İngiliz gökbilimci Fred Hoyle yıldızların yaşam ve ölümlerinin ayrıntılı bir incelemesini yapmıştır. Yıldızlar çekirdeklerindeki hidrojen atomlarının kaynaşarak helyum atomlarına dönüşmesiyle (füzyon) ayakta kalırlar. Henüz yaşamının başlarında olan bir yıldız, boyut ve sıcaklıkça çok az değişir. Güneşimizin mevcut durumu budur. Ancak, sıcak merkezde tüketilmekte olan hidrojen er ya da geç helyuma dönüşür. Helyum çekirdekte birikir, ta ki belli bir boyuta ulaşana, yani nicelik niteliğe dönüşene dek. Boyut ve sıcaklıkta ani bir değişime yol açan dramatik bir değişiklik gerçekleşir. Yıldız devasa boyutlarda genişlerken yüzeyi ısı kaybeder. Artık bir kırmızı dev haline gelmiştir. Bu teoriye göre, helyum çekirdek büzüşür ve bu da sıcaklığın helyum çekirdeklerinin kaynaşarak karbon oluşturabileceği bir noktaya kadar yükselmesine ve bu kaynaşmanın sonucu olarak da yeni bir enerjinin açığa çıkmasına yol açar. Isındıkça daha da büzüşür. Bu aşamada, yıldızın yaşamı hızla sona doğru yaklaşır, çünkü helyum füzyonu tarafından üretilen enerji, hidrojen füzyonu tarafından üretilen enerjiden çok daha azdır. Belli bir noktada, yıldızın kendi kütleçekim alanının çekimine karşı yıldızın genişlemesini sürdürmek için gerekli olan enerji elde edilememeye başlanır. Yıldız hızla büzüşür, kendi içine çöker, büzüşmenin ısısıyla dışa doğru savrulan dış katmanların kalıntıları olan bir gaz halesiyle çevrili bir beyaz cüce haline gelir.
Büyük bir yıldızın kendi ağırlığının basıncı altında içe doğru çöküşünü sürdürmesi durumunda ne olacağı sorusu akla gelmektedir. Hayal edilemez kütleçekim kuvvetleri elektronları protonlarla dolu bir mekana sıkıştırabilir. Pauli dışlama ilkesi olarak bilinen kuantum mekaniği yasasına göre, bir atomda iki elektron aynı enerji durumunda bulunamaz. Nötronlara etkide bulunarak daha fazla çökmeyi engelleyen ilke budur. Bu aşamada, yıldız esas olarak nötronlardan oluşur, nötron yıldızı denmesinin nedeni de budur. Böyle bir yıldız çok küçük bir yarıçapa sahiptir, muhtemelen yalnızca 10 km ya da beyaz bir cücenin yarıçapının 1/700’ü kadar. Ama yoğunluğu beyaz bir cücenin yoğunluğundan 100 milyon kat fazladır ve bu da son derece yüksektir. Böyle bir materyalle dolu tek bir kibrit kutusu, bir mil çapındaki bir göktaşı kadar ağır olurdu. Böylesi hayrete düşürücü bir kütle yoğunlaşmasına sahip bir nötron yıldızının kütleçekimi, çevresindeki her şeyi yutabilirdi. Böylesi nötron yıldızlarının varlığı 1932’de Sovyet fizikçisi Lev Landau tarafından teorik olarak öngörülmüş ve daha sonraları J. R. Oppenheimer ve diğerleri tarafından ayrıntılarıyla araştırılmıştı. Birkaç sefer böylesi yıldızların varolabileceğinden kuşkuya düşüldü. Ne var ki, 1967’de Crab Bulutsusu gibi süpernova kalıntılarının içindeki pulsarların keşfedilişi, pulsarların gerçekte nötron yıldızları olduğu teorisinin doğmasına yol açtı.
Pulsarlar, düzenli aralıklarla hızlı enerji patlamaları sergileyen yıldızlardır. Yalnızca bizim galaksimizde 100.000 pulsarın olabileceği hesaplanmaktadır ki, bunların yüzlercesinin yeri belirlenmiştir. Bu güçlü radyo dalgalarının kaynağının bir nötron yıldızı olduğu düşünülüyordu. Teoriye göre, oldukça güçlü bir manyetik alana sahip olmak zorundaydılar. Nötron yıldızlarının kütleçekim alanının etkisindeki elektronlar süreç içerisinde radyo dalgaları şeklinde enerji kaybederek ancak manyetik kutuplardan yayılabilirlerdi. 
Kuasarların keşfi büyük patlama teorisine umulmadık bir yardımda bulundu. Son derece güçlü kütleçekim alanlarına sahip olan çökmüş yıldızların varlığı, doğrudan gözlem aracılığıyla çözülemeyen sorunlar ortaya çıkardı. Bu olgu, Einstein’ın genel görelilik teorisinin en tuhaf yorumlarını da içeren bir spekülasyonlar akıntısına kapıları araladı. Eric Lerner’in işaret ettiği gibi: Gizemli kuasarların romantik cazibesi, hızla genç araştırmacıları genel göreliliğin esrarlı hesaplamalarına ve böylelikle de kozmolojik sorunlara, özellikle de matematiksel nitelikte sorunlara çekiverdi. 1964’ten sonra kozmoloji alanında yayınlanan tezlerin sayısı yukarı fırladı, ama gelişme neredeyse tamamen salt teorik kısımlar, yani genel görelilikteki bazı sorunların matematiksel olarak sınanması hususundaydı, varılan sonuçları gözlemlerle karşılaştırmaya dönük bir çabaya girişilmedi bile. 1964’te, muhtemelen beş kozmoloji tezinden dördü teorik nitelikteydi, oysa on yıl önce bu oran ancak beşte üç idi.
Kara deliklerle, nötron yıldızları arasında net bir ayrım yapmak gerekir. Roger Penrose, 1973’te BBC Radyo derslerine dayanan bir denemesinde kara delikler teorisini şu şekilde tanımlıyordu: Kara delik nedir? Astronomik amaçlar açısından, küçük, son derece yoğun kara bir “cisim” gibi davranır. Ama sıradan anlamıyla gerçekte bir maddi cisim değildir. Düşünülebilen bir yüzeye sahip değildir. Kara delik, bir kütlesel çekim merkezi olarak davranan (tuhaf bir şekilde bozulmuş da olsa) boş bir uzay bölgesidir. Bir zamanlar orada bir maddi cisim var idi. Ama cisim kendi kütleçekimi altında içe doğru çöktü. Cisim kendisini merkeze doğru yoğunlaştırdıkça kütleçekim alanı daha da güçlendi ve kendisini daha fazla çökmekten alıkoyması zorlaştı. Belli bir aşamada geri dönüşsüz bir noktaya ulaşıldı ve cisim kendisinin “mutlak olay ufkundan” geçti. Bu konuya tekrar döneceğim, ama şu anki amaçlarımız açısından, kara deliği sınırlayan yüzey olarak davranan şey mutlak olay ufkudur. Bu yüzey maddi değildir. Uzayda bir iç bölgeyi bir dış bölgeden ayıracak şekilde çizilen bir sınır çizgisinden ibarettir. İç bölge –ki cisim bu bölgeye çökmüştür– hiçbir maddenin, ışığın ya da herhangi türden bir sinyalin kendisinden kaçamayacağı gerçeğiyle tanımlanır, dış bölge ise sinyallerin ya da maddi parçacıkların hâlâ dış âleme kaçabilmesinin mümkün olduğu yerdir. Kara deliği oluşturmak üzere çöken madde, inanılmaz yoğunluklara erişmek üzere içeride derinliklere düşmüştür, görünüşe bakılırsa, bir “uzay-zaman tekilliği” olarak bilinen şeye ulaşarak varolmaktan çıkmıştır. Bu uzay-zaman tekilliğinde fiziksel yasalar, bugün anlaşıldığı şekliyle, uygulanabilir olmaktan çıkar.