多数已知的中子星质量介于1.4-2.0个太阳质量，上限合理，因超过约两个太阳质量，中子星会塌缩成为黑洞，下限也能理解，中子星之所以能抵抗引力塌缩，是靠中子的简并压力，白矮星则靠电子简并压力对抗重力。1930年钱德拉首次发现白矮星质量只能达到现在所称“钱德拉极限”（Chandrasekhar Limit），约1.4倍太阳质量。通常会认为中子星质量至少要达这个值，否则就会停在白矮星阶段，但这不完全正确。

简单静力塌缩下，质量低于1.4个太阳质量的天体会保持白矮星。然质量较大恒星并非仅耗尽燃料后塌缩，而经历超新星爆炸的剧烈事件。如果这种爆炸迅速压缩核心，核心的确有可能形成质量低于1.4个太阳质量的中子物质，问题在能否稳定维持，这取决于中子物质如何保持结构稳定，性质由“状态方程”描述。核心中子物质行为由Tolman-Oppenheimer-Volkoff方程式（简称TOV方程式）支配，这是基于特定假设参数的复杂相对论方程，目前最佳观测数据，TOV方程式设置中子星质量上限为2.17个太阳质量，下限约1.1个太阳质量。若将参数调整到观测允许的最极端值，下限甚至可降到0.4个太阳质量，实务如果能观测到这些低质量中子星，将进一步约束TOV参数并改善对中子星的理解。

新研究分析Virgo和高端LIGO重力波天文台第三次观测运行的数据，虽然多数观测到事件是黑洞整合，但这些仪器也能捕捉中子星与中子星或中子星与黑洞伴星的整合。然这些较小质量整合事件信号强度非常微弱，需预先了解要寻找的信号类型才能检测到它们。对中子星整合来说，特点在中子星对潮汐变形非常敏感，这些变形会改变整合信号的“啁啾”，而中子星越小，变形越大。

团队模拟质量低于白矮星的中子星整合时的潮汐变形，并计算这些变形影响观测到的“啁啾”信号，第三次观测运行数据寻找这类信号。虽然团队仍未找到小质量中子星的证据，但对此类整合的假设发生率设置上限：质量不超过0.7倍太阳的中子星可观测整合事件每年最多不超过2,000次。将来几十年，重力波天文台灵敏度提升，要么会发现这些低质量中子星，或直接证明它们不存在。论文已提交专业期刊，现可于预印本网站下载。

（首图为艺术家搭建想象中的中子星，来源：NASA′s Goddard Space Flight Center/Chris Smith (USRA/GESTAR)）