As estrelas anãs brancas representam o ponto final da evolução estelar, e são formadas quando uma estrela, com massa entre aproximadamente 0.07 e 8-10 $M_odot$, extingue o seu combustível nuclear, neste momento o processo que sustenta a estabilidade da estrela cessa. Consequentemente, a pressão interna não é mais capaz de balancear a força gravitacional e então a estrela colapsa. Neste trabalho nós investigamos a estrutura destas estrelas anãs brancas que é descrita pelas equações de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) ou mesmo pelas equações de gravitação newtoniana. Estas equações nos mostram como a pressão varia com a massa e raio ao longo da estrela. No caso das anãs brancas (AB) a pressão interna que contrabalanceia a força gravitacional é essencialmente a pressão de degenerescência dos férmions. Para resolver a equação TOV, no entanto, precisamos de uma relação entre a pressão e densidade de energia. Resolvemos as equações diferenciais numericamente usando a expressão exata de pressão e densidade de energia relativística para o modelo de gás de Fermi ideal a temperatura $T=0$ e comparamos com as soluções obtidas com as aproximações politrópicas para as equações de estado (EdE). Discutimos a instabilidade devido ao limite de neutronização e correções coulombianas ao modelo de Chandrasekhar para ABs de composição homogênea, o que foi realizado por Hamada e Salpeter (HS) em 1961, e concluímos que, para uma mesma massa, o modelo de HS fornece raios menores e densidades centrais maiores se comparados aos modelos de Chandrasekhar. Finalmente, em nossos resultados computamos a diferença na massa máxima para ABs compostas de variados núcleos.\Propomos um ajuste da solução numérica da TOV com EdE exata para o diagrama massa-raio como relação analítica entre massa e raio para anãs brancas relativísticas que deve ser substituir a relação newtoniana . Esse ajuste é uma expressão nova que encontramos dada por , onde a, b, c e d são parâmetros e que pode ser usada nos estudos de simulação de sistemas binários em que ocorra acreção de massa. Essa aproximação abrange grande parte das relações massa-raio, ou seja, válida para maioria das ABs.