Gradvis vil det brennende hydrogenet i skallet rundt solens kjerne øke kjernens masse til den når ca. 45 % av dagens solmasse. Ved dette tidspunktet vil tettheten og temperaturen være så høy at fusjonen av helium til karbon vil begynne og føre til et heliumflash. Solen vil krympe fra rundt 250 til 11 ganger sin nåværende (hovedserie) radius. Følgelig vil luminositeten reduseres fra rundt til 54 ganger dens nåværende nivå og overflatetemperaturen vil øke til rundt  K. Solen vil bli en horisontal kjempegren og forbrenne helium i kjernen på en stabil måte omtrent på samme måte som den forbrenner hydrogen i dag. Denne fasen med fusjon av helium vil kun vare i 100 millioner år. Til slutt vil den måtte forbrenne reservene av hydrogen og helium i de ytre lagene og vil da utvides en andre gang og bli til det som er kjent som en asymptotisk kjempegren-stjerne. Ved dette stadiet vil solens luminositet øke igjen. Den vil nå rundt ganger dagens luminositet og den vil kjøles til rundt  K. Denne fasen vil vare ca. 30 millioner år, hvorpå solens gjenværende ytre lag vil falle bort over en periode på ytterligere  år og forårsake en strøm av materie ut i rommet som danner en glorie gjent (misvisende) som planetarisk tåke. Det utkastede materiet vil inneholde heliumet og karbonet produsert av solens kjernefysiske reaksjoner og fortsette anrikingen av det interstellare materiet med tunge elementer for fremtidige generasjoner av stjerner.