Zmniejszone ciśnienie promieniowania po ustaniu reakcji termojądrowych we wnętrzu sprawia, że obiekt zapada się pod własnym ciężarem osiągając ogromną gęstość – rzędu 108 gramów na centymetr sześcienny; gwiazda o masie Słońca staje się wówczas kulą o promieniu porównywalnym z ziemskim. Dalszemu zapadaniu białego karła przeciwstawia się jedynie ciśnienie materii, w tym elektronów. Maksymalna masa stabilnego białego karła nazywana jest granicą Chandrasekhara i wynosi 1,44 masy Słońca. Po przekroczeniu tej wielkości w układach podwójnych w wyniku akrecji materii z drugiego składnika układu, biały karzeł wybucha jako supernowa typu Ia lub (hipotetycznie) w procesie tzw. cichej supernowej, pozostawiając po sobie gwiazdę neutronową. Wspomniany przepływ (akrecja) musi być jednak dużo intensywniejszy niż w przypadku nowych, znacznie zwiększający całkowitą masę gwiazdy i znoszący degenerację materii w białym karle, co umożliwia zapoczątkowanie syntezy bardziej masywnych pierwiastków. W stanie pozbawionym degeneracji poprawnym opisem stanu materii w gwieździe jest rozkład Boltzmanna lub Fermiego-Diraca, ale w zakresie temperatur znacznie wyższych niż temperatura Fermiego.