Subrahmanyan Chandrasekhar, nacido en Lahore (India británica) y con diecinueve años, calcula en 1930 durante su travesía marítima de India a Inglaterra —donde iba a estudiar en Cambridge con una beca del gobierno indio— el límite de masa máxima que puede tener una enana blanca antes de colapsar bajo su propia gravedad. Aplicando mecánica cuántica relativista a la presión de degeneración de electrones que sostiene a las enanas blancas frente al colapso gravitacional, Chandrasekhar demuestra que ese límite es de aproximadamente 1,4 masas solares: por encima de ese valor, ninguna fuerza cuántica conocida puede detener el colapso, y la estrella debe convertirse en algo distinto —lo que más tarde se identificaría como estrella de neutrones o agujero negro. Presenta sus resultados en enero de 1935 ante la Royal Astronomical Society en Londres. En el mismo acto, Arthur Eddington —la autoridad británica indiscutida en astrofísica estelar— rechaza públicamente la conclusión, calificándola de "reducción al absurdo" del comportamiento estelar relativista, sin ofrecer un error matemático concreto en el cálculo. El rechazo de Eddington, sumado a su autoridad institucional, retrasa la aceptación general del límite de Chandrasekhar durante años dentro de la comunidad astrofísica británica. Chandrasekhar emigra a Estados Unidos en 1937 y construye el resto de su carrera en la Universidad de Chicago. El límite que lleva su nombre se convierte en una de las constantes fundamentales de la astrofísica estelar: explica el mecanismo de las supernovas de tipo Ia —usadas como "velas estándar" para medir distancias cósmicas— y establece el umbral teórico que separa a las enanas blancas de los objetos estelares colapsados más extremos.