Notre Soleil est une étoile. Il brille et nous chauffe grâce à l'énergie libérée par une réaction thermonucléaire qui transforme l'hydrogène en hélium (voir énergie des étoiles). Chaque seconde, notre Soleil converti 4,26 millions de tonnes d'hydrogène en énergie (voir le Soleil). À ce rythme là, les scientifiques estiment qu'il reste environ 5 milliards d'années à notre étoile pour brûler toutes ses réserves en hydrogène. Nous allons voir dans cette partie les différentes étapes de la mort d'une étoile ayant une masse inférieure à 8 masses solaires.

Dans 5 milliards d'années environ, notre Soleil commencera à manquer d'hydrogène. Le cœur, très alourdi par l'hélium produit au cours des milliards d'années précédentes, commencent alors à se contracter, ce qui augmente la température interne de celui-ci et aura pour conséquence de relancer partiellement la fusion de l'hydrogène près du cœur. L'enveloppe de l'étoile se dilatera alors sous l'effet de la chaleur et le diamètre de l'astre atteindra cent fois son diamètre actuel.
Dans le cœur, la température devient alors suffisamment élevée pour que l'hélium fusionne en carbone. L'allumage de la matière est explosif dans ces conditions: on parle de « flash de l'hélium ». Puis successivement, le carbone se transformera en azote, l'azote en oxygène.
Le volume de l'étoile augmente encore, ce qui entraînera une baisse de température de la surface. L'étoile ressemble alors à une énorme braise incandescente dont la couleur tendra vers le rouge. C'est une géante rouge.
L'astre mourrant connaît d'intenses vents stellaires et c'est par ces vents que la géante rouge perdra continuellement de la matière: les couches externes s'évaporeront sous l'effet de la pression de radiation (force qu'exerce la lumière sur la matière). La fusion de l'hélium s'épuisera en 10 millions d'années environ, laissant un cœur riche en carbone et oxygène, l'azote ayant presque entièrement disparu.
Les couches résiduels d'hydrogène et d'hélium se consumeront de façon intermittente: la couche d'hélium libérera de l'énergie en s'allumant ce qui repoussera la couche d'hydrogène. Déséquilibrée, l'étoile en éjectera une partie par pulsations thermiques. Lorsque le choc est dissipé, la matière retombe alors sur les couches d'hélium, attirée par la gravitation. L'hélium se comprimera alors et s'échauffera avant qu'un autre choc vienne recommencer le cycle qui se reproduira à plusieurs reprises.
Le stade de géante, arrivé alors à son terme, aura duré environ 500 millions d'années. L'enveloppe de l'étoile se désagrégera alors rapidement et intensément, mettant à nu les couches internes chaudes. Il en restera une nébuleuse planétaire, une coquille de gaz en expansion avec à l'intérieure une naine blanche, une sphère stable de la taille de la Terre et d'une densité 1 million de fois supérieure à celle de l'étoile de départ. Cette naine blanche se refroidira très lentement en 10 milliard d'années, laissant une naine noire, froide et morte.