För att förstå vad som händer i slutet av livet för en stjärna som liknar solen, hjälper det att förstå hur stjärnor bildas i den första plats och hur de lyser. Solen är en medelstor stjärna och, till skillnad från en jätte som Eta Carinae, kommer den inte att gå ut som en supernova och lämna ett svart hål i sitt ögonblick. Istället blir solen en vit dvärg och försvinner helt enkelt.
Stjärnbildning och huvudsekvens -

Stjärnor är födda från intergalaktiskt damm. När ett moln fylld 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 ska smälta samman i en kärnreaktion. Energin som genereras av fusionsreaktionerna förhindrar ytterligare kollaps och kärnan blir en huvudsekvensstjärna. Massiva stjärnor använder sitt vätebränsle snabbt och kan bränna ut på så få som 3 miljoner år. Huvudsekvensen för en stjärna som liknar solen är emellertid cirka 10 miljarder år.
The Red Giant Phase

När en solstjärna använder väte i sin kärna, stannar fusionen, och temperaturen är inte tillräckligt hög för att heliumfusion ska börja. Avsaknaden av strålningstryck utåt gör att kärnan kan dras samman. Eftersom kärnan drar sig samman och gravitationsattraktionen försvagas, svalnar det yttre lagret, blir rött och börjar expanderas, och stjärnan förvandlas till en röd jätte. Röda jättar växer vanligtvis till 10 till 100 gånger diametern på huvudsekvensstjärnan. När solen går in i sin röda jättefas, som kommer att pågå från 1 till 2 miljarder år, kan den växa tillräckligt stor för att uppsluka jorden.
The Second Red Giant Phase

Som kärnan i en röd jätte kontrakt, elektroner packas så nära varandra att kvantmekaniska principer blir viktiga. Pauli-uteslutningsprincipen dikterar att inga två elektroner kan ockupera samma tillstånd, och repulsionskrafterna blir starkare än termiskt tryck och oberoende av temperatur. Materiet i detta tillstånd sägs vara degenererat och det tillåter explosiva reaktioner. Helium i kärnan börjar smälta till kol medan väte i skiktet som omger kärnan också börjar smälta in i helium. Dessa reaktioner ger mer tryck utåt, vilket gör att stjärnan expanderar ännu mer. Detta är den andra röda jättefasen, och den varar i ungefär en miljon år.
The White Dwarf Phase

Kärnan i en röd jätte når så småningom en punkt där den på grund av kvantmekaniska principer kan inte längre kollapsa, och det börjar brinna med ett blåaktigt vitt ljus och blir en vit dvärg. Vid denna tid liknar dess massa den för den ursprungliga stjärnan, men dess diameter är ungefär storleken på jorden, så den är supertät. Det svalnar så småningom, förvandlas till en svart dvärg och blir mörk. Även om det fortfarande är en vit dvärg, kyler gaserna som bildar det yttre lagret av stjärnan bort från kärnan i en formation känd som en planetnebulosa. Kända exempel inkluderar Ring and Cat's Eye Nebulae.