在宇宙之中，行星的年齡並沒有和人類一樣，有一個大約的壽命期限，在宇宙之中甚至還存在著自宇宙誕生之後不久存在著的恆星。
2018年，美國天文學家發現了可能是宇宙中最古老的恆星之一，它幾乎只由宇宙大爆炸噴射出來的物質構成。
大爆炸後宇宙產生的第一批恆星完全由氫、氦和少量鋰等元素構成，比氦更重的元素在這些恆星的星核中產生，並隨超新星爆炸而散播，宇宙中的金屬含量隨恆星的演化而增加。
這顆恆星的年齡大約為135億歲，這也意味著或存在更多低質量、低金屬含量的恆星，其中一些可能是宇宙中的第一批恆星。
這顆恆星的發現具有極為重要的價值。研究人員曾一度認為宇宙早期只產生大恆星，而它們早已燃盡死亡，因此無法觀測，但新的天文學模擬顯示，宇宙早期可能產生低質量的恆星，它們可以存活至今，因為低質量恆星的壽命很長，例如紅矮星被認為可以存活上萬億年。
而如何獲悉恆星的命運軌跡，這就需要看錢德拉塞卡極限了。在錢德拉塞卡之前，科學家認為恆星的最終命運就是白矮星，白矮星是一種低光度、高密度、高溫度的恆星。因為它的顏色呈白色、體積比較矮小，因此被命名為白矮星。
1926年，福勒就撰文指出白矮星內部電子處於量子簡併狀態(即接近絕對零度的量子電子氣);電子 處於簡併狀態時表現出的壓強稱為簡併壓，是它抵抗著白矮星自身的萬有引力。
但是錢德拉塞卡卻得出了不一樣的結論，錢德拉塞卡是印度裔的物理學家。錢德拉塞卡早期從事恆星內部結構理論的研究。他利用完全簡併的電子氣體的物態方程建立 白矮星模型。這就是著名的錢德拉塞卡極限。這個公式為：
錢德拉塞卡方程指出電子簡併壓支撐引力是有限度的。當恆星超過太陽質量的1.44倍時。白矮星質量太大，自身引力太強時，電子簡併壓也不能平衡星體的引力，這個極限質量後來就稱為錢德拉塞卡極限。如果星體質量超過錢德拉塞卡極限，星體將因自身引力主導而繼續塌縮。
當星體質量超過錢德拉塞卡極限時，引力大於電子簡併壓力，星體在幾秒內崩潰塌縮，電子越過泡利不相容原理的屏障，衝入原子核，將其擊碎，同時產生粒子反應：電子與質子結合為中子，並放出中微子。中微子逃逸出去，大量的自由中子以高速射向星體中心，一直到物質壓縮到直徑只有大約10千米時，中子氣體的壓力又會增強到足以抵擋引力，使坍縮停止，形成一顆新的平衡星體——中子星。
中子星內部99.5%的物質是密集的中子，只有0.5%的電子浮在其表面。中子於中子之間沒有質子與質子間的那種靜電斥力，唯一抵抗引力的是中子的簡併壓力——中子與中子挨在一起不被擠碎的力。在中子星的核裡，再也沒有「任何可以壓縮的空間」，恆星的核成了一個巨大的主要由中子組成的原子核。
簡而言之，星體產生的熱會令其大氣層向外移。當星體的能量用盡，其大氣層便會受星體的引力影響而塌回星體表面。如果星體的質量少於錢德拉塞卡極限，這個塌回便受電子簡併壓力限制，因而得出一個穩定的白矮星。
1939年，奧本海默經過仔細研究，在錢德拉塞卡極限的基礎上進一步提出，存在一個臨界質量，一顆熱核能源耗盡的星體﹐如果質量大於這個臨界質量﹐就不可能成為穩定的中子星，它要麼經過無限坍縮形成黑洞﹐要麼形成介於中子星與黑洞之間的其他類型的緻密星，這個臨界質量被稱為奧本海默極限。
這個極限值是3.2，也就是中子星質量超過3.2個太陽，自引力要壓倒中子的簡併壓力，星體將繼續坍縮為黑洞。
那麼根據錢德拉塞卡極限和奧本海默極限原則，任何一顆恆星都要面對生命終結的那一刻。大於錢德拉塞卡極限的恆星就會從恆星到白矮星再到中子星，若是星體質量超過奧本海默極限（中子星的質量上限），自引力要壓倒中子的簡併壓力，星體將繼續坍縮為黑洞。
如果低於錢德拉塞卡極限，就會成為白矮星，最後冷卻，成為黑矮星。
根據這個原則，我們也可以推測出太陽的命運，在四十億至五十億年之後，我們的太陽也將消耗盡所有的燃料， 屆時會演化成一個臃腫的紅巨星，在這個階段太陽將會變得異常巨大，位於軌道內側的行星 會被火球吞噬，地球也未能倖免。此後太陽質量將大幅度降低，周圍瓦解成行星狀星雲。最 後留下一顆體積與地球相當的白矮星，因為太陽並沒有超過錢德拉塞卡極限，所以它不會繼續塌縮，等到白矮星逐漸冷卻後，會成為看不見的黑矮星。。
而位於太陽系內側的行星在紅巨星階段被火球吞噬後， 潮汐力的作用也將徹底摧毀火星軌道以內倖存的行星，它們變成一團巨大的塵埃或者碎片雲 繼續墜入太陽核心。
所以，恆星的命運軌跡就是如此。