Pensamos que la mayoría de las estrellas de neutrones se producen en los núcleos de las estrellas masivas y el resultado del colapso de un núcleo que se encuentra ya en una masa de $\sim 1.1-1.2 M_{\odot}$ y como resultado hay un mínimo observado en masa de las estrellas de neutrones de unos $1.2M_{\odot}$. Véase, por ejemplo, Ozel et al. (2012; http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...757...55O ). Actualización - el más pequeño, mide con precisión la masa de una estrella de neutrones es ahora $1.174 \pm 0.004 M_{\odot}$ - Martínez et al. (2015).
El mismo documento también muestra que no parece haber una diferencia entre el máximo masas de las estrellas de neutrones y el mínimo de la masa de los agujeros negros.
Estás en lo correcto de que el pensamiento actual es que el límite inferior en la observación de una estrella de neutrones y el agujero negro de masas es el resultado de un proceso de formación en lugar de cualquier límite físico (por ejemplo, Belczyinski et al. 2012; http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...757...91B [gracias Kyle]).
Teóricamente estables en una estrella de neutrones podría existir con una menor cantidad de masa, si uno pudiera encontrar la forma de que lo forman (tal vez en un binario de estrellas de neutrones en donde uno de los componentes pierde masa a la otra antes de la fusión?). Si uno asume que de alguna manera podría evolucionar material a un aumento gradual de la densidad en algunas cuasi-estático, de manera que se llega a un nucleares estadística de equilibrio en cada punto, entonces se puede usar la ecuación de estado de dicho material, para encontrar el rango de densidades de donde $\partial M/\partial \rho$ es positivo. Esta es una condición necesaria (aunque no totalmente suficiente) condición para la estabilidad y sería complicado por la rotación, así que vamos a ignorar.
El cero de temperatura "Harrison-Wheeler" de la ecuación de estado (ideal electrón-neutrón degeneración de la presión, más nuclear del equilibrio estadístico) da un mínimo estable de masa de 0.19$M_{\odot}$, con un mínimo de densidad central de $2.5\times10^{16}$ kg/m$^3$ y un radio de 250 km. (Colpi et al. De 1993; http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...414..717C ). Sin embargo, el mismo estudio muestra que esto depende de los detalles de la adopción de la ecuación de estado. El Baym-Pethick-Sutherland EOS les da una masa mínima de 0,09$M_{\odot}$ y la densidad central de $1.5\times10^{17}$ kg/m$^3$. Ambos de estos cálculos ignorar la Relatividad General.
Más moderno cálculos (incorporando GR):
Bordbar & Hayti (2006; http://adsabs.harvard.edu/abs/2006IJMPA..21.1555B ) obtener una masa mínima de 0.1$M_{\odot}$ y reclamar este es insensible a la particular EOS. Esto es apoyado por Potekhin et al. (2013; http://adsabs.harvard.edu/abs/2013A%26A...560A..48P ) que encuentran $0.087 < M_{\rm min}/M_{\odot} < 0.093$ para EOSs con un rango de "dureza". Por otro lado Belvedere et al. (2014; http://adsabs.harvard.edu/abs/2014NuPhA.921...33B ) encontrar $M_{\rm min}=0.18M_{\odot}$ con una aún más difícil de EOS.
Un papel por Burgio & Schulze (2010; http://adsabs.harvard.edu/abs/2010A%26A...518A..17B ) muestra que la correspondiente masa mínima para que caliente el material con el atrapamiento de los neutrinos en el centro de una supernova es más como el 1$M_{\odot}$. Así que este es el punto clave - aunque de baja masa de las estrellas de neutrones podría existir, es imposible para producir en los núcleos de las supernovas.
Edit: pensé que me gustaría añadir una breve cualitativa razón por la menor masa de estrellas de neutrones no puede existir. La causa raíz es que para una estrella apoyado por un politrópicos de la ecuación de estado $P \propto \rho^{\alpha}$, es bien sabido que la energía de enlace es sólo negativo, $\partial M/\partial \rho>0$ y la estrella estable, si $\alpha>4/3$. Esto es un poco modificada para GR - muy aproximadamente el $\alpha > 4/3 + 2.25GM/Rc^2$. A densidades de $\sim 10^{17}$ kg/m$^3$ la estrella puede ser apoyado por los no-relativista de neutrones de la degeneración de la presión con $\alpha \sim 5/3$. Inferior de la masa de las estrellas de neutrones tienen radios más grandes ($R \propto M^{-1/3}$), pero si las densidades de caer demasiado bajo, entonces es energéticamente favorable para los protones y los neutrones para combinar en ricos en neutrones de los núcleos; la eliminación de neutrones libres, reduciendo $\alpha$ y la producción de relativista electrones libres a través de la desintegración beta. Finalmente, la ecuación de estado es dominado por los electrones libres con $\alpha=4/3$, más suavizado por la inversa de la desintegración beta, y la estabilidad se convierte en imposible.
