Es una presión con dirección hacia el exterior, que aparece cuando comprimimos en gran medida la materia, dejando el estado normal de lo que llamamos materia, convirtiéndose en materia degenerada. La degeneración de la materia ocurre cuando gran parte de esta materia se ve afectada por el principio de exclusión de Pauli.
La materia está formada por fermiones, con espín semientero, que obedece a la estadística de Fermi-Dirac. Esta estadística niega la posibilidad de que dos partículas tengan tengan todos sus números cuánticos iguales. Esto supone que si ya hay una partícula ocupando unos valores de números cuánticos (que definen su energía) y otra partícula pretende tener esos mismos valores, aparece una fuerza que le obliga a variar alguno de esos valores para poder seguir estando en el sistema. Si los estados de energía se ocupan desde los que tienen los niveles más bajos a los más altos, a esa segunda partícula se le obligará a ocupar niveles superiores, en otras palabras, a incrementar su energía.
Si la presión limita el acceso a todos los valores posibles de energía, el sistema responderá aportando una presión hacia exterior para colocar en estados cuánticos elevados a esas partículas que quieren tener la misma energía que las ya ocupadas.
En otras palabras, en un sistema formado por materia degenerada a muy alta presión, el sistema responde ejerciendo una fuerza hacia afuera que evita que se siga comprimiendo. Estos sistemas son muy comunes en el universo, son las enanas blancas y las estrellas de neutrones. Estos dos tipos de objetos se estabilizan por la presión de degeneración que aparece oponiéndose a la fuerza gravitatoria de compresión. La diferencia entre estos dos objetos es la partícula que se encuentra degenerada y es la causante de la presión de degeneración.
En las enanas blancas son los electrones los que se encuentran en estado degenerado. Los electrones comprimidos a densidades de una tonelada por centímetro cúbico tienen limitados sus movimientos y pretenden estar todos en el estado fundamental, pero el principio de exclusión de Pauli no se lo permite, generando una presión de degeneración hacia afuera obligada a la subida de energía para ocupar niveles superiores.
Cuando el núcleo de una estrella masiva supera 1,44 masas solares pero es inferior a 2,1, la presión de degeneración de los electrones no es suficiente para oponerse a la contracción gravitatoria y sigue contrayéndose hasta que todos los electrones se combinan con los protones formando neutrones. La densidad alcanza los cuatrocientos millones de toneladas por centímetro cúbico. A esas densidades son los neutrones los que alcanzan el estado degenerado y aparece la presión de degeneración que detiene el colapso.
En el centro de cada supernova, una estrella de neutrones es estable por la presión de degeneración
Si la masa del núcleo estelar supera esos 2,1 masas solares ni siquiera la presión de degeneración neutrónica es capaz de detener el colapso y llegaríamos a la formación de un agujero negro.
El destino de las estrellas masivas está por tanto, ligado a una fuerza de origen cuántico y la presencia en el universo de los objetos compactos (enanas blancas y estrellas de neutrones) es el fruto de esa fuerza.