Se a massa de uma estrela for grande o suficiente, a densidade de matéria pode crescer ainda mais do que uma anã branca normal. A equação de estado de um gás clássico de elétrons degenerados deve então ser substituída pela equação relativística correspondente. Nesse caso, diminuir o raio da estrela não ajuda mais em resistir à atração gravitacional. O equilíbrio só é possível para um determinado valor de massa, a massa Chandrasekhar que tem valor de cerca de 1,4 M que é, portanto, o limite superior para a massa de uma anã branca. Se a massa da estrela for maior que esse limite, a gravidade supera a pressão e a estrela se contrairá rapidamente para níveis mais altos de densidades.

O estado estável final após o colapso será uma estrela de nêutrons. Por outro lado, se a massa for menor que o limite de Chandrasekhar, a pressão domina. A estrela então se expandirá até que a densidade seja pequena o suficiente para permitir um estado de equilíbrio com uma equação de estado menos relativística.

     Quando uma estrela massiva chega ao fim de sua evolução e explode como uma supernova, o colapso simultâneo de seu núcleo não parará necessariamente na densidade de uma anã branca. Se a massa do núcleo em colapso é maior do que a massa limite (1,4M), o colapso continua a uma estrela de nêutrons.

Nesta fase onde a estrela está em formação no berçário de nebulosa, quando é uma protoestrela, ela vai se tornar suficientemente densa pela compressão externa ou interna de uma nuvem gigante conforme “cair sobre si mesma”, dessa forma a atração gravitacional superará a pressão do gás. Na medida em que isso ocorre, começa o colapso gravitacional no qual os fragmentos gigantes de nuvens se desmoronam em componentes menores, até que os núcleos ficam quentes o suficiente para o início da fusão nuclear, chamado como a fase da sequência principal, a etapa mais longa da vida de uma estrela.

Por conseguinte, a temperatura e a pressão aumentarão dependendo do ritmo da contração, a medida em que a nebulosa se torna menor e mais densa, fará com que a protoestrela chegue a fase da sequência principal, nascendo assim uma estrela. As próximas etapas da vida do objeto celeste dependerão do quanto de massa o embrião de estrela contrair. Estrelas mais massivas tendem a percorrer todo o ciclo de vida, por outro lado, astros menores chegam a anãs brancas.

Por exemplo, para uma estrela da massa do sol, a fase da sequência principal dura cerca de 10.000 milhões de anos. Já outras de maiores massas evoluem mais rapidamente, porque irradiam muito mais poder. Desta maneira, para esse período um objeto celeste 15 vezes maior que o Sol tem apenas cerca de 10 milhões de anos. Por outro lado, objetos menores têm uma vida útil mais longa: uma estrela de 0,25M passa cerca de 70 bilhões de anos nesta estação.

Como neste primeiro período o principal fator é o volume do corpo celeste, existe um limite superior e inferior para que esta etapa inicie. Se este volume se tornar muito grande a força gravitacional não consegue mais resistir a radiação pressão. Cálculos teóricos indicam uma massa limite de 120 milhões, mas esse valor é incerto. Em contrapartida, estrelas abaixo de 0,08 milhões nunca ficam quentes suficientemente para que a queima de hidrogênio aconteça. Um exemplo desse limite inferior massivo são as Anãs Marrons.

Após o prosseguimento principal, os astros ainda enfrentam uma vida muita turbulenta e instável, cheio de explosões violentas que ejetam muito material, o que pode modificar sua estrutura interna drasticamente. Desse modo, para que a estrela fique madura o equilíbrio hidrostático precisa ser desenvolvido, ou seja, a força de expansão precisa se igualar a força de compressão – assim o corpo celeste alcança a fase estável de sua vida.