簡併壓力（degeneracy pressure）
當一顆燃盡的恆星再無核火可以回推時，是什麼撐住它、抵抗自身那壓垮一切的重力？不是熱——白矮星可以冷如寒石。答案是一種即便在絕對零度也存在的壓力，它純粹源於費米子拒絕共享量子態。把它們擠在一起，庖立不相容原理便迫使一部分進入更高動量的狀態；它們的零點運動於是回推。這就是簡併壓力，沒有它，恆星的緻密殘骸便無法存在。
對 T = 0 的簡併費米氣體，壓力完全來自被填滿的費米海。對非相對論性氣體，壓力隨 P 正比於 n^(5/3) 變化；明確地說，對電子，P = (hbar^2 / 5m)(3 pi^2)^(2/3) n^(5/3)，等於 (2/5) n E_F。它與溫度完全無關——冷卻恆星並不會削弱它。當費米子變為超相對論性時（如在極大質量的白矮星中，E_F 超過電子靜止能量），此標度軟化為 P 正比於 n^(4/3)。這種軟化是致命的：一個只隨 n^(4/3) 上升的壓力，無法永遠勝過自身重力那同為 n^(4/3) 的需求，這直接導向約 1.4 個太陽質量的錢卓塞卡極限，超過此極限電子簡併壓力便失效，恆星塌縮。
簡併壓力支撐白矮星（電子簡併）與中子星（中子簡併），並決定了尋常物質的堅硬與金屬中電子氣的不可壓縮性。關鍵且常被忽略的一點是：這種壓力「不是」同種電荷間的靜電排斥——一團中性的全同費米子氣體也會有它。它是不相容原理、以及該原理強加於粒子的零點動能，兩者直接帶來的力學後果。
白矮星把約一個太陽的質量塞進地球的體積。其電子構成一團簡併氣體，其 n^(5/3) 的壓力在毫無熱的協助下平衡重力，故此星可冷卻數十億年而不收縮——直到超過 1.4 個太陽質量時，相對論性的 n^(4/3) 壓力再也無法取勝，隨之而來的便是塌縮為中子星或超新星。
簡併壓力撐住白矮星，直到錢卓塞卡極限，相對論在此擊敗了它。
簡併壓力與溫度無關，在 T = 0 仍存在；它是庖立不相容原理的後果，而非庫侖排斥或熱擾動所致。氣體變為相對論性時標度由 n^(5/3) 轉為 n^(4/3)，正是錢卓塞卡質量極限之所以存在的原因。