這顆恒星於是就成為一顆「白矮星」。像太陽這樣的恒星一旦坍縮成為一顆白矮星，它的全部物質將被擠壓成為一個直徑只有大約16，000公里的球體，它的表面引力將變成地球表面引力的210，000倍（因為它的質量雖然沒有變，但是從表面到中心的距離則大大縮短了）。
在某些條件下，引力將變得如此之大，甚至能戰勝電子之間的排斥力。結果，這顆恒星將會再度坍縮，並迫使其全部電子和質子彼此結合為中子，這樣一來，這顆恒星將一直收縮到所有的中子都彼此接觸為止。到了這一步，這個中子結構物又將會抵制進一步的坍縮，這顆星於是成為一顆中子星。這樣的中子星將把太陽的全部質量壓縮在一個直徑只有16公里的球體內。結果，它的表面引力將是地球引力的210，000，000，000倍。
在某些條件下，引力甚至能進一步戰勝中子結構的抗拒。這時候，再也沒有任何東西能夠抵抗得住它的進一步坍縮了。結果，這顆恒星就會坍縮到體積等於零，而它的表面引力就會無限地增大。
根據相對論，一顆恒星所發射出來的光，當它克服該恒星的引力場而向外射出的時候，將會失去一定的能量。引力場越大，所失去的能量也越大。這一點已經由科學工作者經過天文觀測和實驗室實驗得到證實。
由太陽這樣的普通恒星發射出的光，它失去的能量是很有限的。由白矮星發射出的光會失去較多的能量；由中子星發射出的光會失去比這更多的能量。當這顆中子星進一步坍縮時，就會出現這樣一種情況：從它的表面向外射出的光將會失去它的全部能量，從而根本不可能逃逸出去。
一個比中子星坍縮得更厲害的天體，它的引力場將是如此之強，以致任何靠近它的東西都將被它所捕獲，並且再也不能從它裏面逃逸出去。這就如同被捕獲的物體落進一個無底洞的情況一樣。而且，正如上面所說，甚至連光也不能逃逸出去，因此，這個坍縮了的天體將是黑的。正因為它既像個無底洞，而且又是黑的，所以天文學家就把它叫做「黑洞」。
天文學家目前正在宇宙的各個角落尋找可證明確有這種黑洞存在的證據。
第16節
這個問題的答案取決於你所說的是什麼樣的恒星，以及你所指的是恒星的哪一個部位。
在我們能觀測到的恒星中，％以上都和太陽一樣，屬於稱為「主序星」的一類。至於恒星的溫度，我們一般是指恒星的表面溫度。下面我們就從這裏談起。
任何恒星都具有一種在其自身的引力作用下發生坍縮的傾向，但是當它坍縮時，它的內部會變得越來越熱。而當它的內部溫度越來越高時，這顆恒星就有一種發生膨脹的傾向。最後，兩種傾向會達到平衡。結果，這顆恒星便達到了某種固定的大小。一顆恒星的質量越大，為了平衡這種坍縮所需要的內部溫度就越大，因而它的表面溫度也就越高。
太陽是一顆中等大小的恒星，它的表面溫度為6000℃。質量比它小的恒星，其表面溫度也比它低，有一些恒星的表面溫度只有2500℃左右。
質量比太陽大的恒星，其表面溫度也比太陽高，可達10，000℃、20，000℃，甚至更高。在所有已知的恒星中，質量最大、因而溫度最高、亮度最大的恒星，其穩定的表面溫度至少可達50，000℃，甚至可能更高。也許可以大膽地說，主序星的最高的穩定表面溫度可以達到80，000℃。
為什麼不能再高呢？質量再大的恒星，其表面溫度會不會比這還要高呢？到這裏，我們不得不停下來。因為，一顆普通恒星，如果具有這樣大的質量，以致它的表面溫度竟高達80，000℃以上，那麼，這顆恒星內部的極高溫度就會使它發生爆炸。在爆炸時，也許在瞬間會發出比這高得多的溫度，然而當它爆炸之後，剩下來的將是一顆更小和更冷的恒星。
但是恒星的表面並不是溫度最高的部分。熱會從它的表面向外傳播到該恒星周圍的一層很薄的大氣層（亦即它的「日冕」）。這裏的熱量從總量上說雖然不算大，但是，由於這裏的原子數量同該恒星本身的原子數量相比是很少很少的，以致每一個原子可以獲得大量的熱供應。又因為我們以每一個原子的熱能作為測量溫度的標准，所以，日冕的溫度高達1，000，000℃。
此外，恒星的內部溫度也比其表面溫度高得多。要使恒星的外層能夠戰勝巨大的向裏拉的引力，就必須是這樣。已經查明，太陽中心的溫度大約為15，000，000℃。
自然，那些質量比太陽大的恒星，它們不但表面溫度更高，中心溫度也同樣會更高。同時，對於具有一定質量的恒星來說，其核心的溫度一般總是隨著它的年齡的增長而越來越高的。有一些天文學家曾試圖計算出，在整個恒星爆炸的前夕，其核心的溫度可以達到多少度。我所看到的其中一種估算，認為最高可達到6，000，000，000℃。
那些不屬於主序星的天體，其溫度有多高呢？尤其是那些在六十年代新發現的夭體，其溫度可達到多少度呢？例如脈沖星的溫度可能達到多少度呢？有些天文學家認為，脈沖星實際上就是非常致密的「中子星」，這種中子星的質量雖然和一顆普通恒星一樣大，但是它的直徑只有十幾公里。這樣的中子星的核心溫度會不會超過6，000，000，000℃這個「最大值」呢？此外，還有類星體，有人認為類星體可能是由數百萬顆普通恒星坍縮而成的，既然如此，這種類星體的核心溫度又有多高呢？
所有這些問題，迄今為止，還沒有人能夠回答。
第17節
我們知道，當質子和中子相互結合而形成原子核時，這樣的結合不但是一種較穩定的結合，而且所含有的質量要比同樣一些質子和中子單獨存在時所含有的質量少。因此，在發生這樣的結合時，多餘的質量就會轉變為能量而被發射出去。
一千噸氫（氫核由單個質子組成）可以轉變為3噸氦（氦核由兩個質子和兩個中子結合而成）。失去的這7噸質量將作為同它等效的能量而被釋放出來。
凡是象太陽這樣的恒星都會輻射出以這種方式形成的能量，太陽每秒鐘會把大約630，000，000噸氫轉變為略少於625，400，000噸氦。換句話說，它每秒鐘會失去4，600，000噸質量，然而即使在這種驚人的速率下，太陽仍然含有足夠多的氫，以保證這種過程繼續不斷地進行數十億年之久。
不過，太陽的氫供應量總有一天會消耗殆盡。這是不是說，到了那一天，這樣的聚變過程將會終止，太陽從那時起將會成為一顆冷星呢？
情況並非如此，因為氦核並不是質子和中子的一種最「節約」的組合方式。氦核還可以經過聚變轉化為更加複雜的原子核，例如可以經過聚變而成為象鐵原子等一類很複雜的原子核，同時發射出更大的能量。
由此可見，前面所說的那1，000噸氫聚變為3噸氦之後，還可以進一步聚變為1．5噸鐵。也就是說，當氫聚變成氦時會有7噸質量轉變為能量，而當氦聚變為鐵時，只有1．5噸的質量轉變為能量。
然而，到了氫原子都聚變為鐵原子，聚變過程就到頭了。因為在鐵原子核中，質子和中子是以最穩定的形式組合在一起的。鐵原子的任何轉化，不論是轉化為較簡單的原子，還是轉化為更複雜的原子，總是吸收能量、而不是放出能量。
因此可以說，當一顆恒星發展到「氦階段」時，它已經用掉了五分之四可資利用的聚變能，而當朝著「鐵的階段」發展時，它放出剩下的那五分之一的聚變能，全部聚變能到此就用完了。
但是再往後又將發生什麼情況呢？
在一顆恒星超過氦階段繼續向前發展的過程中，該恒星核心的溫度將會變得越來越高。有人提出一種理論說，當恒星發展到鐵階段時，其核心的溫度將會高到足以引起產生大量中微子的核反應。由於中微子不會被星體物質所吸收，所以它們一旦形成，就會以光速向四面八方飛奔，並把能量一起帶走。這樣一來，恒星的核心就會失去能量，並且很快就突然冷卻下來，結果，這顆恒星就會坍縮成一顆白矮星。
在坍縮過程中，它的外層，由於仍然含有許多沒有鐵原子那麼複雜的各種原子，因而將會全部立即發生聚變，並爆炸而成為一顆「新星」。由此產生的能量將會形成一些比鐵更為複雜的原子，即周期表中位於鐵以後的各種原子——一直到鈾原子和超鈾原子為止。
含有重原子的這種「新星」的碎屑將和星際氣體混合在一起。由這類氣體所形成的恒星就是「第二代恒星」，正因為如此，所以在「第二代恒星」中才含有少量在恒星本身的聚變反應中絕不可能形成的各種複雜原子，太陽就是這樣的第二代恒星，而這也正是地球中為什麼會有金和鈾這類元素的原因。
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