Chandrasekhar limiti, astrofizikte kararlı bir beyaz cücenin sahip olabileceği en büyük kütledir. Bu limiti ilk defa Wilhelm Anderson ve E. C. Stoner hesaplamış, ancak adını bu hesapları 1930 yılında daha hassas olarak yapan Subrahmanyan Chandrasekhar'dan almıştır.
Büyük bir yıldız patladığında arkasında kalan ışık yaymayan, ama başka ışınları yansıtabilen beyaz cüceler içindeki atomlar, muazzam kütleden dolayı sıkışırlar. Bu sıkışma atom bazında, elektronların atom çekirdeğine yaklaşmasına neden olur. Yaklaştıkça elektronların teorik olarak ışık hızına yakın hızlarda hareket etmesi gerektiğinden Rölativite Teorisi kullanılması gerekir. Hint fizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar 1930'da yaptığı çalışmalarında durumu Fermi gazları üzerinde inceleyerek elektronların çekirdeğe düşmesi noktasını tanımlamıştır. Teorik olarak bu nokta kara deliklerin mümkün olduğunu, elektronların çekirdeğe düşebileceği bir kütlenin tamamen kendi içine çöktüğünü ortaya çıkarmıştır.
Günümüzde Chandrasekhar limiti yaklaşık 1,4 Güneş kütlesi olarak kabul edilir. Bu kütlenin altındaki beyaz cücelerdeki dejenere elektron basıncı, yıldızın daha fazla içine çökmesine engel olur. Beyaz cüceler zamanla soğuyup kara cüce hâline gelene kadar beyaz cüce olarak kalırlar. Bu limiti aşan beyaz cücelerdeki çekim kuvveti dejenere elektron basıncına galip gelir ve bu yıldızlar daha etkili bir şekilde içlerine çökerler. Bu çökmenin sonucunda bir nötron yıldızına ya da kara deliğe dönüşürler.
Kritik kütle
M
k
r
i
t
{\displaystyle M_{\mathrm {krit} }}
için
M
k
r
i
t
=
1,457
27
(
2
η
)
2
M
⊙
{\displaystyle M_{\mathrm {krit} }=1{,}45727\left({\frac {2}{\eta }}\right)^{2}M_{\odot }}
formülü kullanılır. Burada
M
⊙
{\displaystyle M_{\odot }}
Güneş kütlesi ve beyaz cücelerin elektriksel olarak nötr olduğu farz edilirse
η
=
A
/
Z
{\displaystyle \eta =A/Z}
da nükleon başına ortalama kaç elektron düştüğünü gösterir. Yıldız maddesi,
A
{\displaystyle A}
nükleon ve
Z
{\displaystyle Z}
protondan meydana gelen atomlardan müteşekkildir.
