Физика звёзд сразу снимает с повестки идею суперновой для Солнца и одновременно довольно чётко прорисовывает его спокойный финал. Ключевой параметр здесь — масса. Только достаточно тяжёлые звёзды способны запустить либо неконтролируемый коллапс ядра, либо бурное термоядерное горение, приводящее к взрыву сверхновой. Солнце заметно легче этого порога и просто не обладает тем гравитационным давлением, которое нужно, чтобы разжечь такие разрушительные цепочки ядерных реакций.
Вместо этого расчёты эволюции звёзд и процессов термоядерного синтеза рисуют совсем иной сценарий. По мере того как запасы водорода в ядре истощаются, Солнце раздуется до красного гиганта. Его будет подпитывать оболочка, где продолжается термоядерный синтез водорода, а само ядро из гелия станет всё более плотным. Но из‑за недостатка массы ядро так и не сможет достичь температур и давлений, необходимых для следующих стадий синтеза, при которых образуется железо и запускаются события, ведущие к коллапсу ядра и взрыву сверхновой.
Астрофизики используют уравнения гидростатического равновесия и переноса энергии, чтобы моделировать весь этот жизненный цикл — от устойчивого состояния на главной последовательности до фазы красного гиганта и формирования остатка в виде белого карлика. В такие модели закладывают массу, светимость и химический состав звезды, а затем сверяют результаты с наблюдениями звёздных скоплений и переменных звёзд по всей Галактике. Картина получается устойчиво одинаковой: Солнце сбросит внешние слои постепенно, а его финалом станет остывающий белый карлик, а не взрыв.
