I astrofysik , den Oppenheimer-Volkoff grænse , eller Tolmann-Oppenheimer-Volkoff grænse , svarer til den teoretiske maksimale masse, en neutronstjerne kan have . Ud over denne værdi kollapser objektet derefter i et sort hul . Værdien af denne grænsemasse er ca. 1,5 til 3 solmasser og skal sammenlignes med Chandrasekhar-grænsen for hvide dværge . Denne grænse er værdien af den maksimale masse af stjernens kerne. Observationer placerer i øjeblikket denne grænse mellem 2,2 og 2,7 solmasser.
Oppenheimer-Volkoff-grænsen skylder sit navn til de to fysikere, der afsluttede det arbejde, der tidligere blev udført af fysiker Richard C. Tolman om dette emne, J. Robert Oppenheimer og George M. Volkoff .
Ligesom hvide dværge beregnes massen af en neutronstjerne ved hjælp af to differentialligninger, den ene beskriver trykket og den anden densiteten baseret på stjernens radius. Radien af en neutronstjerne er imidlertid meget tæt på grænsen for tyngdekrafts okklusion . En neutronstjerne er derfor en relativistisk degenereret stjerne. Disse ligninger skal tage hensyn til rumets krumning og opnås ved generel relativitet.
Oppenheimer-Volkoff-grænsen er kun et skøn, fordi tilstandsligningen , der relaterer til tryk til densitet, ikke er klart kendt. Der er flere modeller, der beskriver den interne struktur af en neutronstjerne (hyperonstjerne, kondensat af pioner, kaoner, kvarkstjerne ...). Værdien af 3 solmasser svarer til det mest ekstreme tilfælde med den mest "stive" mulige tilstandsligning, hvor lydhastigheden ville være lysets. Ikke desto mindre har observation vist, at massen af neutronstjerner er tæt grupperet til 1,35 +/- 0,04 solmasse.