Estas restricciones en los estados cuánticos hacen que las partículas adquieran momentos muy elevados ya que no tienen otras posiciones del espacio de fases donde situarse, se puede decir que el gas al no poder ocupar más posiciones se ve obligado a extenderse en el espacio de momentos con la limitación de la velocidad c. Así pues, al estar tan comprimida la materia los estados energéticamente bajos se ocupan rápidamente por lo que muchas partículas no tienen más remedio que colocarse en estados muy energéticos lo que conlleva una presión adicional de origen cuántico.
Si la materia está lo suficientemente degenerada dicha presión dominará, con mucho, sobre todas las demás contribuciones.
Estas integrales solo es posible resolverlas analíticamente cuando la degeneración es completa.
En el primer caso se usarán ya las ecuaciones de Einstein en el segundo valdrá la aproximación clásica.
Las estrellas típicas con degeneración son las enanas blancas y las enanas marrones sostenidas por electrones y las estrellas de neutrones sostenidas por neutrones degenerados.
Supondremos dichos cuerpos con un parámetro de degeneración tendiente a +infinito.
En un gas degenerado, todos los estados cuánticos están llenos hasta la energía de Fermi.
A medida que aumenta la densidad de partículas, los electrones llenan progresivamente los estados de menor energía y los electrones adicionales se ven obligados a ocupar estados de mayor energía incluso a bajas temperaturas.
Las enanas blancas son luminosas no porque generen energía, sino porque han atrapado una gran cantidad de calor que se irradia gradualmente.
En los gases degenerados, la energía cinética de los electrones es bastante alta y la tasa de colisión entre electrones y otras partículas es bastante baja, por lo que los electrones degenerados pueden recorrer grandes distancias a velocidades que se aproximan a la de la luz.
El gas degenerado puede comprimirse hasta densidades muy altas, con valores típicos del orden de 10.000 kilogramos por centímetro cúbico.
El límite es de aproximadamente 1,44[1] masas solares para objetos con composiciones típicas esperadas para estrellas enanas blancas (carbono y oxígeno con dos bariones por electrón).
[2] El límite también puede cambiar con la composición química del objeto, ya que afecta a la relación entre la masa y el número de electrones presentes.
Durante esta contracción, se forma en el núcleo un gas electrón-degenerado, que proporciona suficiente presión de degeneración a medida que se comprime para resistir un mayor colapso.
Sin embargo, como los protones son mucho más masivos que los electrones, el mismo momento representa una velocidad mucho menor para los protones que para los electrones.