Znaczenie w astrofizyce i fizyce jądrowej Dla danego równania stanu, sferycznie symetryczna gwiazda neutronowa o masie większej niż wartość graniczna TOV staje się niestabilna względem sferycznie-symetrycznych zaburzeń: arbitralnie małe zaburzenie wytrąca konfigurację ze stanu równowagi, powodując zapadnięcie się jej do osobliwości, czyli przekształcenie gwiazdy w czarną dziurę Schwarzschilda (co może sugerować, że granica TOV jest jednocześnie minimalną masą astrofizycznej czarnej dziury). Granica TOV istnieje dla każdego równania stanu, także dla materii nieściśliwej (tzn. takiej w której gęstość ρ=const.) i materii kwarkowej.
Oryginalna wartość maksymalnej masy gwiazdy neutronowej według Oppenheimera i Volkoffa wynosiła około 0,7 masy Słońca. Wartość ta wynikała z ówczesnego stanu wiedzy na temat materii o tak dużej gęstości – do obliczeń wykorzystano równania stanu zimnego zdegenerowanego gazu Fermiego neutronów – i, jak wskazują obserwacje astronomiczne i rozwój teorii oddziaływań jądrowych, jest ona mocno niedoszacowana. Obecnie wiadomo, że ciśnienie zapewniające stabilność gwiazdy neutronowej o masie porównywalnej z masą Słońca nie pochodzi od gazu Fermiego neutronów, ale jest efektem oddziaływań silnych pomiędzy nukleonami.