パウリの原理は中性子星に適用され、1930年代にトールマン、またオッペンハイマーとヴォルコフが中性子星の質量上限（約2.4太陽質量だが、状態方程式と回転支持に依存）を推定するためにこの問題に取り組んだ。あのオッペンハイマーだ。 「歴史的な経緯は驚異的である： ウォルフガング・パウリ（1925年）：排他原理。 エンリコ・フェルミとポール・ディラック：量子統計。 チャンドラセカール：白色矮星の質量上限。 オッペンハイマー＆ヴォルコフ：中性子星の質量上限。 オッペンハイマー＆ハートランド・スナイダー：中性子星限界を超えた継続的崩壊、すなわち現代的なブラックホール形成の最初の計算。」