Ahhoz, hogy a csillagok életútjának végét előidéző folyamatokat megértsük, ismernünk kell a keletkezésük körülményeit. Csillag akkor keletkezik, amikor nagy mennyiségű gáz (többnyire hidrogén) saját tömegvonzásának hatására önmagába roskad. A gázfelhő összehúzódása közben a gázatomok mind gyakrabban és mind nagyobb sebességgel ütköznek egymásnak, ezért a gáz felmelegszik. Előbb-utóbb eléri a hőmérsékletet, amelyen az összeütköző hidrogénatomok már nem pattannak le egymásról, hanem összetapadnak, és héliummá alakulnak. Ez a reakció tulajdonképpen egy szabályozott hidrogénbomba-robbanás, az így felszabaduló hő hatására világít a csillag. A hőtöbblet egyszersmind a gáz nyomását is növeli, amíg végül kiegyenlíti a gravitáció összehúzó erejét, ekkor megszűnik a zsugorodás. A csillagok hosszú időn át megőrzik a stabilitásukat, mivel a nukleáris folyamatok során fejlődő hő ellensúlyozza a gravitációt. Idővel persze kimerül a csillag hidrogén- és egyéb nukleáris üzemanyagkészlete. Paradox módon, minél nagyobb üzemanyag-mennyiséggel rendelkezik a csillag létrejöttekor, annál hamarabb ég ki. Minél nagyobb ugyanis a csillag tömege, annál melegebbnek kell lennie, hogy ellensúlyozza a gravitációs vonzást. S minél forróbb, annál gyorsabban használja fel az üzemanyagkészletét.
1928-ban Subrahmanyan Chandrasekhar kiszámította, mekkora lehet a csillag, ha még tartja magát a gravitációval szemben, de nukleáris fűtőanyagát már elhasználta. Úgy gondolta, hogy amikor a csillag összezsugorodik, az anyagrészecskék nagyon közel kerülnek egymáshoz, a Pauli-elv értelmében tehát sebességükben hatalmas különbségek mutatkoznak. Emiatt távolodni kezdenek egymástól, így a csillag ismét tágulni fog, sugara újra állandó lesz, ezúttal a tömegvonzás és a kizárási elv következtében fellépő taszítás biztosítja az egyensúlyt a gravitáció és a hő helyett. Chandrasekhar azonban azt is felismerte, hogy a kizárási elv által biztosított taszítóerő nem határtalan. A relativitáselmélet következtében a csillag részecskéi legfeljebb a fénysebességet érhetik el. Ha tehát a csillag elég sűrűvé válik, a kizárási elv okozta taszítás már nem tudja leküzdeni a gravitációt. Az indiai kutató számításai szerint a Nap tömegénél másfélszer nagyobb hidegcsillag már nem képes fenntartani magát saját gravitációjával szemben ezt nevezik Chradasekhar-határnak).
A Chandrasekhar-határ alatti tömegű csillagok zsugorodása megszűnhet. A csillag végleges méretet ér el, néhány ezer kilométeres átmérőjű fehér törpévé válik, anyagának sűrűsége azonban több százezer kg/cm3 is lehet. A fehér törpét az anyagában lévő elektronokra vonatkozó kizárási elv okozta taszítás menti meg a gravitációs összeomlástól. A Szíriusz, az éjszakai égbolt legfényesebb csillaga körül kering a legelőször felfedezett fehér törpék egyike.
Az orosz Lev Davidovics Landau rámutatott, hogy a csillagok számára más végső állomás is elképzelhető; határtömegük ez esetben is egy-kétszerese a Nap tömegének, e térfogatuk még a fehér törpékénél is sokkal kisebb. Az ilyen csillagokat nem az elektronok, hanem a neutronok és protonok közötti kizárási elvből következő taszítás stabilizálja. Ezért a neutroncsillag elnevezést kapták. Sugaruk alig tíz-húsz kilométer, sűrűségük viszont százmilliárd kg/cm3. Hosszú ideig nem sikerült megfigyelni létezésüket. Ami viszont a Chandrasekhar-határnál nagyobb csillagokat illeti: ezeknek súlyos gondokkal kell szembenézniük üzemanyaguk elhasználása után. Egyes esetekben felrobbannak, vagy elég üzemanyagot löknek le magukról ahhoz, hogy a tömeghatár alá jutva elkerülhessék a gravitációs összeroppanást. Honnan tudná azonban a csillag, hogy mikor kell ledobni a súlyfeleslegét? És még ha le is tudja dobni, mi történne akkor, ha anyagot adnánk egy fehér törpéhez vagy neutroncsillaghoz, és átbillentenénk a tömeghatáron? Végtelen sűrűségűvé roppanna?
