チャンドラセカール限界
白色矮星は、自らの質量による重力で収縮しようとする力と、構成物質の電子の縮退圧(英語版)とが釣り合ってその大きさを保っている。ところが、ある程度以上に天体質量が大きいと、天体としての構造を縮退圧では支えきれないため、白色矮星としては存在し得なくなる。チャンドラセカールは、その限界質量について1931年から1935年に掛けて以下の式を導き出し、その結果から太陽の1.26倍以上の質量を持った白色矮星は存在しないと結論付けた。
M = 5.87 μ 2 M ☉ {\displaystyle M={\frac {5.87}{\mu ^{2}}}M_{\text{☉}}}
上式で、M が白色矮星の質量、M☉ が太陽質量である。μ は原子核の核子の数をその原子の電子数で割った値(電子1個当たりの核子数)である。ここで μ の値として、恒星で主に合成される原子核の中で最も安定な原子核である鉄の同位体の鉄56の原子核の核子の数56と、その鉄原子の電子数26を与えると