當一顆老恆星死亡時，它的核心將耗盡核燃料來產生熱量和壓力。是壓力阻止核心在自身重量下坍塌。大恆星的引力如此之強，以至於核心的原子無法與之抗衡。對於像太陽這樣的恆星來說，核心坍縮得非常緊密，以至於原子的電子達到峰值壓力。恆星達到一種穩定的狀態，稱為白矮星，在那裡電子的壓力平衡了恆星質量的引力壓力。
藍光旋轉中子星，計算機生成的抽象背景，三維渲染
但白矮星的穩定質量只有1.4個太陽，這就是錢德拉塞卡極限。如果一顆老恆星的核心比它的質量更大，電子的壓力就不足以抵消重力。電子被壓縮到原子的質子中，變成中子。恆星坍縮到中子的壓力與引力相反的程度，這被稱為中子星，它是中子星是除黑洞外密度最大的星體。
當然，中子星的質量是有限度的。如果核心的質量超過這個極限，中子的壓力就會被引力所壓倒，恆星就會坍縮成黑洞。但我們不確定這個限制是什麼。
蘇布拉曼揚·錢德拉塞卡計算了電子的狀態方程
恆星的質量極限取決於物質的壓力是如何由其溫度和密度決定的。這種關係通常由一個稱為狀態方程的方程來描述。1930年，蘇布拉曼揚·錢德拉塞卡計算了電子的狀態方程，並由此確定了穩定白矮星的質量極限。
但電子是簡單的基本粒子。中子是由夸克及其相互作用組成的複雜粒子。因此，中子的狀態方程要複雜得多。1939年，羅伯特·奧本海默和喬治·沃爾科夫設計了中子狀態方程，建立了理查德·托爾曼的工作。這一起產生了中子星的質量極限，稱為托爾曼-奧本海默-沃爾科夫（TOV）極限。
TOV極限的計算非常複雜，很難得到精確的值。最初的估計是中子質量極限在1.5到3.0太陽質量之間。後來的估計使這個極限更接近2個太陽質量，而對合並中子星的引力波觀測表明，這個極限為2.17個太陽質量。
最近天文學家發現了一顆中子星，就在這個極限的邊緣。PSRJ0740+6620是距地球4600光年的脈衝星。脈衝星是中子星，由於強大的射電光束從其磁極流出，會向我們的方向閃爍射電脈衝。PSRJ0740+6620每秒脈衝約350次，這意味著它每秒旋轉約350次。因為脈衝星的射電脈衝是由於中子星的旋轉，所以它們非常穩定。
這個脈衝星有一個白矮星夥伴。這兩個軌道彼此環繞，它們的軌道正好以這樣的方式定向，白矮星通過我們和脈衝星之間的每一個軌道。這對我們來說真的很幸運，因為它能讓我們衡量它們的兩件事。第一個是恆星的軌道週期，白矮星繞一個軌道需要多長時間。第二個是白矮星的質量。因為白矮星經過脈衝星前面，白矮星的引力扭曲了我們從脈衝星上看到的無線電脈衝的時間。這就是所謂的夏皮羅延時效應，延遲的量取決於白矮星的質量，所以通過測量它我們得到了質量。
夏皮羅延時效應
這很重要，因為軌道週期取決於兩顆恆星的質量。既然我們知道白矮星的質量，我們就可以計算出中子星的質量。當研究小組進行這個計算時，他們得到的質量在2.05到2.24太陽質量之間。它是迄今為止觀測到的最大質量的中子星，可能也是最大質量的中子星。
這個發現很重要，因為它有助於縮小我們對TOV極限的估計。例如，一些天文學家認為中子星的質量極限不能大於2個太陽質量，PSR J0740+6620顯然突破了這一限制。如果我們發現類似的中子星，我們應該能夠確定一個更精確的TOV極限。
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