絶対温度が0度の電子の縮退圧により支えられる天体（白色矮星や大質量星中心の縮退した鉄のコアなど）が安定して存在できる質量の上限値。単にチャンドラセカール質量とも言う。チャンドラセカール限界質量の値は天体の化学組成による。その天体を構成する原子の原子核中の核子（陽子と中性子）の総数（質量数）を電子数で割った値を電子1個あたりの平均分子量（ヘリウムや炭素の場合は2で、さまざまな原子が混じっている場合はそれらの平均値となる）と言い、それをμ_eとすると、チャンドラセカール限界質量は太陽質量の約1.46(2/μ_e)²倍となる。白色矮星や鉄のコアがこの質量を超えると、質量に応じて最終的には中性子星やブラックホールになる。このことを発見したチャンドラセカール（Subrahmanyan Chandrasekhar）は、1983年のノーベル物理学賞を受賞した。