El límite de Chandrasekhar plantea que en una enana blanca no puede ser más masiva que el Sol más de 1,4 veces.
Dependiendo de la masa de la estrella, termina su trayectoria de vida o un destello de supernova ardiente o un desvanecimiento silencioso en forma de enana blanca según evolución de las estrellas. Toda la vida de una estrella es la esencia de la lucha continua contra las fuerzas gravitacionales centrípetas. Por ejemplo, en el núcleo de nuestro Sol hay reacciones termonucleares, durante las cuales se libera energía; lo que eleva la temperatura de la sustancia de la que consiste el Sol, a un nivel tan alto que comienza a comportarse como un gas perfecto.
De acuerdo con la ley del estado del gas ideal; el aumento de la temperatura en el volumen constante conduce a un aumento proporcional de la presión. Como resultado de lo cual el núcleo del sol aumenta constantemente la presión; contrarrestando la gravedad y manteniendo las capas externas del Sol del colapso gravitacional, una caída rápida al centro de la estrella. Llegará un momento en aproximadamente unos 6,5 mil millones de años en que el sol se quede sin combustible para su horno termonuclear; y las fuerzas de atracción gravitacional después de 11 mil millones de años de lucha ganarán.
El sol comenzará a encogerse rápidamente hasta que las fuerzas de la gravedad lleguen a la siguiente (después de la termonuclear derrotada) línea de defensa; lo que nuevamente dará a las fuerzas de compresión un digno rechazo a la presión. Para las estrellas en la categoría del Sol, los electrones libres dentro de una estrella se convierten en una barrera. Los electrones están sujetos al principio de prohibición Pauli, según el cual dos electrones no pueden estar en el mismo estado en ninguna órbita. Esta disposición implica que cualquier electrón necesita «espacio vital» y sólo puede acercarse a un cierto límite.
Cuando una estrella colapsa gravitacionalmente con una masa cercana a la masa solar, se encoge al tamaño de la Tierra; después de lo cual el colapso se detiene debido a la oposición de los electrones, que «en ninguna parte» para acercarse. La estrella ya no puede generar energía en esta etapa (no hay combustible), pero para brillar, enfriándose, continúa durante mucho tiempo. Tales estrellas ya recibieron el nombre de enanas blancas, y entre las estrellas visibles en el cielo nocturno hay muchas. De hecho, la enana blanca se ve frenada del colapso completo por el equilibrio de dos fuerzas; la atracción gravitacional y una especie de presión de electrones desde dentro.
En astrofísica, esto último se conoce comúnmente como la presión del gas electrónico degenerado. Las estrellas más masivas continúan encogiéndose hasta que explotan con un destello de supernova La evolución de las estrellas. A principios de la década de 1930, el joven físico teórico indio Subrahmanyan Chandrasekhar, trabajando en la teoría de las enanas blancas, formuló una consecuencia importante de la prohibición de Pauli, en la cual cuando la masa de la estrella excede un cierto límite de aproximadamente 1,4 de masa del Sol, las fuerzas gravitacionales son más fuertes que las fuerzas de presión del gas degenerado, y el colapso continúa. Es esta masa de M 1.4M y fue llamado el «límite de Chandrasekhar».
