多數已知的中子星質量介於1.4-2.0個太陽質量，上限合理，因超過約兩個太陽質量，中子星會塌縮成為黑洞，下限也能理解，中子星之所以能抵抗引力塌縮，是靠中子的簡併壓力，白矮星則靠電子簡併壓力對抗重力。1930年錢德拉首次發現白矮星質量只能達到現在所稱「錢德拉極限」（Chandrasekhar Limit），約1.4倍太陽質量。通常會認為中子星質量至少要達這個值，否則就會停在白矮星階段，但這不完全正確。
簡單靜力塌縮下，質量低於1.4個太陽質量的天體會保持白矮星。然質量較大恆星並非僅耗盡燃料後塌縮，而經歷超新星爆炸的劇烈事件。如果這種爆炸迅速壓縮核心，核心的確有可能形成質量低於1.4個太陽質量的中子物質，問題在能否穩定維持，這取決於中子物質如何保持結構穩定，性質由「狀態方程」描述。核心中子物質行為由Tolman-Oppenheimer-Volkoff方程式（簡稱TOV方程式）支配，這是基於特定假設參數的複雜相對論方程，目前最佳觀測數據，TOV方程式設置中子星質量上限為2.17個太陽質量，下限約1.1個太陽質量。若將參數調整到觀測允許的最極端值，下限甚至可降到0.4個太陽質量，實務如果能觀測到這些低質量中子星，將進一步約束TOV參數並改善對中子星的理解。
新研究分析Virgo和高端LIGO重力波天文台第三次觀測運行的數據，雖然多數觀測到事件是黑洞整合，但這些儀器也能捕捉中子星與中子星或中子星與黑洞伴星的整合。然這些較小質量整合事件信號強度非常微弱，需預先了解要尋找的信號類型才能檢測到它們。對中子星整合來說，特點在中子星對潮汐變形非常敏感，這些變形會改變整合信號的「啁啾」，而中子星越小，變形越大。
團隊模擬質量低於白矮星的中子星整合時的潮汐變形，並計算這些變形影響觀測到的「啁啾」信號，第三次觀測運行數據尋找這類信號。雖然團隊仍未找到小質量中子星的證據，但對此類整合的假設發生率設置上限：質量不超過0.7倍太陽的中子星可觀測整合事件每年最多不超過2,000次。將來幾十年，重力波天文台靈敏度提升，要麼會發現這些低質量中子星，或直接證明它們不存在。論文已提交專業期刊，現可於預印本網站下載。
（首圖為藝術家搭建想像中的中子星，來源：NASA′s Goddard Space Flight Center/Chris Smith (USRA/GESTAR)）
