La masse maximale d’une étoile à neutrons est d’environ 2 à 3 masses solaires. Cette limite est fixée par l’équilibre entre l’effondrement gravitationnel et la pression de dégénérescence des neutrons. Si la masse d’une étoile à neutrons dépasse cette limite, elle s’effondrera en un trou noir.

Les étoiles à neutrons sont protégées contre l’effondrement gravitationnel par la pression de dégénérescence des neutrons. Cette pression découle du principe d’exclusion de Pauli, qui empêche les neutrons d’occuper le même état quantique. À mesure que la densité d’une étoile à neutrons augmente, les neutrons se rapprochent et la pression de dégénérescence devient plus forte. Cependant, à des densités très élevées, la pression de dégénérescence des neutrons devient insuffisante pour protéger l’étoile contre l’effondrement gravitationnel.

La masse maximale exacte d’une étoile à neutrons dépend d’un certain nombre de facteurs, notamment de la composition de l’étoile et de l’équation d’état de la matière nucléaire. Cependant, la plupart des estimations suggèrent que la masse maximale est d'environ 2 à 3 masses solaires.

Si la masse d’une étoile à neutrons dépasse cette limite, elle s’effondrera en un trou noir. Un trou noir est une région de l’espace-temps où les forces gravitationnelles sont si fortes que rien, pas même la lumière, ne peut en échapper. On pense que les étoiles à neutrons qui s’effondrent en trous noirs sont les ancêtres des trous noirs de masse stellaire.