Dokładne pomiary mas pulsarów w relatywistycznych układach podwójnych znajdują się w przedziale od 1,25 do 2,01 . Niektóre modele teoretyczne dopuszczały dla statycznej gwiazdy neutronowej maksymalną masę równą nawet 3 .
thumb|450px|Przykład granicy Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa na diagramie masa-promień gwiazdy neutronowej dla dwu równań stanu materii gęstej. Linia zielona: równanie stanu, w którym możliwa jest kondensacja kaonów, linia czerwona: równanie, w którym kondensacja nie zachodzi. Kropki oznaczają maksymalne możliwe masy (granice TOV dla danego równania stanu) Równanie stanu materii dla gęstości większych od gęstości jądrowej jest wciąż niedokładnie zbadane, dlatego znajomość maksymalnej możliwej masy gwiazdy neutronowej jest istotna z punktu widzenia weryfikacji teorii budowy gęstej materii. Równanie stanu jest wykluczone przez obserwacje, jeżeli otrzymana dla niego granica TOV jest niższa od największej masy statycznej gwiazdy neutronowej obserwowanej w przyrodzie; np.