據目前所知，宇宙是浩瀚無限的，每逢夜晚，星星的光芒點點，殊不知這些光芒是耗費了多少時間才到達我們地球，而小編一直對太空充滿嚮往和憧憬，今天你們就和小編一起研究吧！
1928年，一位名叫蘇布拉馬尼揚·昌德拉塞卡的印度研究生乘船赴英格蘭，擬就讀於劍橋，並師從英國天文學家亞瑟·愛丁頓爵士。愛丁頓是一位廣義相對論的行家。這裡有一則故事，說是有一位旅行家曾於20世紀20年代初詢問愛丁頓，他聽聞世界上僅有三個人理解廣義相對論。愛丁頓對此的回答是：「我正想知道這第三個人究竟是誰。」
在從印度出發的這次旅行途中，昌德拉塞卡完成了一項工作：質量多大的恆星能在全部燃料消耗殆盡後，仍然可以抗拒其自身引力而存在下來。他的思路是，隨著恆星變小，物質粒子彼此間會靠得非常近。但是，泡利不相容原理指出，兩個物質粒子不可能同時佔有相同的位置和相同的速度。據此，物質粒子的速度必定相差甚巨。這會使粒子互相遠離，於是促使恆星趨於膨脹。所以，在引力的吸引作用和不相容原理造成的斥力之間會達到某種平衡，而恆星的半徑便能維持不變，正如在它生命的早期引力與熱量間取得平衡一樣。
然而，昌德拉塞卡意識到，對不相容原理所能提供的斥力來說，存在某一個限值。相對論限制了恆星中物質粒子運動速度的最大差異不得超過光速。這意味著當恆星密度變得足夠高時，不相容原理引起的斥力應當小於引力的吸引作用。昌德拉塞卡的計算表明，對於一顆無能源的恆星來說，當它的質量大於約1.5倍的太陽質量時，這顆恆星便不可能抵抗其自引力的作用而維持現狀不變。現在，人們把這個質量稱為昌德拉塞卡極限。
這一點對大質量恆星的終極歸宿有著極為重要的意義。如果質量小於昌德拉塞卡極限，恆星最終會停止收縮，並安然進入一種可能的終極狀態，成為一顆白矮星，半徑為幾千英裡，密度達到每立方英寸數百噸。白矮星就是由恆星物質中電子間的不相容原理斥力來維持的。我們已觀測到了大量的這類白矮星。第一個被發現的白矮星是繞著天狼星運動的那顆恆星，而天狼星是夜空中最明亮的恆星。
人們又意識到，對於一顆質量範圍約為一至兩倍太陽質量的恆星來說，還存在另一種可能的終極狀態，但其尺度甚至比白矮星還要小得多。維持這類恆星的力，應當來自中子和質子（而不是電子）間的不相容原理斥力。正因為如此，它們便稱為中子星。中子星的半徑只有10英裡左右，而密度則達到每立方英寸數億噸。當人們首次對中子星做出預言之時，還沒有任何方法可以觀測到中子星，探測到中子星已是好多年之後的事了。
另一方面，對質量超過昌德拉塞卡極限的恆星來說，當它們走到燃料耗盡這一步時會出現很大的問題。在一些情況中，恆星可以發生爆炸，或者通過某種方式拋去足夠多的物質，這樣一來它們的質量便會低於昌德拉塞卡極限，然而要確信無論恆星有多大總會發生這類事件是很困難的。如何才能知道恆星必定會損失質量？而即使每一顆恆星都會通過某種途徑失去足夠多的質量，那麼要是對白矮星或中子星補充更多的質量使之超過昌德拉塞卡極限，又會出現何種情況？恆星是否會持續坍縮下去，直至密度達到無窮大呢？
愛丁頓對此感到震驚，他拒不接受昌德拉塞卡的結論。愛丁頓認為，恆星絕無可能會坍縮成一個點。這也正是大多數科學家的觀點。愛因斯坦本人發表過一篇文章，他斷言恆星不會收縮為零尺度。其他一些科學家也對此持反對意見，特別是愛丁頓，須知愛丁頓曾是昌德拉塞卡的導師，又是關於恆星結構研究方面的最大權威，而這些意見便促使昌德拉塞卡放棄了他的工作思路，並轉而從事天文學其他問題的探索。然而，1983年昌德拉塞卡被授予諾貝爾獎，這至少有一部分是鑑於對他有關無能源恆星極限質量之早期研究工作的肯定。
昌德拉塞卡已經證明，對一顆質量大於昌德拉塞卡極限的恆星來說，不相容原理不可能使其坍縮過程停止下來。但是，如何依據廣義相對論來推測這類恆星會發生些什麼情況的問題，則一直要到1939年才由一位年輕的美國人羅伯特·奧本海默給出解答。不過，他的結論表明，藉助當時的望遠鏡不可能探測到任何觀測結果。後來，二次大戰不期爆發，奧本海默本人全身心地投入到了原子彈計劃之中。戰後，有關引力坍縮的問題基本上已被人遺忘了，因為那時大多數科學家的興趣已專注於原子和原子核尺度上所發生的現象。
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