ความดันสถานะเสื่อมของอิเล็กตรอน หรือ ความดันดีเจเนอเรซีของอิเล็กตรอน (อังกฤษ: electron degeneracy pressure) เป็นผลสืบเนื่องมาจากหลักการกีดกันของเพาลี ซึ่งกล่าวว่า เฟอร์มิออนสองตัวไม่สามารถอยู่ในสถานะควอนตัมเดียวกันในเวลาเดียวกัน แรงที่เกิดขึ้นจากความดันนี้กำหนดขีดจำกัดขอบเขตที่สสารจะสามารถถูกบีบอัดเข้าด้วยกันโดยไม่กลายเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ แรงดังกล่าวนับว่ามีความสำคัญอย่างมากต่อฟิสิกส์ดาราศาสตร์ เนื่องจากอธิบายการมีอยู่ของดาวแคระขาวเมื่ออิเล็กตรอนถูกบีบอัดเข้าใกล้กันมากเกินไป อนุภาคที่แยกออกไปจะทำให้มันต้องมีระดับพลังงานที่เปลี่ยนไปเช่นกัน ในการเพิ่มอิเล็กตรอนอีกอนุภาคหนึ่งให้กับปริมาตรที่ให้มาจะต้องมีการเพิ่มระดับพลังงานของอิเล็กตรอนเพื่อสร้างพื้นที่ว่าง และปัจจัยดังกล่าวเป็นพลังงานซึ่งบีบอัดวัสดุซึ่งอยู่ในรูปของแรงดันความดันสถานะเสื่อมของอิเล็กตรอนในวัตถุสามารถคำนวณได้จาก[1]โดยที่ h {\displaystyle h} คือ ค่าคงตัวของพลังค์ m e {\displaystyle m_{\rm {e}}} คือ มวลของอิเล็กตรอน m p {\displaystyle m_{\rm {p}}} คือ มวลของโปรตอน ρ {\displaystyle \rho } คือ ความหนาแน่น และ μ e = N e / N p {\displaystyle \mu _{e}=N_{e}/N_{p}} คือ อัตราส่วนของจำนวนอิเล็กตรอนต่อจำนวนโปรตอน (เมื่อพลังงานอนุภาคเพิ่มขึ้นถึงระดับสัมพัทธภาพ จำเป็นต้องใช้สูตรที่ดัดแปลง)ความดันสถานะเสื่อมของอิเล็กตรอนจะช่วยยับยั้งการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์ หากว่ามวลของมันต่ำกว่าขีดจำกัดจันทรเศขร (1.38 เท่าของมวลดวงอาทิตย์[2]) แรงดันดังกล่าวจะป้องกันมิให้ดาวแคระขาวสลายตัว ดาวฤกษ์ซึ่งมีมวลเกินกว่านี้และไม่มีเชื้อเพลิงนิวเคลียร์ที่สามารถใช้การได้อยู่จะเกิดการยุบตัวลงต่อไปจนกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ เนื่องจากความดันสถานะเสื่อมที่ได้จากอิเล็กตรอนไม่อาจสู้แรงดึงดูดเนื่องจากความโน้มถ่วงได้