在奧本海默成為曼哈頓計劃的領導者之前，他研究的是宇宙最極端條件下的核物理學。在1930年代的一系列論文中，奧本海默成為了首批確定單個原子核質量極限的物理學家之一。這些原子核存在于今天所知的中子星的核心，超過這個極限之后它會探索成“暗星”，也就是所謂的黑洞。盡管奧本海默以引領美國核武器發展計劃而聞名，但他的天體物理學遺產今天仍然存在，成為我們理解黑洞及其形成的關鍵組成部分。

想象一顆恒星，它的主要組成部分是氫和氦，巨大的引力將這些物質無情地向內拉。一個長期困擾物理學家的問題是：為什么這些物體在引力作用下不會坍縮？為了使這種情況成為現實，恒星內部一定產生了某種壓力，成功地**了萬有引力。

那么，這個力是怎么產生的呢？它不可能是化學燃燒，因為太陽的壽命可以用億年來衡量，而化學燃燒只可能有數千年的壽命。它也不可能來自引力收縮，因為恒星的密度不符合。在恒星的核心一定發生了某種新的反應：一種涉及核力的反應。

只要把兩個事實放在一起看，就能強烈地暗示這一點：恒星的組成主要由氫構成，其次是氦；氫原子和氦原子核的相對質量，一個氦-4原子核的質量實際上比四個氫-1原子核的質量低0.7%。在恒星核心產生的極端壓力和溫度下，可能會發生一系列核反應，導致鏈式反應，氫核最終轉化為氦核，并在此過程中釋放能量。

通過愛因斯坦的質能方程，物理學家計算出，釋放出的能量能夠提供巨大的向外輻射壓力，使恒星發光很長時間，同時使恒星免受引力坍縮的影響。雖然大多數研究這個問題的科學家都在努力了解核反應發生的細節，但奧本海默對這個問題的另一個方面更感興趣：當一顆恒星的核燃料完全耗盡時，它會發生什么？

沒有燃料來源繼續產生輻射，引力就會占上風，恒星的核心就會開始收縮。任何快速收縮的物理系統，沒有足夠的時間在內部和外部環境之間交換熱量，就會導致溫度升高。根據我們的現代核物理知識，提高大質量恒星富含氦的核心的溫度會導致氦聚變，釋放的能量甚至比之前氫聚變釋放的能量還要多。

但有些恒星，比如我們的太陽，不會被加熱到足以引發任何進一步的核燃燒反應的溫度。因此它的核心只會不斷收縮，直到它無法再收縮。恒星可以收縮的程度是有限制的，這個限制由量子力學效應決定：漂浮在原子核海洋上的電子簡并壓力。因為沒有兩個電子可以占據相同的量子態，這是泡利不相容原理所規定的，所以這些類型的恒星殘骸可以抵御引力坍縮。

然而，白矮星的質量一定是有限制的，超過一定的質量，白矮星的大小將被預測為零：一個完全非物理的值。一旦達到臨界密度，要么必須進行進一步的核反應，要么白矮星必須進一步坍縮，最終形成黑洞。這個質量極限最初是由錢德拉塞卡在1930年提出的，從那時起就被稱為錢德拉塞卡質量極限。

奧本海默選擇考慮這個問題的另一個方面：那些質量最大的恒星，那些在燃燒完氫和氦燃料源后溫度和密度上升到任意高度的恒星，會發生什么?當一顆恒星中足夠大的碳核收縮時，它會變得足夠熱，從而引發碳聚變，從而產生像氖這樣的元素。隨著氖核的收縮和升溫，它被光分解(被高能光子炸開)變成氧。核心再次收縮，溫度上升，導致氧聚變，產生硅和硫等元素。當核心進一步收縮，耗盡氧后，就會發生硅燃燒，通過氦捕獲生成硫、氬、鈣、鈦、鉻、鐵和鎳等元素。在這一點上，核心變得惰性，很快就會出現核心坍縮超新星。

雖然奧本海默不知道這些細節，但他確實得到了一個重要的認識。無論發生什么核反應，最終都會遇到一個極限：恒星的整個核心像一個原子核一樣，而這個原子核的質量也不可避免地會有一個極限。在足夠高的溫度和壓力下壓縮一個質子和一個電子，它就會通過電子捕獲過程變成一個中子，隨后釋放出幽靈般的中微子。

這方面的進展異常迅速，查德威克在1932年通過實驗發現了中子，就在第二年，沃爾特·巴德和弗里茨·茲威基都提出，中子星將在一顆大質量恒星坍縮死亡的痛苦中產生。這就是奧本海默在20世紀30年代癡迷的問題：取一顆中子星，無論你喜歡多大的質量，用任何你喜歡的方法把它進一步壓縮。在某種程度上，我們會遇到類似的錢德拉塞卡極限，但這次是對中子星來說。

奧本海默以理查德·托爾曼之前的研究為基礎，并與喬治·沃爾科夫合作，推斷出同樣的物理效應一定會起作用。不管它是一群中子、質子還是電子都不重要，因為它們都是費米子的例子，它們都遵循泡利不相容原理。這就產生了向外推的簡并壓力，阻止了恒星殘骸——無論是中子星還是白矮星——超過其質量的某個臨界值。

最簡單的中子星模型，即冷的、不旋轉的中子星模型，它的質量最大值，最早是由奧本海默和沃爾科夫提出的，今天被稱為托爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限，或者簡稱為TOV極限。考慮到現代核物理和粒子物理學，使用相同方程和方法，我們可以算出非旋轉中子星的最大可能質量大約是2.2到2.9太陽質量。

從奧本海默的工作中產生的現代預測與我們對中子星的觀測是否符合？找到質量最高的中子星和質量最低的黑洞是一項非常困難的任務，因為確定這些物體的特性是出了名的困難，而且它們真的非常罕見。然而，隨著脈沖星計時技術的不斷改進，銀河系內新中子星的發現，以及更多中子星-中子星合并的例子即將到來，我們可能會發現自己越來越接近發現中子星/黑洞質量極限的位置。

無論何時我們談論奧本海默，都不應該僅僅是因為他的個人生活，他的政治立場，甚至他在原子彈開發中的作用。相反，從科學的角度來看，他對世界最持久的貢獻是天體物理學：他開發了從理論上理解定義中子星和黑洞邊界的質量上限的方法。