V astrofyzice se Oppenheimer-Volkoff limitu , nebo mezní Tolmann-Oppenheimer-Volkoff , odpovídá teoretické maximální hmotnosti, že neutronová hvězda může mít . Za touto hodnotou se pak objekt zhroutí do černé díry . Hodnota této mezní hmotnosti je přibližně 1,5 až 3 sluneční hmoty a je třeba ji porovnat s mezí Chandrasekhar pro bílé trpaslíky . Tento limit je hodnota maximální hmotnosti srdce hvězdy. Pozorování v současnosti staví tuto hranici mezi 2,2 a 2,7 hmotností Slunce.
Limit Oppenheimer-Volkoff vděčí za své jméno dvěma fyzikům, kteří dokončili práci, kterou dříve provedli fyzik Richard C. Tolman na toto téma, J. Robert Oppenheimer a George M. Volkoff .
Stejně jako bílí trpaslíci se hmotnost neutronové hvězdy počítá pomocí dvou diferenciálních rovnic, z nichž jedna popisuje tlak a druhá hustotu založenou na poloměru hvězdy. Poloměr neutronové hvězdy je však velmi blízko k hranici gravitační okluze . Neutronová hvězda je tedy relativistická zdegenerovaná hvězda. Tyto rovnice musí brát v úvahu zakřivení prostoru a jsou získány obecnou relativitou.
Oppenheimer-Volkoffův limit je pouze odhadem, protože stavová rovnice , která se týká tlaku na hustotu, není jasně známa. Existuje několik modelů popisujících vnitřní strukturu neutronové hvězdy (hyperonová hvězda, kondenzát pionů, kaonů, kvarková hvězda ...). Hodnota 3 hmotností Slunce odpovídá nejextrémnějšímu případu s nejpřísnější možnou stavovou rovnicí, kde rychlost zvuku by byla rychlost světla. Pozorování nicméně ukázalo, že hmotnost neutronových hvězd je pevně shlukována na 1,35 +/- 0,04 sluneční hmoty.