得如此之热，以至于当氢原子碰撞时，它们不再弹开而是聚合形成氦。如同
个受控氢弹爆炸，反应中释放出来
热使得恒星发光。这增添热又使气体压力升高，直到它足以平衡引力吸引，这时气体停止收缩。这有点像气球——内部气压试图使气球膨胀，橡皮张力试图使气球缩小，它们之间存在个平衡。从核反应发出热和引力吸引平衡，使恒星在很长时间内维持这种平衡。然而，最终恒星会耗尽
它氢和其他核燃料。貌似大谬，其实不然是，恒星初始燃料越多，它则燃尽得越快。这是因为恒星质量越大，它就必须越热才足以抵抗引力。而它越热，它燃料就被用得越快。
们太阳大概足够再燃烧50多亿年，但是质量更大恒星可以在1亿年这
短时间内用尽其燃料，这个时间尺度比宇宙年龄短得多。当恒星耗尽燃料，它开始变冷并开始收缩。随后发生情况只有等到本世纪20年代末才初次被人们理解。
1928年，位印度研究生——萨拉玛尼安·强德拉塞卡——乘船来英国剑桥跟英国天文学家阿瑟·爱丁顿爵士（位广义相对论家）学习。（据记载，在本世纪20年代初有位记者告诉爱丁顿，说他听说世界上只有三个人能理解广义相对论，爱丁顿停下，然后回答：“正在想这第三个人是谁？”。）在他从印度来英旅途中，强德拉塞卡算出在耗尽所有燃料之后，多大恒星可以继续对抗自己引力而维持自己。这个思想是说：当恒星变小时，物质粒子靠得非常近，而按照泡利不相容原理，它们必须有非常不同速度。这使得它们互相散开并企图使恒星膨胀。颗恒星可因引力作用和不相容原理引起排斥力达到平衡而保持其半径不变，正如在它生命早期引力被热所平衡样。
然而，强德拉塞卡意识到，不相容原理所能提供排斥力有个极限。恒星中粒子最大速度差被相对论限制为光速。这意味着，恒星变得足够紧致之时，由不相容原理引起排斥力就会比引力作用小。强德拉塞卡计算出；个大约为太阳质量倍半冷恒星不能支持自身以抵抗自己引力。（这质量现在称为强德拉塞卡极限。）苏联科学家列夫·达维多维奇·兰道几乎在同时也得到类似发现。
这对大质量恒星最终归宿具有重大意义。如果颗恒星质量比强德拉塞卡极限小，它最后会停止收缩并终于变成颗半径为几千英里和密度为每立方英寸几百吨“白矮
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