El límite de Chandrasekhar es el límite de masa allá del cual la degeneración de electrones no es capaz de contrarrestar la fuerza de gravedad en un remanente estelar, produciendose un colapso que origina una estrella de neutrones,un agujero negro o una estrella de quarks.
El valor límite de Chandrasekhar es proporcional al cuadrado de la fracción de masa de los electrones.
(El límite de Chandrasekhar equivale a 1,44 masas solares).
El valor fue calculado por el astrofísico Subrahmanyan Chandrasekhar.
Subrahmanyan Chandrasekhar (19 de octubre de 1910-21 de agosto de 1995) nacio en Lahore, pertenciente a la India Británica entonces, actualmente Pakistán.
Ganó el Premio Nobel de Física en 1983 compartido con William Fowler por sus estudios sobre los procesos importantes en la estructura y evolución estelares.
El límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff fue calculado por Juliues Robert Oppenheimer y George Michael Volkoff en 1929, usando el trabajo anterior de Richard Chace Tolman. Este límite se utiliza con las estrellas de neutrones, y se calculó que su valor es entre 1,5 y 3 masas solares. Si una estrella de neutrones supera el límite de TOV esta colapsará, y vendra a dar a un agujero negro, o cabiar su composición y sostenerse a algún otro mecanismo (por ejemplo convertirse en una estrella de quarks).
Agujeros negros formados por el colapso de estrellas individuales tienen masa en el intervalo de 1.5-3.0 (límite TOV) a 10 masas solares.