El destino final de una estrella depende principalmente de la masa que tenía al nacer o de la que vaya acumulando por interacción con otras estrellas cercanas. Las estrellas más masivas, con varias veces la masa del Sol, acaban sus días con explosiones en forma de supernova. Las estrellas más ligeras consumirán su combustible más lentamente, a lo largo de miles de millones de años o incluso de millones de millones de años y saldrán de la secuencia principal de forma menos violenta, dejando tras de sí lo que se conoce como una enana blanca.
Las estrellas normales, como nuestro Sol, obtienen su energía mediante reacciones nucleares en su interior. En el caso del Sol, la reacción principal es la fusión nuclear del hidrógeno en helio, conocida como la cadena protón-protón. En esta cadena, los núcleos de hidrógeno se fusionan para formar núcleos de helio, liberando una gran cantidad de energía en el proceso. Esta energía es liberada principalmente en forma de radiación y es lo que hace que las estrellas normales brillen. También se liberan neutrinos, que debido a su naturaleza consiguen escapar fácilmente del núcleo de la estrella. Con experimentos muy sofisticados y precisos hemos conseguido detectar los neutrinos provenientes del núcleo del Sol.
Por otro lado, las enanas blancas se forman cuando todo el hidrógeno de una estrella se ha transformado en helio y la estrella no tiene suficiente masa para sostener las reacciones nucleares de este elemento, que requieren temperaturas mayores. Después de agotar su combustible nuclear y abandonar la secuencia principal, estas estrellas ya no pueden generar la energía necesaria para contrarrestar la fuerza gravitatoria que las comprime. Como resultado, las enanas blancas no brillan debido a la fusión nuclear, sino a su calor residual. Lo que evita el colapso ya no será la energía térmica, ahora será la presión de degeneración de los electrones. Después de que una estrella agote su combustible nuclear y se convierta en una enana blanca, su núcleo colapsará bajo la influencia de la gravedad, mientras que la presión de degeneración de los electrones evitará un colapso total.
La presión de degeneración de los electrones es un fenómeno cuántico que surge debido al principio de exclusión de Pauli, el cual establece que dos electrones no pueden ocupar el mismo estado cuántico (en un átomo es donde mejor se percibe este efecto). Al formarse una enana blanca y a medida que la estrella se contrae, los electrones en su interior se ven obligados a ocupar niveles de energía más altos para evitar la violación del principio de exclusión de Pauli. Esta presión de degeneración actúa en contra de la contracción gravitatoria, ya que los electrones no pueden colapsar más debido a las restricciones impuestas por la mecánica cuántica. Cuanto más se contrae la estrella, mayor es la presión de degeneración de los electrones, lo que antes o después detiene el colapso gravitatorio.
Sin embargo, existe un límite en esta competición entre la presión de degeneración de los electrones y la gravedad, conocido como el límite de Chandrasekhar. Este límite establece la masa máxima que pueden acumular las enanas blancas, que es de aproximadamente 1.4 veces la masa del Sol (aproximadamente 2.8 × 1030 kilogramos). Si una enana blanca acumula masa más allá de este límite, la presión de degeneración de los electrones no es suficiente para contrarrestar la gravedad y la estrella colapsa aún más. Una enana blanca solitaria no irá acumulando masa con el tiempo, de la misma forma que el Sol o la Tierra no la acumulan, pero si forma parte de un sistema binario, puede conseguir robarle masa a la otra estrella durante su fase de gigante roja. La acumulación de masa y la consiguiente compresión del núcleo de la enana blanca elevan la temperatura lo suficiente como para iniciar una reacción termonuclear del carbono y el oxígeno presentes en la estrella. Esto provoca una cadena de reacciones nucleares rápidas y descontroladas, que tienen como resultado una explosión en forma de supernova. Concretamente en forma de supernova del tipo “Ia”.
Esta supernova se caracteriza por un aumento rápido y luego una disminución gradual en su brillo. A diferencia de las supernovas de tipo II, que involucran el colapso y la explosión de una estrella masiva, las supernovas de tipo Ia son uniformes en su luminosidad y pueden usarse como «candelas estándar» para medir distancias cosmológicas. Durante la explosión termonuclear, el núcleo de la enana blanca sufre un colapso violento debido a la liberación repentina de energía. El colapso gravitatorio comprime los electrones y los protones en el núcleo, fusionándolos para formar neutrones y neutrinos en un proceso conocido como captura electrónica.
Por tanto, el resultado del colapso del núcleo es la formación de una estrella de neutrones, un objeto extremadamente denso y compacto compuesto principalmente de neutrones. Éstos están tan cerca los unos de los otros que entra en acción la presión de degeneración de los neutrones, similar a la que sufrían los electrones pero capaz de resistir las increíbles densidades que se dan en este tipo de astros.