Masa de Chandrasekhar

Cuando la masa de una enana blanca crece, con un radio cada vez mas pequeño, su masa volúmica y su temperatura aumentan. Hay que considerar en este caso los electrones como relativistas. La presión, siempre definida como un flujo de cantidad de movimiento, se vuelve en este caso igual a (con ):

Se deduce la expresión de la presión de degeneración relativista.

donde es la carga volúmica y el número de masa de átomos presentes.

El balance del equilibro del objeto tiene que ser realizado entre la presión de degeneración relativista y la presión gravitacional :

Los dos términos tienen la misma dependencia en función del radio : contrariamente al caso clásico, una disminución del radio no permite a la presión de Fermi de sostener la estrella. En cambio, la dependencia en función de la masa desfavorece la presión de Fermi : si la masa del objeto es demasiado grande, la presión no puede sostener la estrella.

La aplicación numérica muestra que más allá de , la estrella no se puede mantener. Una simulación más precisa da una masa límite, llamada masa de Chandrasekhar, más de la cual la estrella se colapsa debido a la ausencia de apoyo de la presión de degeneración de los electrones :

Si la masa del núcleo central de una estrella es superior a este valor, la estrella colapsa hacia una estrella de neutrones.