目前沒有，是因為內部核聚變反應形成的向外膨脹力，與引力保持平衡。

待氦閃發生時，即向外膨脹，形成紅巨星。則可達到此極限。

太陽在其核心進行著核聚變反應，它一生中大部分時間都在進行著氫的核聚變反應，並將氫聚變成氦。當開始進行氦的核聚變反應時，太陽就已成為了一顆紅巨星。

圖：紅巨星和太陽的比較，紅巨星的半徑會達到地球的軌道

當太陽核心處的氦燃燒完後，留下了一個以碳和氧為主的核心。由於太陽的質量有限，不能提供碳和氧進行核聚變的條件。由於沒有了核聚變反應提供輻射壓，太陽的重力會壓縮這個碳氧核。原子周圍的電子會被壓縮到最低能量軌道，這時就形成了電子簡併態物質，太陽留下的核心形成了白矮星。電子簡併壓會支撐住太陽不再進一步的坍縮。圖：白矮星

印度裔美籍天文學家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡透過計算發現，恆星停止核聚變反應後，它的質量只要超過了1.44個太陽質量，電子簡併壓就會支撐不住恆星的重力坍縮，這就是錢德拉塞卡極限。這時，電子就會被壓入原子核內部，與質子結合形成中子簡併態。形成的天體就是中子星。

圖：中子星，由於其磁場南北極不與自轉軸重合，中子星快速自轉時，磁場兩極發生出的電磁波可能會掃過地球，形成極有規律的脈衝訊號，這就是脈衝星

典型的中子星質量在太陽質量的1.35～2.1倍之間。它的密度非常大，達到每立方厘米8000萬噸～20億噸。

如果恆星的質量超過了3.2個太陽質量（奧本海默極限），就沒有什麼能夠阻擋它的重力坍縮了，它會成為黑洞。

太陽永遠也達不到錢德拉塞卡極限，因為這個極限約為3x10^30公斤，相當於太陽質量得1.44倍。

太陽在死亡時變成一個紅巨星，其外殼要消散在太空中，損失一部分質量（約30%~40%），這樣太陽質量怎麼可以達到錢德拉塞卡極限呢？

錢德拉塞卡極限是由印度裔美籍天文物理學家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡提出來的一個理論，因此就以他的名字命名。這個理論的意思就是說恆星死亡時殘留的質量不得超過錢德拉塞卡極限，否則電子簡併壓就無法抵禦引力的壓力，坍縮就將繼續，最終收縮為一箇中子星或者黑洞。其表示式為：

太陽是一顆黃矮星，憑著它自身的質量，在死亡時中心壓力無法達到啟用碳核聚變的能力，因此核聚變反應終止，就不會發生超新星大爆炸，只會變成一個紅巨星，拋棄外殼部分質量後，中心部分只能成為一個白矮星。

太陽的歸宿只能成為一個白矮星，關於白矮星的質量下限目前尚無定論，一般認為太陽質量0.8倍~7倍的中小質量恆星，歸宿就會成為一個白矮星。

而大於太陽質量8倍（含）的恆星，在死亡時會發生超新星大爆炸，爆炸後中心的殘留質量會超過太陽質量的1.44倍，因此電子簡併壓就無法支撐引力導致的繼續探索，最終會成為一箇中子星，依靠中子簡併壓支撐引力壓力，形成一個平衡。中子星比白矮星極端多了，直徑只有10~20公里大小，確有太陽質量的1.45倍~2倍之多，上面每立方厘米的物質達到1億~20億噸重。

如果超新星大爆炸後恆星殘留物質超過太陽質量的2~3倍，中子簡併壓也無法支撐引力壓力，這樣坍塌就將繼續進行，最終坍縮到天體質量的史瓦西半徑以下，無可阻擋的向奇點墜落，成為一個黑洞。一般認為，大於太陽質量29倍的恆星超新星大爆炸後將變成一個黑洞。

只不過它的坍縮只到電子簡併態為止，成為一個白矮星。雖然白矮星沒有質量下限，但比太陽質量小的紅矮星理論上不會變成白矮星，最終結局是燃燒殆盡成為一個黑矮星。它們壽命特長，宇宙壽命138億年了，至今還沒有一顆紅矮星死去，都還生機勃勃，所以沒有觀測證據。

這裡我部充一下，錢德拉賽卡極限是一個恆星的核心的質量超過1.44倍太陽的質量，在死亡後超成紅巨星後，當核心的聚變到鐵元素後，核心發生蹦塌，而引發整個恆星發生超新星爆炸，可以毀滅50光年以內的所有星球。在人類歷史上，人們見過一次超新星爆炸，在公元1054大概在宋朝年間。最後形成今天蟹壯星雲。