ヴィルヘルム・アンダーソン
ファウラーの論文から3年後の1929年、アンダーソンと当時リーズ大学の講師をしていたストナーはそれぞれ独立して電子の縮退圧と密度の状態方程式を算出した。アンダーソンはこのとき状態方程式の算出に相対性理論を用いており、ストナーの式では電子の密度が圧力の5/3、アンダーソンの式では4/3に比例するという違いが生じていた。同年にアンダーソンがストナーの式を批判すると、翌年1930年にストナーはアンダーソンとは別個に圧力の4/3に比例する状態方程式を導きだしたが、比例定数はアンダーソンの式と異なっていた。この2つの関係式はストナー・アンダーソンの状態方程式と呼ばれることになった。
その後、スブラマニアン・チャンドラセカールが1931年に太陽の1.2倍を超える質量の白色矮星は現在でいう重力崩壊を起こすと提唱し、白色矮星の質量上限はチャンドラセカール限界の名で知られるようになった。チャンドラセカールは1939年に自著『星の構造』を出版し、その中で今日知られている電子の縮退圧と密度の状態方程式を発表したが、この本の中でアンダーソンはファウラー、ストナーと共に先駆者として紹介されており、また天体物理学における相対性理論の重要性を示した最初の人物として評価されている。