 During a star's lifetime, the outward pressure exerted from all of the thermal energy being created by fusion in the core holds the volume of the star up against the force of gravity created by all of that mass. When a star uses up its nuclear fusion fuel supply, there's a number of end scenarios that can play out, and which one happens generally depends on the mass of the star.

One of the possible end results is something called a white dwarf. The fusion has shut down, and so that thermal pressure stops, and the star begins to contract due to gravity. This continues and the star gets increasingly dense until something called [electron degeneracy pressure](_URL_0_) stops it. Long story short, at a quantum level, mass resists getting smashed together even denser, and the force of this resistance is called Electron degeneracy pressure.

So in a white dwarf, electron degeneracy pressure holds the star at a particular volume, and assuming no other significant celestial bodies influence it, the white dwarf just sort of hangs out in the universe, slowly radiating away all its residual heat.

But that only happens to most stars. Some stars have so much mass, and create so much gravity, that that inward collapsing is stronger than electron degeneracy pressure. That amount of mass is called the Chandraskhar Limit. If a dying star has more mass than that limit, then it'll contract past the white dwarf stage, and proceed on to a neutron star, or maybe a quark star (we're not sure if those exist), or even a black hole if it's massive enough. 
 තාරකාවක ජීවිත කාලය තුළ, හරය තුළ විලයනය මගින් නිර්මාණය වන සියලු තාප ශක්තියෙන් ඇති වන බාහිර පීඩනය එම ස්කන්ධයෙන් නිර්මාණය කරන ලද ගුරුත්වාකර්ෂණ බලයට එරෙහිව තාරකාවේ පරිමාව රඳවා තබා ගනී. තාරකාවක් එහි න්‍යෂ්ටික විලයන ඉන්ධන සැපයුම භාවිතා කරන විට, අවසන් අවස්ථා ගණනාවක් ක්‍රීඩා කළ හැකි අතර, එය සිදුවන්නේ කුමක්ද යන්න සාමාන්‍යයෙන් තාරකාවේ ස්කන්ධය මත රඳා පවතී. විය හැකි අවසාන ප්රතිඵලවලින් එකක් වන්නේ සුදු වාමන ලෙස හැඳින්වෙන දෙයක්. විලයනය වසා දමා ඇති අතර එමඟින් තාප පීඩනය නතර වන අතර ගුරුත්වාකර්ෂණය හේතුවෙන් තරුව හැකිලීමට පටන් ගනී. මෙය දිගටම පවතින අතර [ඉලෙක්ට්‍රෝන පරිහානිය පීඩනය](_URL_0_) ලෙස හඳුන්වන යමක් එය නවත්වන තෙක් තාරකාව වඩ වඩාත් ඝනත්වයට පත්වේ. දිගු කතාව කෙටියෙන් කිවහොත්, ක්වොන්ටම් මට්ටමින්, ස්කන්ධය ඊටත් වඩා ඝනත්වයකින් එකට කඩා වැටීමට ප්‍රතිරෝධී වන අතර, මෙම ප්‍රතිරෝධයේ බලය ඉලෙක්ට්‍රෝන පරිහානිය පීඩනය ලෙස හැඳින්වේ. එබැවින් සුදු වාමනක දී ඉලෙක්ට්‍රෝන පරිහානියේ පීඩනය තාරකාව නිශ්චිත පරිමාවක රඳවා තබා ගන්නා අතර, වෙනත් සැලකිය යුතු ආකාශ වස්තූන් එයට බලපාන්නේ නැතැයි උපකල්පනය කළහොත්, සුදු වාමන විශ්වයේ යම් ආකාරයකට එල්ලී ඇති අතර, එහි අවශේෂ තාපය සෙමෙන් පිට කරයි. නමුත් එය සිදුවන්නේ බොහෝ තරු වලට පමණි. සමහර තරු වලට එතරම් ස්කන්ධයක් ඇති අතර, එතරම් ගුරුත්වාකර්ෂණයක් ඇති කරයි, එම අභ්‍යන්තර කඩා වැටීම ඉලෙක්ට්‍රෝන පරිහානිය පීඩනයට වඩා ප්‍රබල වේ. එම ස්කන්ධ ප්‍රමාණය චන්ද්‍රස්කර් සීමාව ලෙස හැඳින්වේ. මිය යන තාරකාවකට එම සීමාවට වඩා වැඩි ස්කන්ධයක් තිබේ නම්, එය සුදු වාමන අවධිය පසුකර සංකෝචනය වී නියුට්‍රෝන තාරකාවක් වෙතට හෝ සමහර විට ක්වාක් තරුවක් වෙතට (ඒවා තිබේදැයි අපට විශ්වාස නැත) හෝ කළු පැහැයට පවා ගමන් කරයි. එය ප්රමාණවත් තරම් විශාල නම් සිදුරක්. 