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2025-12-05 08:43:54태양은 109억 살(약 63억 년 후)까지 비교적 안정적인 주계열성 단계에 머물지만 밝기는 조금씩 증가한다. 약 7~10억 년 후에는 너무 밝아진 태양으로 인해 지구의 온도가 올라가 곰벌레 등의 일부를 제외한 거의 대부분의 생명체가 사라지게 된다.[72][73] 생명체가 멸종한 후 1억 년도 채 지나지 않아 지구의 온도는 온실 기체가 쌓여 물이 끓는점에 도달하여,[74] 온실효과 폭주를 겪는다. 이때 지구상의 모든 생명체가 전멸하게 된다. 태양은 앞으로 48억 년 후에 표면 온도가 5,848 K까지 올라가 정점을 찍고 1.7배까지 밝아진다.[75] 이후 태양의 표면 온도는 점차 내려간다. 이때 지구의 기압은 150기압에 이르고 온도는 500 °C로 매우 뜨거워진다. 쉽게 말해서 현재의 금성과 비슷한 환경이 된다.
109억 살 이후부터는 태양은 분광형 G5IV인 준거성이 되며 약 2.2배까지 밝아지고 온도가 약 5500 K 정도가 된다. 준거성 단계에서는 서서히 밝기를 키우며 116억 살에 적색거성가지 단계에 들어선다. 표면온도는 5,270 K(분광형 G8III)까지 낮아지고 밝기는 5배에 이른다. 지구는 온실기체가 극도로 쌓이고 현 시점보다 3.5배 이상 밝아진 태양의 나이 115억 살부터 온도가 1,000 °C 이상 올라가 대기를 잃기 시작한다. 118억 년 후 태양열로 지구의 대기는 몽땅 사라진다.
대략 77억 9,000만년 후 부터 태양의 크기가 더욱 가파르게 증가하며 수성을 삼켜버린다. 현재로부터 약 78억년 후(태양 나이 약 122~123억 살)에는 적색거성가지(RGB) 말기에 도달한다. 이 때 태양의 밝기는 현재보다 2,622배 증가하며 지름은 160배까지 커진다. 이 단계에서 금성을 아슬아슬하게 삼키지 못하고[76]중심핵 온도가 3억 K까지 올라가 헬륨 섬광이 일어나 수축한다. 태양은 첫 번째 적색거성 단계에서 20~28%의 질량을 잃는다. 그리고 두 번째 주계열 단계라고 할 수 있는 수평가지 시기를 맞이한다.
태양은 약 1억 년 간 안정적으로 헬륨 핵융합을 하며 이때 밝기는 약 50배까지 줄어든다.[77] 하지만 헬륨이 고갈된 이후 태양은 급격히 밝아지기 시작하여 현 시점의 110배까지 밝아진다. 태양이 혼자서는 뭔 짓을 해도 태울 수 없는 탄소와 산소가 중심부에 쌓이게 되며 그 중심핵의 크기는 태양의 50 % 수준까지 커지게 된다. 중심부 온도는 3억 2,000만 K까지 올라가며, 중심핵 바깥인 복사층의 헬륨과 수소가 폭발적인 핵융합을 일으키고 2000만 년만에 태양은 최대 8000배까지 밝아진다. 이 시기를 점근거성가지라 하며 태양이 일생 중 가장 밝은 기간이다. 크기는 400배까지 부풀어 화성 궤도까지 삼켜버린다.[78] 이 때도 태양의 약해진 중력으로 인해 궤도가 늘어나 지구, 화성이 삼켜지지 않을 수 있다.
점근거성에서 태양은 연료가 소진되어 수축하다가 헬륨이 점화되어 다시 폭발적으로 팽창하는 열맥동을 반복하게 된다. 이 과정에서 표면에 있는 대규모 질량을 방출하며, 마지막 질량을 낼 때 아름다운 행성상성운을 만들며 중심에 질량 절반 가량만 남은 중심핵이 드러나 지구 크기 정도의 백색왜성이 형성된다. 행성상 성운은 12,000년간의 짧은 기간만 존재하고 백색왜성만 남는다. 그 직후 멀리 있는 천체부터 아주 서서히 태양의 중력에서 벗어나기 시작한다. 다만 태양과 가까이 있었던 천체들은 태양쪽으로 끌려올 가능성이 높다.[79]
막 나온 약 124.7억 살의 백색왜성은 10만 K가 넘어 뜨거운 푸른색으로 빛나지만 점차 식어간다. 이 백색 왜성을 지금 태양 위치에 가져다두면 지구에서 봤을 때 최대 보름달 정도의 밝기로밖에 보이지 않는다. 280억 살 즈음에는 온도는 약 2400 K, 지름은 지구의 약 1.4배, 질량은 태양의 54 %, 광도는 0.0000048 태양 광도가 된다. 광도가 너무나 낮고 중력이 약해지며 거리가 더 멀어진 태양계의 행성들에게는 빛과 열이 거의 전달되지 않기 때문에 행성들도 얼음과 암흑천지에 잠긴다. 모든 연료를 소진하고 그저 한때 타오르던 용광로의 잔열만을 내보내는 태양은 더 이상 항성이 아니다.
그 후에는 그저 남은 행성들과 함께 아득할 정도로 긴 시간 동안 우주를 떠돌다가 은하의 중심 초대형 블랙홀로 끌려가 흡수되던지, 아니면 아예 은하의 중력권에서도 튕겨나가 완전한 떠돌이 별이 될 것이다. 이 시점에서 이미 한참 전에 우리 은하와 안드로메다은하가 충돌하여 밀코메다가 형성된다. 이 충돌 과정에서 복잡한 중력 간섭으로 태양계가 중심부로 끌려갈 수도 있고, 아니면 은하 중력권에서 튕겨나가 떠돌이 항성이 될 수도 있다. 튕겨나가지 않는다면 궁극적으로 은하 중심 블랙홀에 흡수될 것이다.
별이 파괴되지 않아도 수백~수천조 년 후에는 잔열마저 완전히 사그라들어 흑색왜성이 되어 어떠한 빛과 열도 내지 못하게 된다. 태양계가 그때까지 유지되고 있다면, 태양계의 행성들은 죽어버린 태양과 함께 조용히 우주를 떠돌다가 1000억~1000조 년이면 여러 작용들을 받아 행성들이 다 튕겨나가 태양계가 해체되어 백색 왜성만 홀로 남는다는 주장이 있다. 약 1해 년 후에 모두 태양의 중력에 이끌려 충돌해서 사라질 것으로 추측된다는 말도 있다. 자세한 것은 태양계 문서의 '미래' 문단으로.
흑색왜성이 된 태양이 블랙홀에 흡수되지 않는다면 그 뒤의 운명은 양성자 붕괴가 있냐 없냐에 따라 갈린다. 양성자 붕괴가 있다면 400 W의 에너지를 발산하며 서서히 질량을 잃다가 목성 정도의 크기까지 늘어난 뒤 줄어들어 소멸한다. 또한 양성자 붕괴는 원자 번호를 낮추므로 구성 성분도 탄소에서 수소와 헬륨으로 변한다. 양성자 붕괴가 없다면 구성 원소들이 양자 터널링으로 인해 융합되어 101500년 뒤에는 철 별(iron star)이 될 것이다. 철 별이 된 태양은 101026101026년 후에는 양자 터널링으로 인해 서서히 압축되어 결국 블랙홀로 붕괴할 것이다. 블랙홀이 된 태양은 10101201010120년에 걸쳐 호킹 복사에 의해 증발해서 소멸한다.
