太陽外層物質會散逸到太空，剩下的部分形成了白矮星，它的密度特別大，質量約為太陽的一半，但體積和地球差不多以該半徑值可得知它的密度將稍高於地球，這是因為類地行星的密度是隨著體積而增加。
火星體積約為地球的15%，質量約為11%，表面積略小於地球陸地面積，密度則比其他三顆類地行星還要小很多。
白矮星密度極高，一顆質量與太陽相當的白矮星體積只有地球一般的大小，微弱的光度則來自過去儲存的熱能。
實驗中擺角偏移的大小，取決於地球與山的相對密度和體積；因此，若可以確定榭赫倫山的密度，那麼，其結果便能確定地球的密度。
由於這種星體的巨大引力，有人提出其中的中子會被壓迫變形，成為一種立方密堆積的結構，以獲得更高的堆積密度。
更確切地說，假設宇宙體積加倍，則暗物質密度會減半，但暗能量密度大致保持不變（假若暗能量是宇宙常數，則暗能量會保持不變）。
它們的密度極高，一顆質量與太陽相當的白矮星體積只有地球一般的大小，微弱的光度則來自過去儲存的熱能。
中子和電子一樣，也是遵循泡利不相容原理的費米子，因此這些中子在一起產生的「中子簡併壓」力，可以抗衡引力使得恆星成為密度比白矮星大得多的穩定的中子星。
因為恆星密度會隨深度變化（進行核融合的核心密度必須極高），因此恆星表面的密度比經由恆星質量和體積計算出的密度（質量除以體積，球體體積是 4/3 * pi * r，pi 是圓周率，r 是半徑）甚至是地球高層大氣的密度要低。
雖然作用距離較短，中子能夠產生更強勁的簡併壓，因此促使中子星達到穩定狀況，不再進一步塌縮，儘管如此，中子星的尺寸比白矮星小，密度比白矮星高。
水會隨著溫度升高而膨脹，因此中子在中子減速劑中運動的時間會變長，燃料的體積變化相對較小。
假如一個天體的密度為核密度（約10千克/立方米，相當於中子星的密度）而其總質量在太陽質量的三倍左右則該天體會被壓縮到小於其史瓦西半徑，形成一個「恆星黑洞」。
目前將中子當作元素單質探討其性質的研究相當的少，因此無法確定其相態變化等物理性質，多半是以研究單一中子動能之中子溫度為多，目前只知道中子在高壓下能以簡併態存在，即中子星，亦有理論指出該相態的結構可能是一種立方密堆積的結構，以獲得更高的堆積密度。
對Ⅱ型超新星而言，塌縮終究會被中子與中子的短距交互作用斥力（以強作用力為媒介），也就是中子的簡併壓力阻擋住，而形成密度與原子核相似的核心。
雖然，先前法律中對千克定義選取的特定體積水的溫度點為0 ℃，這一溫度點非常穩定，但是經過數年的研究，在1799年，法國化學家和義大利博物學家決定修改定義，取水處於最穩定的密度點時的體積（水在密度最大時的體積），而當時測定水的密度在4 ℃時達到最大。
海勒和阿姆斯壯指出，將系外行星或系外衛星分類為超級適居天體需要以下一系列特徵：質量與體積部分需要至少2倍地球質量、而1.3倍地球半徑天體的體積為板塊構造的最佳條件。
反之，受重度刺激或傷害後，分泌較多沉香脂，一樣體積的木頭裡，含有更多的沉香脂，重量密度大於水，因而沉入水底，所以也被稱為「水沉香」。
在發現暗能量之前，宇宙學家認為宇宙的未來存在有兩種圖景：第一·如果宇宙能量密度超過臨界密度，宇宙會在膨脹到最大體積之後坍縮，在坍縮過程中，宇宙的密度和溫度都會再次升高，最後終結於同爆炸開始相似的狀態——稱為「大擠壓」。相反，如果宇宙能量密度等於或者小於臨界密度，膨脹會逐漸減速，但永遠不會停止。
第二·宇宙的命運取決於密度，如果密度夠大，將會坍塌成一個奇點，反之若密度低於臨界密度，宇宙會越來越大。