科學家們對中子星質量的探索再度取得新進展，這一神秘的天體引發了廣泛的研究興趣。中子星，作為宇宙中一種極端致密的天體，其質量范圍一直是研究的熱點。
長久以來，科學家們普遍認為中子星的質量介于1.4到2.0個太陽質量之間。這一范圍的上下限都有其科學依據：上限是因為當中子星質量超過約兩個太陽質量時，會塌縮成為黑洞；下限則是因為中子星依靠中子的簡并壓力來抵抗引力塌縮。白矮星同樣依賴電子簡并壓力維持其結構，但其質量上限被錢德拉首次發現，并被稱為“錢德拉極限”，約為1.4倍太陽質量。過去，人們普遍認為中子星的質量至少要達到這個值，但新的研究表明，這一觀念并不完全準確。
實際上，在簡單靜力塌縮的情況下，質量低于1.4個太陽質量的天體會保持白矮星狀態。然而，質量更大的恒星在耗盡燃料后，并非僅僅塌縮，而是會經歷超新星爆炸這一劇烈過程。如果爆炸過程中核心被迅速壓縮，就有可能形成質量低于1.4個太陽質量的中子物質。但問題在于，這種中子物質能否保持穩定。其穩定性取決于中子物質的結構，而這又由“狀態方程”來描述。核心中子物質的行為由Tolman-Oppenheimer-Volkoff方程式（簡稱TOV方程式）支配，這是一個基于特定假設參數的復雜相對論方程。根據目前的最佳觀測數據，TOV方程式設置的中子星質量上限為2.17個太陽質量，下限約為1.1個太陽質量。如果將參數調整到觀測允許的最極端值，下限甚至可能降至0.4個太陽質量。
為了尋找這些低質量中子星的證據，科學家們對Virgo和高端LIGO重力波天文臺第三次觀測運行的數據進行了深入分析。盡管這些儀器主要捕捉到的是黑洞合并事件，但它們也能夠探測到中子星與中子星或中子星與黑洞伴星的合并。然而，由于這些較小質量的合并事件信號強度非常微弱，因此需要預先了解要尋找的信號類型才能進行檢測。對于中子星合并來說，其特點在于中子星對潮汐變形非常敏感，這些變形會改變合并信號的“啁啾”聲。而中子星越小，變形就越大。
研究團隊模擬了質量低于白矮星的中子星合并時的潮汐變形，并計算了這些變形對觀測到的“啁啾”信號的影響。他們在第三次觀測運行的數據中尋找這類信號，盡管尚未找到小質量中子星的證據，但他們對這類合并的假設發生率設置了上限：質量不超過0.7倍太陽質量的中子星可觀測合并事件每年最多不超過2000次。未來幾十年，隨著重力波天文臺靈敏度的提升，科學家們要么會發現這些低質量中子星，要么會直接證明它們不存在。
