泡利原理適用於中子星，該問題在1930年代由托爾曼以及奧本海默和沃爾科夫提出，以估算中子星質量的上限（約為2.4倍太陽質量，但取決於物態方程和旋轉支撐）。就是這個奧本海默。 「歷史順序極為顯著： 沃爾夫岡·泡利（1925年）：不相容原理。 恩里科·費米和保羅·狄拉克：量子統計。 錢德拉塞卡：白矮星質量上限。 奧本海默與沃爾科夫：中子星質量上限。 奧本海默與哈特蘭·斯奈德：超越中子星極限的持續坍縮，基本上是首次現代黑洞形成計算。」