Eftersom kärnan i en röd jätte dras samman packas elektroner så nära varandra att kvantmekaniska principer blir viktiga. Pauli-uteslutningsprincipen dikterar att inga två elektroner kan uppta samma tillstånd, och avstötningskrafterna blir starkare än termiskt tryck och oberoende av temperatur. Det sägs att materia i detta tillstånd är degenererade och låter explosiva reaktioner inträffa. Helium i kärnan börjar smälta in i kol medan väte i skiktet som omger kärnan också börjar smälta in i helium. Dessa reaktioner producerar mer yttre tryck, vilket får stjärnan att expandera ännu mer. Detta är den andra röda jättefasen, och den varar i ungefär en miljon år.
Den vita dvärgfasen
Kärnan i en röd jätte når så småningom en punkt där den på grund av kvantmekaniska principer inte längre kan kollapsa och den börjar brinna med ett blåvitt ljus och bli en vit dvärg. Vid denna tid liknar dess massa den ursprungliga stjärnans, men dess diameter är ungefär lika stor som jorden, så den är supertät. Det svalnar så småningom, blir till en svart dvärg och blir mörk. Medan det fortfarande är en vit dvärg svalnar gaserna som bildar stjärnans yttre skikt från kärnan i en formation som kallas en planetnebulosa. Välkända exempel är Ring och Cat's Eye Nebulae.