E’ ora giunto il momento di affrontare il momento più tragico che aspetta il nostro Sole, ovvero la sua “morte”.
Si ricordi che la vita di una stella verte sul delicato equilibrio tra la forza gravitazionale, che tenderebbe a far collassare tutto il sistema, e le reazioni di fusione termonucleari (innescate paradossalmente dalla prima forza) che, al contrario, farebbero espandere la stella nell’immensità del cosmo. Questo equilibrio, che dura sino all’esaurimento dell’idrogeno all’interno del nucleo, persiste nel nostro Sole da più di 4 miliardi di anni e continuerà per periodo altrettanto lungo. Ma prima o poi l’idrogeno nel nucleo finirà e il Sole, come tutte le stelle, inizierà la sua ultima fase di vita, fase diversa da stella a stella in quanto dipende dalla massa iniziale della stella stessa.
Per capire meglio l’evoluzione stellare ci aiuteremo con il famoso diagramma H-R, diagramma che mette in relazione la luminosità di un astro (espressa in magnitudine assoluta) con la sua temperatura. Come si vede dalla figura sotto riportata, il digramma evidenzia una diagonale principale, detta appunto sequenza principale, e due “isole”: in alto a destro  a rappresentare le giganti rosse ed in basso a sinistra a rappresentare la zona della nane bianche.

Diagramma HR (posizione del Sole

Attualmente il Sole si trova a metà della sequenza principale e ci resterà per altri 4 miliardi di anni. All’esaurirsi dell’idrogeno la gravità, non più bilanciata dalle reazioni nucleari, prenderà il sopravvento e il nucleo (e solo lui!) subirà una prima contrazione. Come ogni gas che si rispetti, la contrazione ne provocherà un riscaldamento e il calore sviluppato porta ad una espansione degli strati di idrogeno sovrastanti. Il Sole tenderà ad aumentare il suo raggio fino ad inghiottire l’orbita di Mercurio e forse Venere, il suo colore virerà da giallo a rosso e la sua vicinanza renderà quasi impossibile la vita sulla Terra. Il Sole è ora nella fase di Gigante Rossa (e si sposterà in alto a destra nel diagramma H-R).
Nel nucleo collassato, grazie all’innalzamento improvviso di temperatura, si riaccenderà, ma solo come un ultimo grido, la fornace nucleare dando inizio alla fase chiamata “helium flash” ovvero la fusione dell’elio in carbonio che coinvolge solo la parte più interna del nucleo. Dopo quest’ultima fiammata il Sole subirà un’ulteriore contrazione che darà come risultato finale la formazione di una nana bianca con conseguante nebulosa planetaria, ovvero l’alone di gas espansi che brillano nel cosmo grazie a meccanismi di eccitazione-riemissione provocati da fotoni emessi dalla stella centrale.
Una nana bianca è un oggetto molto denso che brilla in cielo grazie al calore emanato dalla sua caldissima superficie (non esiste nessun meccanismo interno di produzione dell’energia). Secondo le più fondate previsioni, la nana bianca che nascerà dal Sole avrà un diametro di circa 15000 Km e sarà così circa 100 volte più piccolo delle dimensioni attuali ma con una temperatura superficiale 10 volte maggiore. Dato che la luminosità di una stella è proporzionale al quadrato del suo raggio e alla quarta potenza della sua temperatura, la nana bianca che resterà avrà comunque una luminosità paragonabile a quella del Sole originale.
Infine, una nana bianca è inevitabilmente destinata a spegnersi, vagare nello spazio in modo invisibile disperdendo giorno dopo giorno l’aureola di gas che ne formavano, in primis gli strati più esterni e successivamente la nebulosa planetaria.