ผลต่างระหว่างรุ่นของ "ดาวแคระขาว"

การมีอยู่ของขีดจำกัดมวลที่ไม่มีดาวแคระขาวใดสามารถเกินกว่านี้ได้คือผลสำคัญที่จะถูกค้ำยันโดย electron degeneracy pressure มวลทั้งหลายนี้ถูกเผยแพร่ในปี 1929 โดย Wilhelm Anderson และปี 1930 โดย Edmond C. Stoner ค่าขีดจำกัดใหม่ถูกเผยแพร่ในปี 1931 โดยสุพรหมันยัน จันทรเสกขารทรเสขารในงานวิจัยของเขา "มวลมากที่สุดของดาวแคระขาวในอุดมคติ" สำหรับดาวแคระขาวที่ไม่มีการหมุน ซึ่งเท่ากับค่าที่ได้จากการประมาณ 5.7/''μ''_e² เท่าของดวงอาทิตย์ เมื่อ ''μ''_eคือน้ำหนักโมเลกุลเฉลี่ยต่ออิเล็กตรอนของดาวคือคาร์บอน-12และออกซิเจน-16 ที่ประกอบอยู่มากในดาวแคระขาวคาร์บอนออกซิเจน ทั้งคู่มีเลขอะตอมเท่ากับครึ่งหนึ่งของน้ำหนักอะตอมเมื่อแทน ''μ''_e เท่ากับ 2 ก็จะได้ค่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ใกล้กับค่าที่ประมาณในเวลาเริ่มต้นศตวรรษที่ 20 นี่เป็นเหตุผลที่ทำให้เชื่อว่าดาวประกอบด้วยธาตุที่หนักมากเป็นองค์ประกอบสำคัญ และในงานวิจัยของจันทรเสกขารทรเสขารตั้งค่าเฉลี่ยโมเลกุลต่ออิเล็กตรอน ''μ''_e เท่ากับ 2.5 จะทำให้ได้ขีดจำกัดเท่ากับ 0.91 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ เหมือนของ William Alfred Fowler จันทรเสกขารได้รับรางวัลโนเบลในงานนี้และงานอื่นของเขาในปี 1983 ขีดจำกัดมวลปัจจุบันเรียกว่า[[Chandrasekhar limit]]

ถ้าดาวแคระขาวมีมวลเกินกว่าขีดจำกัดจันทรเสกขารทรเสขารและไม่มีปฏิกิริยานิวเคลียร์ ความดันที่เกิดขึ้นจากอิเล็กตรอนก็จะไม่สามารถรักษาสมดุลระหว่างแรงโน้มถ่วงได้นานและก็จะพังทลายลงมาเป็นวัตถุที่มีความหนาแน่นสูงกว่าเช่นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ อย่างไรก็ตามดาวแคระขาวคาร์บอนออกซิเจนจะเพิ่มมวลจากดาวคู่ของมันและดับปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นทำให้เกิด[[Type Ia Supernova]]และดาวแคระขาวจะถูกทำลายก่อนที่จะถึงขีดจำกัดมวล