Hvad er de sidste faser i en stjerners liv i størrelse med solen?

For at forstå, hvad der sker i slutningen af en stjerne, der ligner solen, hjælper det med at forstå, hvordan stjerner dannes i første omgang, og hvordan de skinner. Solen er en gennemsnitlig stjerne og i modsætning til en kæmpe som Eta Carinae, vil den ikke gå ud som en supernova og efterlade et sort hul i dens kølvandet. I stedet vil solen blive en hvid dværg og blot falme væk.
Stjernedannelse og hovedsekvens -

Stjerner er født af intergalaktisk støv. Når en sky fyldt med støv og brint og heliumgas langsomt begynder at dreje rundt om en central kerne, tiltrækker kernen mere stof, og det stigende tryk opvarmer det, indtil det bliver varmt nok til, at brintgassen kan smelte sammen i en nuklear reaktion. Den energi, der genereres af fusionsreaktionerne, forhindrer yderligere sammenbrud, og kernen bliver en hovedsekvensstjerne. Massive stjerner bruger deres brintbrændstof hurtigt og kan brænde ud i så få som 3 millioner år. Hovedsekvensen for en stjerne, der ligner solen, er imidlertid ca. 10 milliarder år.
The Red Giant Phase

Når en solstørrelse stjerne bruger brintet i sin kerne, stopper fusionen, og temperaturen er ikke høj nok til at heliumfusion begynder. Manglen på udvendigt strålingstryk gør det muligt for kernen at trække sig sammen. Fordi kernen er sammentrækende og gravitationsattraktionen svækkes, afkøles det ydre lag, bliver rødt og begynder at udvide sig, og stjernen bliver til en rød gigant. Røde giganter vokser typisk til 10 til 100 gange diameteren af hovedsekvensstjernen. Når solen går ind i sin røde gigantfase, der vil vare fra 1 til 2 milliarder år, kunne den vokse stor nok til at opsplitse jorden.
Den anden røde gigantiske fase

Som kernen i en rød gigant kontrakter, elektroner er pakket så tæt sammen, at kvantemekaniske principper bliver vigtige. Pauli-udelukkelsesprincippet dikterer, at ingen to elektroner kan besætte den samme tilstand, og repulsionskræfterne bliver stærkere end termisk tryk og uafhængige af temperaturen. Materiale i denne tilstand siges at være degenererede, og det giver mulighed for eksplosive reaktioner. Helium i kernen begynder at smelte sammen til kulstof, mens brintet i laget, der omgiver kernen, også begynder at smelte sammen til helium. Disse reaktioner giver et mere udadrettet tryk, hvilket får stjernen til at ekspandere endnu mere. Dette er den anden røde gigantfase, og den varer i cirka en million år.
The White Dwarf Phase

Kernen i en rød gigant når til sidst et punkt, hvor det på grund af kvantemekaniske principper det kan ikke længere kollapse, og det begynder at brænde med et blåligt hvidt lys og bliver en hvid dværg. På dette tidspunkt ligner dens masse den oprindelige stjernes størrelse, men dens diameter er ca. Jordens størrelse, så den er supertæt. Det afkøles til sidst, bliver til en sort dværg og bliver mørk. Mens det stadig er en hvid dværg, afkøles de gasser, der danner det ydre lag af stjernen, væk fra kernen i en formation, der er kendt som en planetarisk tåge. Kendte eksempler inkluderer ring- og katteøjetågerne.