Cuando una estrella de neutrones lo supera, no puede mantenerse a sí misma, y colapsa en un agujero negro.
El límite fue calculado por Julius Robert Oppenheimer y George Michael Volkoff en 1939, usando trabajos anteriores de Richard Chace Tolman y Lev Landau.
[3] La incertidumbre en los valores refleja el hecho de que las ecuaciones de estado para materia extremadamente densa no son bien conocidas, lo que dificulta enormemente precisar el valor mediante cálculo teórico.
La presión para resistir la gravedad para una masa M vendrá dada, de acuerdo con el teorema del virial aproximadamente por:
Esto estará dado por ρ = m/λ3, donde m es la masa relevante por fermión.
Puede verse que la longitud de onda llega a anularse por lo que se obtiene una masa límite aproximada dada por la fórmula simple:
En esta relación, m puede considerar que vienen dadas por la masa del protón.
Si una estrella de neutrones es más pesada que el límite, colapsará a una forma aún más densa, pudiendo formar un agujero negro, o cambiar su composición y sostenerse mediante algún otro mecanismo (por ejemplo, por la presión de la degeneración de quarks y convertirse en una estrella de quarks), aunque esto último no está comprobado que pueda ocurrir.
Un agujero negro formado por el colapso de una estrella individual debe tener una masa que sobrepase el límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff.
Estos candidatos a agujeros negros se estima que tienen entre 3 y 20 masas solares.