De levensduur van een ster, inclusief onze zon, hangt af van zijn massa. Stellaire evolutiemodellen voorspellen dat de zon ongeveer 10 miljard jaar lang in de hoofdreeksfase zal blijven, waarbij waterstof in de kern tot helium zal samensmelten.

Nadat de waterstofbrandstof in de kern is uitgeput, zal de zon evolueren tot een rode reus, waarin hij gedurende een paar miljard jaar zwaardere elementen, zoals helium, koolstof en zuurstof, zal verbranden.

Uiteindelijk zal de kern instorten en een witte dwerg vormen, een dicht, heet overblijfsel van de oorspronkelijke ster dat in de loop van miljarden jaren geleidelijk zal afkoelen.

De tijd die een zon nodig heeft om uit te branden, vanaf de geboorte tot het stadium van de witte dwerg, hangt af van zijn aanvankelijke massa. Zwaardere sterren hebben een kortere levensduur omdat ze hun brandstof sneller opbranden.