[[Richard Chace Tolman|Tolman]] analizzò lale metricametriche sfericamente simmetricasimmetriche nel 1934 e 1939. <ref>{{En}}[http://www.pnas.org/cgi/reprint/20/3/169 Effect of Inhomogeneity on Cosmological Models], Richard C. Tolman, ''Proceedings of the National Academy of Sciences'' '''20''', #3 (March 15, [[1934]]), pp. 169–176.</ref><sup>,</sup><ref>[http://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i4/p364_1 Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid], Richard C. Tolman, ''Physical Review'' '''55''', #374 (February 15, [[1939]]), pp. 364–373.</ref> La forma dell'equazione qui data fu derivata da [[Robert Oppenheimer|Oppenheimer]] e [[George Michael Volkoff|Volkoff]] in ununa loro documentopubblicazione del 1939, "On Massive Neutron Cores" <ref name="ov" />. In questo documento,lavoro l'equazione di stato per un [[gas di Fermi]] degeneratodegenere incostituito da neutroni, fu utilizzata per calcolare un limite superiore ain ~0.,7 [[massa solare|masse solari]] il limite superiore per la massa gravitazionale di una [[stella di neutroni]]. Poiché questa equazione di stato non è realistica per una stella di neutroni, questaanche il valore ottenuto per la massa limitantelimite è ugualmenteaffetto erroneadallo stesso errore. Valutazioni modernepiù recenti per questo limite pongonooscillano un valore che va datra 1.,5 ae 3.,0 masse solari. <ref>{{En}}[http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A&A...305..871B The maximum mass of a neutron star], I. Bombaci, ''Astronomy and Astrophysics'' '''305''' (January 1996), pp. 871–877.</ref>
