在大約10^32000年后，最后一顆鐵星將在災難的邊緣搖搖欲墜。量子怪異的高密度球體通過僅由其電子施加的壓力，來支持自己抵抗引力坍縮。但它的電子也在慢慢消失了，當過多的電子消失時，整顆恒星將發生災難性的坍縮，然后作為壯觀的超新星爆炸反彈，這是慶祝時間終結的最后煙花。

此次計算更新歸功于天體物理學家馬特·卡普蘭的論文，我將詳細介紹該發現。但首先，還有很多問題需要了解，比如包括我們的太陽在內的恒星是如何成為“鐵星”的？他們的電子發生了什么？

很明顯，這一定是太陽的最終命運。一旦它的核燃料供應耗盡，就沒有能量向外流動來抵抗重力擠壓。它的核心會坍塌，直到被電子簡并壓力停止。與此同時，外層將被彈射出去，其暴露的核心成為白矮星。

那個時代最杰出的物理學家開始相信白矮星應該是所有恒星的命運。錢德拉塞卡在思考這個問題時，意識到最杰出的物理學家都錯了。他意識到，雖然福勒對簡并等離子體狀態的計算非常出色，但它們也不完整，他們沒有考慮到愛因斯坦相對論的影響。在白矮星的極端密度下，電子確實會以足夠快的速度移動，以使相對論開始介入。

我們現在知道，伴隨著強大的超新星爆炸，最終結果要么是中子星，要么是黑洞。但是當時錢德拉只知道沒有任何白矮星可以存在于這個質量極限之上，這個極限現在稱之為錢德拉塞卡極限。對于一顆普通恒星留下的恒星核心，這個極限應該是太陽質量的1.44倍。

與此同時，原子核停止與電子相互作用并在它們冷卻時減速。它們在恒星內幾乎一動不動，并滑入規則的網格中。最終，所有白矮星都必須冷卻到周圍空間的溫度。現在空間溫度是寒冷的3 開爾文，但隨著宇宙膨脹和宇宙背景輻射的消散，未來甚至會比這更冷。最終，所有白矮星都必須消退成幾乎看不見的球體，我們稱之為黑矮星。

在結晶黑矮星的深處，一個碳或氧核整齊地排列在其指定的列和行中。突然間，它會發現自己被送到了另一個位置——由于其位置的基本量子不確定性而被傳送。這種量子隧道效應使原子核離它的鄰居足夠近，以至于兩者融合成一個更重的元素。這個過程被稱為核聚變，它將非常緩慢地核心從碳轉化為最穩定的物質形式——鐵，這大約需要 10^1500年。最終結果是一顆鐵星或鐵黑矮星，這是所有核心低于錢德拉塞卡極限的恒星的假設命運。

在核聚變過程的最后階段，兩個硅核聚變產生鎳，然后鎳的一個質子發射正電子成為中子，結果是鐵56——宇宙中最穩定的元素。但是發射的正電子是支持恒星抵抗坍縮的電子的反物質對應物，它會立即與其中一個電子湮滅，耗盡了恒星的供應。當這顆鐵星完全形成時，它的錢德塞卡質量已經從大約1.44 下降到不到1.16。

這意味著如果質量大于 1.16 個太陽質量，最初質量低于原始錢德拉塞卡極限的白矮星（或現在的鐵黑矮星）可能會變得不穩定。當這種情況發生時，災難性的坍縮應該會導致一種新型的超新星，這種超新星只會在遙遠的未來發生——黑矮星超新星，它們會留下較小的鐵芯或中子星。對于最大的此類恒星，預計第一次爆炸將在10^1100年左右開始，而處于下限的那些將需要10^32000年才能爆發，也就是宇宙熱寂的最后一刻。