太阳传太阳稳定发光时也在缓慢变化
太阳表面在轻微地起伏，物质时而朝地球靠近，时而远离。太阳动力学天文台持续对准太阳，记录整个圆面发出的光。天文台上的仪器会测量谱线的位置。物质靠近地球时，谱线会向短波长的一侧移动。物质远离地球时，谱线会向长波长的一侧移动。研究人员根据谱线的变化，判断物质的运动方向。研究人员从连续记录中分析这些振动，推算声波在太阳内部传播的速度。
这些记录覆盖的时间，在太阳漫长的演化中只占极短的一段。太阳已经存在约四十六亿年，现代仪器积累的连续观测只有几十年。表面的振动可以在几分钟内完成一次起伏，核心成分的明显改变却需要漫长得多的时间。要研究太阳最后会变成什么样，研究人员需要把今天的测量与恒星演化的计算结合起来。
太阳目前处在主序阶段，主要靠核心的氢聚变供能，补充向外散失的能量。氢逐渐转变成氦，同样质量的核心物质中，自由运动的粒子减少了。在温度和密度相同的情况下，粒子减少会使气体压强降低。核心便缓慢收缩、升温，重新调整压强与引力的平衡。温度升高，氢聚变也随之加快，太阳每秒向外放出的能量逐渐增加。
研究人员在计算中逐步推进时间。每一步先计算核反应消耗了多少氢、生成了多少氦，再计算核心的温度和密度怎样随成分改变。能量怎样向外传递，也要一起计算。这样便能比较同一颗太阳在不同年龄时的内部状态和发光量。太阳变化得很慢，计算可以跨过的时间远远超过仪器连续观测的时间。
演化模型显示，太阳今天比刚进入主序阶段时更亮。这里说的亮度是整颗太阳每秒向外放出多少能量。这种变化随着核心成分的改变持续推进，时间要以亿年计算；短期观测中随活动起伏的明暗，则另有磁场和表面结构的原因。
研究人员怎样检查这些计算？先让模型中的太阳走到今天的年龄，调整初始成分等计算条件，使模型重现今天测得的半径和总发光量。太阳的质量决定了引力有多强，年龄限定了核心里的氢已经反应多久，它们都是计算所需的重要依据。随后，研究人员还会检查模型中的声波传播速度是否符合日震观测推算的结果。声波的传播速度会随物质的温度、密度和成分改变，这项比较能检验模型算出的内部结构，而半径和发光量的比较主要检验太阳的整体大小与供能。
研究人员还会观测质量相近、年龄不同的恒星，检验计算中的演化过程。盖亚任务团队从观测资料中筛选出质量和成分与太阳相近的恒星，比较这些不同年龄恒星的温度和发光量。为了作这样的比较，研究人员先要分清恒星本身发出多少光：一颗星看起来较暗，可能只是离我们更远。结合测得的距离与接收到的光，才能估计它实际的发光量，再与温度一起比较。年轻和年老的恒星各处在自己的演化阶段，研究人员用这些观测检验计算预期的变化。恒星年龄本身也依赖模型估计，因此还要结合多种测量，核查整套解释是否一致。
按常用演化估计，从现在起，太阳的核心氢聚变还能维持大约五十亿年。模型采用的初始成分，以及物质吸收和传递辐射的计算，都会影响这个时长；研究人员会随着观测和计算的改进修正估计。
太阳核心的氢逐渐耗尽
太阳核心每形成一些新的氦，就少了一些能继续参加聚变的氢。把太阳演化模型中的时间向前推进，中心的氢会越来越少，氦逐渐积累。最深处原先不断发生的氢聚变慢慢减弱，主要供能的区域向核心外围转移。
核心外围仍保存着大量氢。在太阳漫长的主序阶段，那里离中心较远，温度较低，氢聚变远没有中心活跃。更外面的物质中也有氢，但这些氢很难持续补进中心。太阳深处主要靠辐射向外传递能量，大规模的气体上下翻动发生在较外层的对流区，对流没有把整个太阳从表面到中心搅匀。因而，核心中的氢可以逐渐用完，外围却仍有丰富的氢留存。
中心最后剩下的氢已不足以维持原来的核心聚变，太阳便走到核心氢耗尽的阶段。此时核心主要由氦组成，其中还含有太阳诞生时就存在的少量其他元素。氦核也能参加聚变，但它带的正电比普通氢核多，氦核之间的排斥更强，需要更高的温度才能让反应持续进行。太阳核心当时还达不到这样的条件，氢聚变减弱以后，氦聚变暂时接不上。
核心的能量仍在向外传。过去，氢聚变不断补充这些流出的能量，让高温物质维持足够的压强，抵住引力的压缩。如今核心失去了持续的核反应供能，随着能量流出，原有状态便难以长久维持。引力使氦核心逐渐收缩，内部物质向中心靠近，聚集到更小的空间里。
收缩又会使核心升温。相互吸引的物质靠得更近时，会释放引力势能；压缩使其中一部分能量转为物质的热运动，温度随之升高。核心一边向外传热，一边在收缩中获得热量，因而可以越缩越热。这里的变化与太阳幼年有一处相似：当时，尚未持续进行核心氢聚变的原恒星，也曾依靠收缩释放的能量发光。
氦核心外面紧挨着一层仍含有氢的物质。核心收缩时，这附近的物质受到压缩，并从更热的内部获得能量，温度逐渐升高。原先反应较弱的氢开始更活跃地聚变，后来，太阳的主要核反应供能便集中到围绕氦核心的一层较薄区域。天文学家称它为氢聚变壳层，常简称氢壳层。它位于太阳深处，像一层包住核心的球壳，距离我们看见的表面还很远。
在这层球壳中，氢继续变成氦，同时释放能量。新形成的氦留在壳层内侧，加入原有的氦核心。随着越来越多的氢在壳层中被消耗，缺少氢的核心便包含了更多物质，质量逐渐增加。核心增加的是质量，本身仍在收缩，物质越聚越密。
随着壳层内侧的氢反应完，主要聚变区域逐渐延伸到更外侧仍含氢的物质中。外侧还有氢可供反应，这层球壳因而能够继续供能，太阳也得以在核心氢耗尽后持续发光。
氦核心增加的质量会进一步加强引力的压缩，使核心及其附近的物质继续升温。温度升高，紧邻核心的氢壳层便能更快地进行聚变，产生更多氦，核心质量又继续增加。
距离壳层更远的外层物质仍以氢和氦为主，温度也低得多。太阳此时的核反应集中在深处的壳层，释放的能量穿过外围物质向外传递。内部供能位置与核心结构都在改变，外围物质也随之调整，太阳开始变大。
成为红巨星
在太阳演化模型中，原先明亮的圆面逐渐变大，向着今天行星绕行的空间扩展。包在外面的气体越来越疏松，表面的颜色也渐渐偏向橙红。深处的变化却朝着另一个方向发展：氦核心越来越紧密，温度继续升高。同一颗太阳的深处在收缩，外围却在膨胀。
氢壳层每秒释放的能量越来越多，并不断向外传递。这些能量加热外围的气体，在原有大小下，气体压强会增大，原来的平衡随之改变，外层便向外扩展。扩展需要克服太阳自身的引力，壳层供能的一部分也用于这一过程。太阳逐渐成为一颗红巨星，广阔的外层包着小而致密的核心。
外层膨胀时，一部分内部能量用于向外推开周围物质，气体因此冷却，太阳表面的温度也逐渐降低。温度较低的表面发出的光，整体颜色更偏红，因此有了“红巨星”这个名称。这里的红通常接近橙红色，太阳仍然很明亮。表面温度下降，也使同样大小的一小块表面每秒放出的能量减少，不过，整颗太阳的发光面积已经大幅增加。
可以把扩大的太阳与今天的太阳放进同一个比例模型。半径变成原来的一百倍，表面积就会变成原来的一万倍，因为球面面积随半径的平方增加。哪怕每一小块表面发出的能量少了，广阔表面合起来仍能放出更多能量。红巨星的总发光量因此可以远高于今天的太阳；增加的能量来自深处更强的供能，增大的面积使它能够在较低的表面温度下把这些能量放出去。
太阳究竟会膨胀到多大，需要把外层流失的质量等过程一起算进去。一项发表于2008年的太阳演化研究，算得第一次巨星阶段末期的太阳半径约为今天的二百五十多倍，约为今天太阳到地球平均距离的一点二倍。这是特定模型中的最大尺寸，可以用来体会膨胀的规模。届时地球的轨道也会变化：太阳损失质量会使轨道向外扩展，而太阳与地球之间的潮汐作用又可能使轨道缩小，最终命运取决于这些过程共同作用的结果。
在如此广阔的外层下面，氦核心还在升温。模型算得，核心内部达到约一亿度时，氦聚变便能迅速加强。三个氦核经过一连串反应，可以形成一个碳核。太阳由此开始使用在此前漫长岁月里积累下来的氦。氢壳层产生的氦不断加入核心，如今核心里的氦本身也能释放能量，太阳便有了新的核能来源。
不过，氦聚变开始时，核心的支撑方式已经改变。核心里的物质被压得极密，电子处于十分拥挤的状态。量子规律限制电子挤进同样的状态，由此产生一种抵抗继续压缩的支撑，叫作电子简并压强。这样的支撑主要随密度变化，起初对温度的变化并不敏感。
普通高温气体受热后，压强会增大，推动气体膨胀；膨胀又使气体冷却，能够缓和核反应的增强。但此时太阳的氦核心主要靠电子简并压强支撑，温度上升时，核心不能及时以同样的方式膨胀降温。氦聚变释放的热使温度继续升高，更高的温度又加快聚变，放出更多热量，核反应因而在短时间内急剧加强。这一过程叫作氦闪。
氦闪发生在厚厚的外层深处，释放的能量主要用于加热并膨胀核心。随着核心膨胀，密度下降，电子简并的影响减弱，高温气体的压强重新能够有效地调节核心大小。核反应增强时，核心可以膨胀降温，反应随之缓和。模型还显示，最初一次强烈的氦闪之后，核心会经历后续较弱的氦闪，逐步消除简并支撑占主导的状态。相关模型中的内部调整延续约二百万年，远慢于最初那次反应的急剧增强。太阳随后才进入较稳定的核心氦聚变阶段。
核心膨胀使外围氢壳层的温度降低，氢聚变随之减弱，太阳的整体供能重新分配。外层随后有所收缩，表面温度回升，总发光量比第一次巨星阶段顶峰时降低。比例模型中的太阳圆面由大变小，但仍比今天的太阳宽广。内部则继续生成碳，一部分碳核再与氦核结合，形成氧，核心里的碳和氧越来越多。
天文学家已能在其他红巨星中分辨这些阶段。开普勒望远镜连续记录恒星亮度的细微起伏，研究人员从中测量恒星的振动。核心结构不同，恒星的振动周期也会不同。研究人员把测得的周期与模型比较，分辨恒星内部的供能方式：一些巨星主要靠氢壳层供能，另一些已经开始在核心中进行氦聚变。2011年发表的一项研究用数百颗红巨星的记录分出了这两类。它们是今天正在演化的其他恒星，质量和成分各有差别，为检验太阳所属这一类恒星的演化过程提供了实际依据。
核心氦聚变终究也会耗尽可用的燃料。当中心的氦越来越少，留下的碳氧核心无法继续靠氦聚变补充热量，便再次收缩。收缩释放的能量加热核心外围，使那里尚存的氦开始聚变。于是，氦聚变从核心转到包围碳氧核心的壳层，更外面还有一层进行氢聚变的区域。
太阳内部已有了两层核反应区域，它们的供能会随着后续演化发生变化。能量向外传递，外层再次膨胀、冷却，太阳进入更晚的一次巨星阶段。碳氧核心深藏在内，外围的气体扩展得广阔而稀薄，越来越容易在后续的脉动和外流中离开太阳。
失去外层物质
太阳再次膨胀时，外围的气体离中心更远，受到的引力较弱，挣脱引力所需的速度也更低。太阳在此前的演化中已经流失了一部分物质，到了晚期巨星阶段，外流还会继续改变它的质量。要知道这些气体怎样离开恒星，天文学家把望远镜对准了正在经历类似变化的其他巨星。
2012年公布的一项研究中，ALMA望远镜阵列测量了玉夫座R星周围一氧化碳分子发出的辐射。研究人员用这些分子发出的辐射，辨认周围气体的分布和运动。团队根据气体离恒星有多远、向外运动有多快，再结合外流模拟，推算气体是什么时候离开恒星的。结果显示，这颗晚期巨星在约一千八百年前经历了一次较强的质量流失。较强的外流持续了约二百年，此后每年流失的物质量又逐渐减少。这些年代来自观测和模型的推算，气体散到周围以后，仍保存着恒星不同阶段外流强弱的差别。
巨星的广大外层会反复膨胀、收缩，这种变化称为脉动。脉动在大气中激起向外传播的冲击波，把部分气体推到更远的地方。气体在那里能够冷却到适合固体微粒形成的温度，尘埃便有机会从气体中凝结、生长。新形成的尘埃与周围气体混在一起。
恒星发出的光照到尘埃上，微粒吸收或散射光时会受到向外的推力。尘埃再通过碰撞，把周围的气体一起带向外。脉动将气体送到较远处，尘埃形成后，辐射继续推动外流，这样的配合能够解释许多晚期巨星的强烈质量流失。不过，能形成多少尘埃、微粒多大、能多有效地受到光的推动，都与气体成分、温度和脉动有关。太阳未来每年流失多少物质，仍须由适合它的演化模型计算。
更深处的两个聚变壳层也会改变供能。到了较晚的阶段，较长一段时间里主要由氢壳层供能，反应生成的氦不断积聚。氦壳层随后会短暂而猛烈地增强聚变，称为热脉冲；释放的能量使上方物质膨胀、冷却，氢壳层的反应随之减弱，之后才恢复。热脉冲改变的是深处的核反应，与外层反复膨胀、收缩的脉动属于不同过程。它能改变恒星结构和质量流失的强弱，玉夫座R星周围气体的研究就记录了一次这样的变化。
在演化模型中，太阳失去外层会经历一段持续而强弱有变的过程。早先流出的气体已经走远，后来离开的物质仍较靠近恒星。随着包在外面的气体越来越少，中心残留的星体会收缩，表面逐渐升温，发出的紫外辐射也随之增强。对于能及时升到足够高温的残核，紫外线会使周围气体中的原子失去电子，让先前流出的气体电离。
紫外线把电子从原子中打出来，也给气体带来了能量。自由电子撞击离子，可以使离子内部的电子获得能量；离子内部的电子再回到较低能量状态时，会发出特定波长的光。自由电子重新与离子结合时，也能使气体发光。
天琴座的环状星云就是一处这样的天体。研究人员用哈勃望远镜的不同滤镜，分别测量氢、氧等成分发出的特定波长的光，再结合地面观测，研究中心热星与周围气体。不同成分在不同位置发光，与中央辐射的强弱、气体的温度和电离程度有关，分开测量才能比较这些区域的差别。公开图像用不同颜色显示不同波长的观测结果，帮助分辨发光区域。
这类由晚年恒星流出的气体形成、受中心热星照亮的天体，称为行星状星云。名称来自早期小望远镜下近似行星圆面的样子。今天的观测已经能分辨复杂的气体分布。太阳未来周围气体的形状，需要按它自身的质量流失过程和周围条件推算。
太阳能否形成容易辨认的行星状星云，还取决于两个过程的快慢。中心残核需要升温，向外扩散的气体却在同时变稀；残核若升温太慢，气体会在得到足够紫外辐射以前就散得过于稀薄。采用较快残核演化速度的2018年研究预测，太阳能够形成一片较暗的行星状星云。它将有多亮、呈现怎样的轮廓，仍受质量流失和残核演化模型的限制。
白矮星的漫长冷却
流向太空的气体继续扩散，太阳留下的碳氧核心逐渐显露。氦聚变曾经让核心得到新的能量，但碳核带的正电更多，相互排斥更强，碳聚变需要更高的温度，约达六亿度。太阳的核心质量不够大，引力压缩所能带来的升温有限，达不到持续碳聚变的条件。碳和氧便留在这里，核心中的聚变无法继续制造更重的元素。
失去广大的外层以后，太阳会剩下多少？演化模型给出的估计约为今天质量的一半到略多于一半，具体结果取决于巨星阶段流失了多少物质。这些物质将挤在一个大致与地球相当的球体里。原先藏在巨星深处的核心，成为一颗白矮星：个头很小，内部却仍装着恒星级别的质量。
收缩使物质越来越拥挤，电子简并压强也越来越强，最终能够抵抗引力的压缩。与过去主要依靠高温气体支撑的太阳相比，这种支撑对温度的依赖弱得多。白矮星可以一面散热，一面保持致密的结构，逐渐走过漫长的冷却阶段。
刚显露的核心仍很热，随后才逐渐变暗。冷却到一定阶段，它的表面温度可以仍高于今天的太阳，总发光量却已低得多。原因在于它实在太小：每一小块表面虽然发出较强的辐射，整个球体的发光面积却远小于太阳。随着温度继续降低，每一小块表面发出的辐射也会减弱。
这时维持发光的主要是内部积存的热量。早先的收缩和核反应使核心处于高温，聚变供能结束以后，这些热量仍会不断传到表面，以辐射的形式散向太空。白矮星的质量很大，储存的热量也很可观；它变冷、变暗的过程可以延续几十亿年，甚至更久。
人们无法守着一颗白矮星，等待几十亿年看它怎样变化，却能测量许多处在不同冷却阶段的白矮星。利用盖亚测得的距离、亮度和颜色，研究人员能估算白矮星本身的发光量及表面温度，再与不同质量白矮星的冷却模型比较，估计它们已经冷却了多久。
质量不同的白矮星，储热和散热的情况也不同，需要分别比较。估计出的冷却时间，指的是这颗恒星成为白矮星后已经过去了多少年。要估计它从诞生到现在的年龄，还要加上它成为白矮星以前的时间。
2019年公布的一项研究，在盖亚观测到的一万五千多颗近邻白矮星候选体中，发现了一处特别的集中：某些颜色和亮度范围里的白矮星，比按单纯散热速度推算的数量更多。如果白矮星在这一阶段降温较慢，就会有更多白矮星停留在这个范围。研究人员将这处集中与更早的理论计算比较，找到了核心正在晶化的证据。
随着内部温度降低，碳和氧的原子核运动逐渐减缓，在彼此的电力作用下排列成较有规则的结构，开始从液态转成固态，这就是晶化。白矮星内部极度致密，晶化开始时仍可有千万度左右的高温。物质变成固体时会释放热量，延缓白矮星的冷却，因此估计冷却时间时，也要把这部分热量算进去。
按演化模型预计，未来的太阳也会经历这样的变化。晶化从内部逐渐展开，固态区域慢慢扩大，释放的热量暂时减缓降温。待这部分热量也逐渐散去，白矮星还会继续变冷；温度降低以后，每秒向外散出的能量更少，余下热量的散失也越来越缓慢。