Zvijezda većinu svog postojanja provede u stanju ravnoteže između gravitacijske sile i termalnog tlaka koji je posljedica nuklearnih reakcija u jezgri. Kada se termonuklearno gorivo u jezgri potroši, zvijezda se počinje sažimati pod utjecajem gravitacijske sile. Krajnji produkt takve kontrakcije za zvijezde manjih masa poput sunca (MSun = 1.9891 × 1030 kg) je bijeli patuljak. Bijeli patuljci su kompaktni ostaci crvenih divova kada oni odbace svoje vanjske slojeve u obliku planetarne maglice. Kako se u jezgri bijelog patuljka ne odvijaju nuklearne reakcije termalni tlak ne može držati zvijezdu u stanju ravnoteže sa gravitacijskom kontrakcijom. Ravnoteža se uspostavlja tlakom degeneriranog elektronskog plina što uzrokuje veliku centralnu gustoću. Gustoća u centru takve zvijezde je reda veličine 108-1012 kg/m3. Cilj ovog rada je riješiti sustav diferencijalnih jednadžbi koje opisuju unutrašnju strukturu bijelih patuljaka s ciljem da pronađemo graničnu masu zvijezde koja uspijeva održati ravnotežu između gravitacijske kontrakcije i tlaka degeneriranog elektronskog plina. Da bismo riješili jednadžbe nužno će ih biti zapisati u bezdimenzionalnoj formi uvođenjem bezdimenzionalnih varijabli te primjenom analitičkih metoda i modeliranja, kao i aproksimacije politropskim modelima. Pronaći ćemo kako se masa i gustoća zvijezde mijenjaju s obzirom na udaljenost od središta uz zadanu centralnu gustoću, radijus zvijezde, vezu između volumena i mase i kao krajnji rezultat, maksimalnu masu bijelih patuljaka poznatu kao Chandrasekharova granica. Chandrasekharova granica iznosi 1,44MSun i fudamentalna je za razumijevanje završnih faza evolucije zvijezda.