穩定中子星的品質上限。1936年，奧本海默等首先討論瞭由簡並中子態物質構成的緻密星體，即中子星的平衡和穩定性。這種星體的性質，主要由自引力和簡並中子壓力二者之間的平衡決定。利用廣義相對論的無轉動球對稱星體結構方程，並用理想費密氣體方程作為中子物質的物態方程，奧本海默等證明，存在一個臨界品質Mc≈0.75M>⊙，M⊙表示太陽質量。當星體的質量小於Mc時，存在穩定的平衡解；反之，沒有穩定的平衡解。中子星的質量上限Mc就是奧本海默極限。如果采用更接近實際的中子物態方程。奧本海默極限的數值將不同於原來的數值。由於目前有關密度大於1015克/厘米3時的物態方程還不確定，中子星的質量上限也不確定，一般可取為2M⊙。
一顆熱核能源耗盡的星體，如果質量大於奧本海默極限，不可能成為穩定的中子星。它的一種可能歸宿是經過無限坍縮形成黑洞，另一種歸宿是形成介於中子星與黑洞之間的其他類型的致密星。