昌德拉塞卡指出，不相容道理不能夠禁止質量大於昌德拉塞卡極限的恒星產生坍縮。但是，按照廣義相對論，如許的恒星會產生甚麼環境呢？1939年一名美國的年青人羅伯特・奧本海默初次處理了這個題目。但是，他所獲得的成果表白，用當時的望遠鏡去檢測不會有任何觀察成果。今後，第二次天下大戰插入，奧本海默本人非常用心腸處置原槍彈研製。戰後，因為大部分科學家被吸引到原子和原子核標準的物理中去，因此大部分人健忘了引力坍縮的題目。但在20世紀60年代，當代技術的利用使得天文觀察範圍和數量大大增加，這重新激起人們對天文學和宇宙學的大標準題目的興趣。奧本海默的事情被一些人重新發明並推行。

1783年，劍橋的學監約翰・米歇爾在這個假定的根本上，於《倫敦皇家學會哲學學報》上頒發了一篇文章。

另一方麵，質量比昌德拉塞卡極限還大的恒星在耗儘其燃料時，會呈現一個很大的題目。在某種景象下，它們會爆炸或設法拋出充足的物質，使它們的質量減小到極限之下，以製止災害性的引力坍縮。但是很難令人信賴，不管恒星有多大，這總會產生。如何曉得它必然喪失重量呢？即便每個恒星都設法落空充足多的質量以製止坍縮，如果你把更多的質量加在白矮星或中子星上，以使之超越極限，將會產生甚麼？它會坍縮到無窮密度嗎？愛丁頓為此感到震驚，他回絕信賴昌德拉塞卡的成果。愛丁頓以為，一顆恒星是底子不成能坍縮成一點的。這是大多數科學家的觀點：愛因斯坦本身寫了一篇論文，宣佈恒星的體積不會收縮為零。其他科學家，特彆是他之前的教員，恒星佈局的首要權威――愛丁頓的敵意使昌德拉塞卡放棄了這方麵的事情，而轉去研討諸如恒星團活動等其他天文學題目。但是，他之以是獲得1983年諾貝爾獎，起碼部分啟事在於他暮年所做的關於冷恒星的質量極限的事情。

這對大質量恒星的終究歸宿具有嚴峻的意義。如果一顆恒星的質量比昌德拉塞卡極限小，它最後會停止收縮，並且變成一種能夠的終態即“白矮星”。白矮星的半徑為幾千英裡，密度為每立方英寸幾百噸。白矮星是由它物質中電子之間的不相容道理架空力支撐的。我們察看到大量如許的白矮星。環繞著天狼星轉動的那顆是最早被髮明的白矮星中的一個，天狼星是夜空中最亮的恒星。