中子星，这些宇宙中的奇异天体，长久以来一直是天文学家们研究的热点。它们的质量大多介于1.4至2.0个太阳质量之间，这一范围既非随意，也非巧合。上限的存在是因为一旦超过约两个太阳质量，中子星将不可避免地塌缩成黑洞。而下限则与中子星的稳定机制密切相关——中子星的稳定依赖于中子的简并压力，与之类似，白矮星则是通过电子简并压力来抵抗重力。
早在1930年，钱德拉就首次揭示了白矮星的质量上限，即所谓的“钱德拉极限”，约为1.4倍太阳质量。这一发现曾让人们误以为中子星的质量至少要达到这一水平，否则就会停留在白矮星阶段。然而，这一观点并不完全准确。实际上，在简单的静力塌缩过程中，质量低于1.4个太阳质量的天体会保持为白矮星。但大质量恒星在耗尽燃料后的命运并非仅仅是塌缩，它们还会经历超新星爆炸这一剧烈过程。如果爆炸过程中核心被迅速压缩，确实有可能形成质量低于1.4个太阳质量的中子物质。然而，这些中子物质能否稳定存在，则取决于其结构稳定的方式，这一性质由“状态方程”来描述。
中子星核心的行为由Tolman-Oppenheimer-Volkoff方程式（简称TOV方程式）所支配，这是一个基于特定假设参数的复杂相对论方程。根据目前的最佳观测数据，TOV方程式为中子星设置的质量上限为2.17个太阳质量，下限约为1.1个太阳质量。如果将参数调整至观测允许的最极端值，下限甚至可能降至0.4个太阳质量。如果能够观测到这些低质量中子星，将进一步约束TOV方程式的参数，并改善我们对中子星的理解。
近期，一项新研究分析了Virgo和高端LIGO重力波天文台第三次观测运行的数据。尽管大多数观测到的事件是黑洞的合并，但这些仪器同样能够捕捉到中子星与中子星或中子星与黑洞伴星的合并。然而，由于这些小质量合并事件的信号强度非常微弱，因此需要预先了解要寻找的信号类型才能进行检测。对于中子星合并而言，其特点在于中子星对潮汐变形非常敏感，这些变形会改变合并信号的“啁啾”特征，而中子星越小，变形就越大。
研究团队模拟了质量低于白矮星的中子星合并时的潮汐变形，并计算了这些变形对观测到的“啁啾”信号的影响。他们在第三次观测运行的数据中寻找了这类信号，尽管尚未找到小质量中子星的直接证据，但团队为这类合并的假设发生率设置了上限：质量不超过0.7倍太阳质量的中子星可观测合并事件每年最多不超过2000次。随着未来几十年重力波天文台灵敏度的提升，我们有望发现这些低质量中子星，或者直接证明它们并不存在。
这项研究不仅增进了我们对中子星的理解，还为未来的天文观测提供了重要的指导。随着科技的进步和观测手段的丰富，我们期待能够揭开更多宇宙的秘密。
