Если звезда имеет массу больше 2,0 M, то достигнув размеров нейтронной звезды, массивная звезда продолжает сжиматься, пока не сожмется до своего гравитационного радиуса.
Еще в 1916 году Карл Шварцшильд доказал, что для любой звезды или вообще сферического небесного тела, существует сфера, обладающая тем свойством, что, если массу звезды сжать до размеров этой сферы, электромагнитные колебания не смогут покинуть ее, будут как бы замкнуты под действием сил гравитации внутри ее. Эта сфера получила название сферы Шварцшильда, а ее гравитационный радиус:
равен: rg = 2fM/c2, где f = 6,67·108 см3/г·сек2 постоянная тяготения, c = 3·1010 см/сек скорость света, M масса звезды. Так, например, для Солнца (M = 2·1033 грамма), rg = 3 км, а для Земли (M = 6·1027 грамма) rg = 1 см.
Как только звезда сожмется до своего гравитационного радиуса, ее связь с внешним миром прекратится: электромагнитные волны не смогут преодолеть гравитационный барьер, они будут настолько сильно искривляться в поле тяготения звезды, что будут описывать запутанные кривые, лежащие целиком внутри сферы К. Шварцшильда. Единственным признаком существования таких звезд будет их притяжение (Бронштейн, В.А., 1974; Шкловский, И.С., 1975; Тейлер, Р. Дж., 1975). В 1968 году были открыты пульсары, это быстровращающиеся нейтронные звезды, которые являются источником короткопериодических радиосигналов. После выгорания термоядерного топлива звезда теоретически начнет остывать и сжиматься под действием сил гравитации. А может перейти в стремительный гравитационный коллапс. В зависимости от начальной массы образуется или белый карлик, или нейтронная звезда, или черная дыра.
Согласно расчетам С. Чандрасекара критическая масса равна 1,44 M массы Солнца. Учет нейтронизации, то есть «вдавливания» электронов в атомные ядра7 с превращением части содержащихся в них протонов в нейтроны снижает предел С. Чандрасекара до 1,2 M. Итак, звезды с массой от 0,2 до 1,2 M после исчерпания всех ресурсов термоядерных реакций становится холодной (с температурой ~ 109 ˚C, при плотности ~ 106 г/см3) и сжимается, превращаясь в белый карлик. При сжатии температура в недрах звезды снова повышается, но термоядерные реакции возобновиться не могут: нет горючего. Звезда медленно остывает, расходуя энергию теплового движения атомных ядер и электронов. Недра звезды состоят преимущественно из гелия и тяжелых элементов. Срок жизни белого карлика примерно равен 1071010 лет (Бронштейн, В.А., 1974, с. 89).
В 1937 году Дж. А. Гамов создает теорию звездной эволюции на основе ядерных источников энергии.
В 194648 годах Дж. А. Гамов разрабатывает теорию образования химических элементов путем последовательного нейтронного захвата.
В 1946 году Дж. А. Гамов предложил теорию горячей Вселенной, а в 1948 году Дж. А. Гамов, Р. Альфер, Р. Герман предсказали и рассчитали остаточное, реликтовое (от первичного взрыва) излучение во Вселенной с Т 5К0. Идея Дж. А. Гамова состояла в том, что в горячем и плотном веществе ранней Вселенной происходили ядерные реакции, и в этом ядерном котле за несколько минут были синтезированы все химические элементы, из которых и состоит теперь все на свете. В этом же году Фред Хойл вместе Германом Бонди и Томасом Голдом разработал теорию стационарной Вселенной, которая постулирует независимость процессов появления материи и расширения Вселенной. Согласно этой модели, по мере расширения Вселенной между разлетающимися галактиками постоянно создаётся новая материя. В этой теории Ф. Хойл сделал попытку разрешить проблему образования химических элементов. Чтобы объяснить присутствие вокруг нас звезд8 и галактик, Бонди, Голд и Хойл предположили, что в пустоте постоянно происходит самопроизвольное рождение вещества со скоростью, оставляющей среднюю плотность Вселенной одинаковой. Из родившегося разреженного вещества постепенно формируются новые звезды и галактики, которые заполняют промежутки между разлетающимися старыми9. Хотя эта теория опровергается современными данными наблюдений, в течение десятилетия она имела много сторонников и стимулировала развитие наблюдательных работ по космологии и исследований по нуклеосинтезу, и конкурировала с теорией горячей Вселенной Дж. А. Гамова.