Minden olyan gáz, melynek viselkedése nem követi az (általában szokásos) ideális gáztörvényt és annak Maxwell-Boltzmann statisztikáját, az eltérést pedig kvantummechanikai effektusok okozzák. Gázelfajulás akkor áll elő, ha a gázrészecskék távolsága kicsi a részecskék $λ={{h}\over {p}}$ de Broglie hullámhosszához képest. Ez alacsony hőmérsékleten és/vagy magas nyomáson valósulhat meg.
A degeneráció a gázrészecskék spinje szerint kétféle lehet. A Maxwell-Boltzmann-statisztika helyett az egész spinű részecskékből álló gáz a Bose-Einstein-statisztikát követi, míg a feles spinű részecskék a Fermi-Dirac-statisztikát.
A gázelfajulás okozza alacsony hőmérsékelten a hélium szuperfolyékonyságát.
A csillagok belsejében a nagy nyomás hatására a teljesen ionizált atomokról leszakadt elektronok, mint "elektrongáz" kerülhetnek degenerált, elfajult állapotba, nagyságrendileg ${10}^6\ {{kg}\over {m^3}}$ tömegsűrűségtől kezdődően. Az elfajult elektrongázban a Pauli-elv miatt az elektronok között a további közeledés ellen ható erők ébrednek (melynek semmi köze az elektronok között ható elektromos Coulomb-taszításhoz). Nem elfajult elektrongáz esetén az egymástól távol elhelyezkedő elektronok esetén (például egy forró, de kicsi tömegsűrűségű, ritka plazmában) az elektronok mindegyike alacsony energiaszinteken tartózkodik. Ezzel szemben degenerált állapotban az elektronok a nagy zsúfoltságban a Pauli-féle kizárási elv miatt nem tartózkodhatnak ugyanazon az energiaszinten, ezért egyre nagyobb energiájú állatotokat kénytelenek betölteni. Az egyre nagyobb energia viszont egyre nagyobb sebességgel is jár. A nagy sebességű elektronok pedig olyanok, mint a gyorsan röpködő gázmolekulák: ütközéseik során erőt fejtenek ki, ami nyomással jár. Az elektronoknak tehát többlet nyomásuk lesz amiatt, mert a Pauli-elv nagyobb energiaszintekre kényszeríti őket, ezt hívjuk az elfajult elektronok nyomásának. Emiatt a degener��lt elektrongáz nyomása nagyobb, mint amit klasszikusan a hőmérséklet, részecskesűrűség alapján várnánk. Ez a többletnyomás időnként elég lehet ahhoz, hogy a csillagmag bizonyos erejű gravitációnak ellenálljon, megakadályozva a csillag belsejének további összeroskadását. A 8 naptömegnél kisebb kezdeti tömegű csillagok élete végén (vagyis a barna törpékban, a vörös törpékben és az 1,4 naptömeg alatti fehér törpékben) az elfajult elektrongáz nyomása állítja meg a gravitáció összepréselő hatását, stabilizálva ezzel a csillag állapotát, méretét. Ha a fehér törpe egy szomszédos csillagtól anyagot szippant magába, és ennek révén 1,4 naptömeg fölé hízik, vagy amikor a II-es típusú szupernóva robbanás végén visszamaradó csillagmag 1,4 naptömegnél nagyobb, ezekben az esetekben a gravitáció legyőzi a "Pauli-nyomást", és az elektronokat belepréseli a protonokba, neutronná olvasztva össze őket, amitől létrejön a neutroncsillag. Az eddigi elfajult gáznyomás effektus azonban nem tűnik el, ugyanis a neutronok spinje is feles, vagyis rájuk is érvényes a Pauli-elv. A neutroncsillagokban a neutronokból álló elfajult "gáz" nyomása állítja meg a gravitáció által erőltetett összehúzódását. Azonban ha a neutroncsillag tömege nagyobb, mint 3 naptömeg, akkor az elfajult neutronok nyomását legyőzi a gravitáció, és a neutroncsillag összeroskad fekete lyukká.
Amikor egy degenerált gáz nyomását már le tudja legyőzni a gravitáció, olyankor a degenerált gáz részecskéi már olyan magas energiaszintekre kényszerültek, ahol a sebességük nagyon megközelíti a fénysebességet.