英國科學家拉爾夫·富勒（RalPh Fowler）第一個把量子力學應用於天體物理。他在1925年提出，一個沒有內部輻射壓的恆星的引力收縮能夠迫使所有電子佔據所有可能的鼻子態，因而白矮星的收縮能被電子的簡併壓阻止。
緊隨其後，威廉·安德森（William Anderson）證明，當密度超過每立方厘米1噸時，電子的速度接近光速。這時的電子被稱為相對論性的，其運動服從狹義相對論，而不再是伽利略力學。由量子力學知道，對一個給定密度，相對論性粒子產生的壓力比慢粒子的要小。這正是白矮星不可能具有任意大質量的根本原因。
這個導致理論天體物理革命性變化的重大發現是由印度天體物理學家蘇伯拉赫曼彥·錢德拉塞卡（SubrahmanyanChandrasekhar）作出的。在1931年的一篇著名論文中，他證明白矮星有一個最大允許的質量，並計算出來是1．4Mde這個結果引起了一場激烈的爭論。愛丁頓斥之為荒謬，因為它意味著那些質量遠大於太陽的恆星的命運變得秘不可知（錢德拉塞卡也有許多關於那些超常恆星內部結構的重要論文。他後來還同樣成功地解決了許多別的天體物理問題，並獲得了1983年的諾貝爾獎），然而錢德拉塞卡是正確的。按照當今的計算，誕生時質量高到SM的恆星仍能形成質量為1．4M。的白矮星，因為那些星在其～生中以星風的形式丟失掉如此多的物質，以至於其質量減小到錢德拉塞卡限度以下。質量更大的恆星的命運將在後面介紹預言中子星和黑洞存在的理論時予以闡述。
熱的與冷的
白矮星，中等質量恆星演化的終點，在銀河系中到處都能見到。估計它們目前佔恆星總數的10％（即約100億顆），而這個百分比只會隨時間增大。
這一百億顆白矮星中，只有幾千顆已被記錄在第。它們的光度非常低，只有那些最靠近我們的才能被探測到。尋找孤立自矮星的方法之一是研究自行很大，因而是距離較近的恆星，攝取它們的光譜以確定其顏色，再由它們在光度一顏色圖（見附錄1）上的位置就可以確鑿地判定是白矮星或走低質量恆星。
讓我們再進一步看看白矮星。它的質量越大（直到1．4Mk）的上限，半徑就越小，因為引力有利於簡併物質的收縮和壓緊。在白矮星內，原子結構被破壞了，電子脫離了原子核的束縛，自由地在“簡併海”中運動。儘管電子已極其密集，仍然有很多空間，原子核仍相互離得很遠，與其本身大小相比，核的行為仍像空氣中的分子。
白矮星的物理結構主要決定於電子海的情況，而熱結構則決定於原子核的運動。由於簡併電子是熱的優良導體，整個白矮星內部就像一塊熾熱的金屬。新形成的白矮星內部溫度達到開氏1億度，老的白矮星則降到幾百萬度。雖然溫度如此之高，熱能仍遠小於電子的靜質量能量。這表明溫度對保持白矮星平衡的作用是微不足道的。事實上，儘管白矮星的溫度比太陽還高，仍可正確地把它作為絕對零度來處理。
處在寒冷的星際空間，白矮星內部是由一個厚度為幾公里的薄層來保護的，這個薄層是很不透明的、高度絕緣的，由溫度低於10萬度的非簡併物質組成。這個溫度雖比太陽表面高10倍，但由於發射面積很小，總光度也就很低，白矮星就成了很難在遠距離上探測到的陰暗幽靈。
結晶成黑矮星
由於沒有熱核反應來提供新能量，白矮星在發出輻射的同時，也以同樣速率冷卻。但是，白矮星本性節儉，它在形成後要經過數十億年的冷卻時間。起初，非簡併的原子核像普通氣體中的分子一樣自由運動，它們的動能決定著溫度。由於輻射，動能逐漸丟失，這樣，一個關鍵時刻終將到來，那就是核的剩餘動能已小於其靜電能，核就會被囚禁在一個剛性結構裡。運動逐漸慢下來，核組成為一種晶格，而簡併電子繼續在晶格中自由運動。年老的白矮星最終停止了輻射，變成一個比鑽石還要硬的巨大晶體，這就是黑矮星。
白矮星的變暗過程是如此之慢，自70億年前宇宙劃生和第～批恆星出現以來，恐怕還沒有一個黑矮星形成，這裡需要極大的耐心。太陽現正處在其主序階段的中點，還要經過50億年才到行星狀星雲那樣的“高齡”，它將再短暫地活躍10萬年，然後成為一顆白矮星並在100億年中緩慢地死去，最後作為一顆黑矮星而永存。
再度輝煌
像太陽這樣的單個恆星是少數，銀河系裡的恆星多數都以雙星方式存在。還