حد بالایی این جرم منطقی است، زیرا ستاره نوترونی با جرمی بیشتر از حدود دو برابر جرم خورشید، به یک سیاه‌چاله فرو می‌رود. حد پایین‌تر نیز منطقی است به دلیل جرم کوتوله‌های سفید. در حالی که ستارگان نوترونی با فشار میان نوترون‌ها از فروپاشی گرانشی جلوگیری می‌کنند، کوتوله‌های سفید به لطف فشار الکترون‌ها از گرانش جلوگیری می‌کنند. همان‌طور که نخستین بار توسط سوبراهمانیان چاندراشکهر در سال ۱۳۰۸ کشف شد، کوتوله‌های سفید تنها تا حدی که به نام حد چاندراشکهر شناخته می‌شود، یا ۱.۴ برابر جرم خورشید، می‌توانند خود را حفظ کنند. بنابراین فرض می‌شود که یک ستاره نوترونی باید حداقل این میزان جرم داشته باشد، در غیر این صورت فروپاشی به کوتوله سفید محدود می‌شود. اما این الزاما درست نیست.
درست است که تحت فروپاشی هیدرواستاتیک ساده، هر چیزی که جرمی کمتر از ۱.۴ برابر جرم خورشید داشته باشد، به یک کوتوله سفید تبدیل می‌شود. اما ستارگان بزرگ‌تر فقط از سوخت خود استفاده نکرده و فروپاشی نمی‌کنند. آنها انفجارهای فاجعه‌آمیز به شکل ابرنواختر دارند. اگر چنین انفجاری هسته مرکزی را به سرعت فشرده کند، ممکن است هسته‌ای از ماده نوترونی با جرمی کمتر از ۱.۴ برابر جرم خورشید شکل گیرد. سوال این است که آیا این هسته می‌تواند به عنوان یک ستاره نوترونی کوچک پایدار باقی بماند. این بستگی به نحوه نگه‌داشت ماده نوترونی دارد که با معادله حالت آن توصیف می‌شود.
ماده ستارگان نوترونی تحت تاثیر معادله تولمن–اوپنهایمر–فولکوف است که معادله پیچیده‌ای است نسبیتی و بر اساس پارامترهای فرضی خاصی بنا شده است. با استفاده از بهترین داده‌هایی که در حال حاضر در اختیار داریم، معادله حالت TOV یک حد بالای جرم برای ستارگان نوترونی معادل ۲.۱۷ برابر جرم خورشید و یک حد پایین حدود ۱.۱ برابر جرم خورشید می‌گذارد. اگر پارامترها را به بیشترین مقادیر ممکن بر اساس مشاهدات تغییر دهیم، حد پایین می‌تواند به ۰.۴ برابر جرم خورشید کاهش یابد. اگر بتوانیم ستارگان نوترونی کم‌جرم را مشاهده کنیم، این امر باعث محدودتر شدن پارامترهای TOV و بهبود درک ما از ستارگان نوترونی خواهد شد. این هدف یک مطالعه جدید در آری‌اکس است.
این مطالعه به داده‌های حاصل از سومین دوره مشاهدات رصدخانه‌های موج گرانشی ویرگو و LIGO پیشرفته می‌پردازد. در حالی که بیشتر رویدادهای مشاهده شده ادغام سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای هستند، این رصدخانه‌ها قادرند ادغام‌های بین دو ستاره نوترونی یا یک ستاره نوترونی و یک همراه سیاه‌چاله را نیز ثبت کنند. قدرت سیگنال این ادغام‌های کوچک به قدری نزدیک به سطح نویز در آشکارسازهای موج گرانشی است که برای شناسایی آنها به یک ایده از نوع سیگنالی که به دنبال آن هستید نیاز دارید. برای ادغام‌های ستارگان نوترونی، این موضوع با این واقعیت پیچیده می‌شود که ستارگان نوترونی حساس به تغییرات کشندی هستند. این تغییرات باعث جابجایی “چیرپ” سیگنال ادغام می‌شود، و هرچه ستاره نوترونی کوچکتر باشد، تغییر شکل بیشتر خواهد بود.
بنابراین تیم تحقیقاتی نحوه تغییرات کشندی ستارگان نوترونی با جرم زیر کوتوله سفید را هنگام ادغام شبیه‌سازی کرد، سپس محاسبه کرد که این تغییرات چگونه بر “چیرپ” گرانشی مشاهده شده تاثیر می‌گذارد. سپس آنها به دنبال چنین چیرپ‌هایی در داده‌های سومین دوره مشاهدات بودند. در حالی که تیم هیچ مدرکی مبنی بر وجود ستارگان نوترونی کم‌جرم نیافت، توانستند یک حد بالا برای نرخ فرضی چنین ادغام‌هایی تعیین کنند. اساساً آنها دریافتند که هیچ‌گاه بیش از ۲۰۰۰ ادغام قابل مشاهده با یک ستاره نوترونی که حداکثر ۷۰ درصد جرم خورشید را داشته باشد، وجود نخواهد داشت. اگرچه ممکن است این حد به نظر زیاد نیاید، اما مهم است که به یاد داشته باشیم ما هنوز در مراحل اولیه اخترفیزیک موج گرانشی هستیم. در دهه‌های آینده، تلسکوپ‌های گرانشی حساس‌تری خواهیم داشت که یا ستارگان نوترونی کوچک را کشف خواهند کرد، یا ثابت خواهند کرد که آنها نمی‌توانند وجود داشته باشند.
