太阳是一个黄色，光谱为G2的主序星。黄矮星已经存在约100亿年（从零龄主序到白矮星的形成），而我们的太阳大约是50亿岁。主序星（如太阳）是将氢融合成氦，尽管精确的变化是根据恒星的质量变化而不同。到目前为止，主序位相是恒星寿命最稳定且最长的部分，而恒星演化后剩余部分基本是事后想法的，即使演化的结果在夜晚的天空中是如此明显。
（主序星图）
随着太阳的衰老，其亮度会稳定的增加。在接下来的五十亿年里，当太阳核心中的氢被大部分耗尽时，核心就会崩塌，温度随之升高直到太阳将氦融合为碳。因为氦燃料源比氢会释放更多的能力，太阳的外层会膨胀，同时泄露掉部分外层大气至太空。当完成新燃料的转换后，太阳的重量将会略微的减少，同时延伸到地球或火星当前的轨道（这俩星球都会有点远，因为太阳质量略微下降）。
图解：太阳上出现的C-3级耀斑（在左上角的白色区域），一个太阳海啸（右上，波状的结构）和多个丝状的磁力线从恒星表面离开。
因为太阳的燃料能源不会与其大小成比例增加，黑体幂律表明太阳的表面温度会比现在更低，然后变成一个凉爽的深红色。接着，太阳会变成一个红巨星。太阳进入红巨星相位的几百亿或几千亿年（或称“氦主序”；传统主序有时被称为氢主序，为了区分大质量恒星进入的其他主序），太阳将耗尽氦的燃料供应。
（太阳）
和以前一样，当太阳离开（氢）主序列时，核心将收缩，这将相应地导致核心温度升高
对非常大的恒星而言，第二次的核区塌缩会导致碳主序列，碳会融合成更重的元素如氧和氮。然而，太阳的质量不足以支持碳的融合，与寻找更新的燃料资源相反，太阳核心将会塌缩直到简并电子——处于压缩状态的电子，其运动自由受到量子力学的限制——在引力塌缩的难以置信的压力下粉碎，这将会停止核心的崩溃。由于电子简并核心的形成过程中辐射出的能源，太阳的大气层将会被吹散在太空中，形成了天文学家所称的行星状星云（之所以这样命名，是由于它类似于望远镜中的行星盘，而不是因为它与行星有必然的联系）。
对流层
辐射层
（太阳核心图）
由此产生稠密的简并核心被称为白矮星，像太阳一样的质量压缩至地球一般的体积。白矮星一开始非常热，但是由于白矮星是简并电子支撑，没有核燃料去产生更多的热量，它们不得不冷却下来。一旦白矮星充分冷却——这一过程需要花上数十亿年——它将被称为耗尽的白矮星，或者黑矮星
（白矮星）
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