Welchen Weg ein Stern im Laufe der Jahrmilliarden einmal beschreiten wird, hängt in erster Linie von seiner Masse ab. Nehmen wir unsere Sonne als Beispiel, so wird sie voraussichtlich noch zwei bis drei Milliarden Jahre brauchen, bis der Wasserstoff in ihrem Innern durch die Verbrennung zu Helium zur Neige geht. Es bildet sich ein Heliumkern. Die Verbrennung verlagert sich weiter nach außen, Leuchtkraft und Oberflächentemperatur nehmen zu. Im nächsten Stadium wieder Temperaturabnahme, der Kern verdichtet sich weiter. Temperatur und Leuchtkraft nehmen erneut zu, die Sonne bläht sich um das Doppelte ihrer heutigen Größe auf. Der Kern bricht nach ca. 5 Milliarden Jahren unter der eigenen Schwerkraft zusammen, was noch höhere Temperaturen auslöst, die dann jedoch infolge weiterer Aufblähung auf 3000° zurückgehen. Es entsteht ein Roter Riese, ein Stern mit dem Hundertfachen des heutigen Durchmessers und der tausendfachen Leuchtkraft. In 7 Milliarden Jahren dann wird die Heliumschlacke des Sonneninnern zu Kohlenstoff und anderen schweren Elementen verbrennen (Helium-Blitz, Entzünden des Heliums bei einer Temperatur von 100 bis 200 Millionen Grad, Dichte 1 Million Gramm/cm³). Es erfolgt eine nochmalige Ausdehnung der Sonne und Abstoßung der äußeren Schichten. Der Kern hingegen bricht infolge der ungeheuren Gravitationsenergie weiter zusammen. Die Sonne erreicht ihr Endstadium und wird zum Weißen Zwerg, einem intensiv strahlenden Stern mit sehr kleiner Oberfläche. Die Materie ist so dicht, daß die Masse des Weißen Zwerges zwar unserer heutigen Sonne entspricht, die Größe jedoch nur jener der Erde. Die Oberflächentemperatur beträgt rund 10000°. Eines fernen Tages dann wird auch dieser Weiße Zwerg erlöschen und vollkommen erkalten. Dieser hier geschilderte Entwicklungsweg der Sonnen gilt nur für Sterne mit einer Sonnenmasse bis zu 1,4. Massenreichere Sterne entwickeln sich zu Neutronensternen, Sterne mit mehr als 3,2 Sonnenmassen zu Schwarzen Löchern.