Cette masse , à laquelle on donne le nom de limite d'Oppenheimer-Volkoff , avait été obtenue en 1939 par ces deux physiciens en négligeant les forces que les neutrons pouvaient exercer entre eux . Comme dans le cas de la célèbre masse de Chandrasekhar , la masse limite pour une naine blanche , la force de pression qui s'opposait à la contraction gravitationnelle de l'étoile à neutrons provenait de ce qu'on appelle la pression de dégénérescence d'un gaz de particules . Pour une naine blanche , il s'agissait d'un gaz d'électrons et pour une étoile à neutrons , d'un gaz de neutrons . C'est un effet quantique qui apparaît pour un gaz de fermions ( on parle de gaz de Fermi ) et qui trouve son origine dans le principe d'exclusion de Pauli . Mais en fait , cette force de pression est négligeable devant celle résultant de l'interaction nucléaire forte entre les neutrons . On le savait depuis longtemps . Dès les années 1960 , des équations décrivant l'état de la matière nucléaire à forte pression et densité tenant compte des interactions entre les nucléons avaient été proposées . Mais comme ce sont des équations phénoménologiques et bien qu'elles prédisaient des masses supérieures à celle de la limite d'Oppenheimer-Volkoff , il était difficile de donner une valeur limite ferme . Les observations ont d'ailleurs confirmé qu'il fallait tenir compte de ces forces entre les nucléons dans une étoile à neutrons . En général , celles que l'on observe ont des masses comprises entre 1 , 3 et 1 , 5 masse solaire . FS : Ne peut-on pas reproduire sur Terre les conditions de pression régnant dans une étoile à neutrons , par exemple avec des collisions d'ions lourds comme celle que l'on fait au Ganil à Caen ? Éric Gourgoulhon : Si c'était possible , cela permettrait de lever les ambiguïtés sur l'état des gaz de nucléons dans des conditions extrêmes . Malheureusement , les températures que l'on atteint dans ces collisions sont trop élevées , 1012 K contre 107 K environ .