La ecuación de estado para materia extremadamente densa no se conoce bien.
El límite de TOV suponía que la materia de neutrones degenerados en frío forma el núcleo de una estrella de neutrones, y el límite era de aproximadamente 0,7 masas solares. El pensamiento actual permite densidades centrales mucho más altas en las estrellas de neutrones, muy probablemente lo suficientemente altas como para que exista materia de quarks en el núcleo, donde la densidad bien puede acercarse a 10 veces la densidad de materia nuclear.
Observacionalmente, las únicas masas de púlsar bien medidas se encuentran en sistemas binarios. La mayoría de estas masas se encuentran en un rango estrecho, cercano a 1,4 masas solares.
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Hay algunos valores atípicos hacia el extremo superior. Uno de ellos tiene aproximadamente 2.0 masas solares, pero está en un borde en el sistema para el cual solo el efecto Shapiro determina la masa de la estrella de neutrones.
Dado que generalmente se esperaría que las estrellas de neutrones en binarios acumularan materia de sus compañeros y finalmente alcanzaran el límite, la agrupación general de los datos sugiere la existencia de una masa máxima de estrellas de neutrones en el rango de 1.35-1.55 masas solares.
La rotación ayudaría a aumentar la masa limitante, por supuesto, pero dado que las estrellas de neutrones que giran rápidamente probablemente se hacen girar por acreción de sus compañeros y nacen girando relativamente lento, como por ejemplo el púlsar de la Nebulosa del Cangrejo, se requerirían ecuaciones de estado muy suaves para permitir para masas tan grandes como 2.0 masas solares.
