εκφυλισμένη ύλη

Ύλη σε πολύ πυκνή κατάσταση που μπορεί να εξασκήσει πίεση εξαιτίας κβαντομηχανικών φαινομένων. Η ε.ύ. βρίσκεται στους λευκούς νάνους και στους αστέρες νετρονίων των οποίων η απομένουσα μάζα, μετά την έκρηξη, έχει πυκνότητα της τάξης των δισεκατομμυρίων κιλών ανά κυβικό εκατοστό. Κατά τη διάρκεια της βαρυτικής κατάρρευσης ενός αστέρα, τα ηλεκτρόνια απομακρύνονται από τους ατομικούς πυρήνες και δημιουργούν με αυτούς μία μορφή ύλης πολύ υψηλής πυκνότητας. Καθώς αυξάνεται η πυκνότητα, ο αριθμός των ηλεκτρονίων αυξάνεται ανά μονάδα όγκου έως το σημείο που τα ηλεκτρόνια μπορούν να εξασκούν μία αρκετά σημαντική πίεση (πίεση εκφυλισμού), η οποία είναι αποτέλεσμα της αρχής της αβεβαιότητας της κβαντομηχανικής. Σε αντίθεση με την κανονική πίεση, η πίεση εκφυλισμού είναι ουσιαστικά ανεξάρτητη από τη θερμοκρασία και εξαρτάται βασικά από την πυκνότητα. Στις πολύ υψηλές πυκνότητες που χαρακτηρίζουν τους λευκούς νάνους, γίνεται εφικτή η εξουδετέρωση των δυνάμεων βαρύτητας και έτσι ο αστέρας σταματά να καταρρέει. Επομένως, οι ιδιότητες ενός λευκού νάνου μπορούν να περιγραφούν ως ιδιότητες ενός αερίου εκφυλισμένων ηλεκτρονίων. Ένα τέτοιο αέριο δεν υπακούει στους νόμους των τελείων αερίων και αποτελείται γενικά από υποατομικά σωμάτια χωρίς ηλεκτρικό φορτίο. Πάνω από μία ορισμένη αστρική μάζα (1,44 ηλιακές μάζες) δεν είναι δυνατόν να διατηρηθεί ισορροπία ανάμεσα στις δυνάμεις βαρύτητας και στην πίεση εκφυλισμού. Έτσι ο αστέρας συνεχίζει να καταρρέει και καταλήγει σε έναν αστέρα νετρονίων. Στη φάση αυτή της κατάρρευσης οι δυνάμεις βαρύτητας εξουδετερώνονται από την πίεση εκφυλισμού, την οποία εξασκούν τα νετρόνια σε μία κατάσταση υψηλής συμπύκνωσης.