トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界
1939年、ロバート・オッペンハイマーとジョージ・ヴォルコフ(英語版)は、リチャード・C・トルマンの研究結果を用いて中性子星の質量限界を初めて計算した。この際、オッペンハイマーとヴォルコフは中性子星の中性子が冷たく、縮退したフェルミ気体から成ると仮定した。この仮定から得られた質量限界はおよそ0.7太陽質量であった。これは白色矮星におけるチャンドラセカール限界よりも小さい。後に中性子間に働く強い相互作用による斥力が考慮に入れられたことでより大きい値が得られ、現在ではおよそ1.5から3.0太陽質量とされている。この不確かさは超密度の物質を記述する状態方程式がよく知られていないことに起因する。