太阳外层物质会散逸到太空，剩下的部分形成了白矮星，它的密度特别大，质量约为太阳的一半，但体积和地球差不多以该半径值可得知它的密度将稍高于地球，这是因为类地行星的密度是随著体积而增加。
火星体积约为地球的15%，质量约为11%，表面积略小于地球陆地面积，密度则比其他三颗类地行星还要小很多。
白矮星密度极高，一颗质量与太阳相当的白矮星体积只有地球一般的大小，微弱的光度则来自过去储存的热能。
实验中摆角偏移的大小，取决于地球与山的相对密度和体积；因此，若可以确定榭赫伦山的密度，那么，其结果便能确定地球的密度。
由于这种星体的巨大引力，有人提出其中的中子会被压迫变形，成为一种立方密堆积的结构，以获得更高的堆积密度。
更确切地说，假设宇宙体积加倍，则暗物质密度会减半，但暗能量密度大致保持不变（假若暗能量是宇宙常数，则暗能量会保持不变）。
它们的密度极高，一颗质量与太阳相当的白矮星体积只有地球一般的大小，微弱的光度则来自过去储存的热能。
中子和电子一样，也是遵循泡利不相容原理的费米子，因此这些中子在一起产生的“
中子简并压”力，可以抗衡引力使得恒星成为密度比白矮星大得多的稳定的中子星。
因为恒星密度会随深度变化（进行核融合的核心密度必须极高），因此恒星表面的密度比经由恒星质量和体积计算出的密度（质量除以体积，球体体积是 4/3 * pi *
r，pi 是圆周率，r 是半径）甚至是地球高层大气的密度要低。虽然作用距离较短，中子能够产生更强劲的简并压，因此促使中子星达到稳定状况，不再进一步塌缩，尽管如此，中子星的尺寸比白矮星小，密度比白矮星高。
水会随著温度升高而膨胀，因此中子在中子减速剂中运动的时间会变长，燃料的体积变化相对较小。
假如一个天体的密度为核密度（约10千克/立方米，相当于中子星的密度）而其总质量在太阳质量的三倍左右则该天体会被压缩到小于其史瓦西半径，形成一个“恒星黑洞”。
目前将中子当作元素单质探讨其性质的研究相当的少，因此无法确定其相态变化等物理性质，多半是以研究单一中子动能之中子温度为多，目前只知道中子在高压下能以简并态存在，即中子星，亦有理论指出该相态的结构可能是一种立方密堆积的结构，以获得更高的堆积密度。
对Ⅱ型超新星而言，塌缩终究会被中子与中子的短距交互作用斥力（以强作用力为媒介），也就是中子的简并压力阻挡住，而形成密度与原子核相似的核心。
虽然，先前法律中对千克定义选取的特定体积水的温度点为0 ℃，这一温度点非常稳定，但是经过数年的研究，在1799年，法国化学家和意大利博物学家决定修改定义，取水处于最稳定的密度点时的体积（水在密度最大时的体积），而当时测定水的密度在4 ℃时达到最大。
海勒和阿姆斯壮指出，将系外行星或系外卫星分类为超级适居天体需要以下一系列特征：质量与体积部分需要至少2倍地球质量、而1.3倍地球半径天体的体积为板块构造的最佳条件。
反之，受重度刺激或伤害后，分泌较多沉香脂，一样体积的木头里，含有更多的沉香脂，重量密度大于水，因而沉入水底，所以也被称为“水沉香”。
在发现暗能量之前，宇宙学家认为宇宙的未来存在有两种图景：第一·如果宇宙能量密度超过临界密度，宇宙会在膨胀到最大体积之后坍缩，在坍缩过程中，宇宙的密度和温度都会再次升高，最后终结于同爆炸开始相似的状态——称为“大挤压”。相反，如果宇宙能量密度等于或者小于临界密度，膨胀会逐渐减速，但永远不会停止。
第二·宇宙的命运取决于密度，如果密度够大，将会坍塌成一个奇点，反之若密度低于临界密度，宇宙会越来越大。
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