Didžiausia įmanoma nesisukančios žvaigždės – baltosios nykštukės (b. n.) – masė. Ši masė šiek tiek priklauso nuo b. n. cheminės sudėties. Jei žvaigždę sudaro helis, ji lygi 1.44 M_S, jei anglis, – 1.40 M_S, jei geležis, – 1.11 M_S. Masė esti didesnė, jei baltoji nykštukė turi greitai besisukančią šerdį. Jei b. n. masė tampa didesnė už šią ribą, tai gravitacijos jėga nugali degeneruotų dujų slėgį, žvaigždė kolapsuoja, po to sprogsta kaip I tipo supernova. Po sprogimo lieka neutroninė žvaigždė arba juodoji bedugnė. Žr. Supernovos.

Žvaigždės, kurių šviesis dėl sprogimo staigiai padidėja >20 ryškių (šimtus milijonų kartų). I tipo supernovomis tampa baltosios nykštukės, kurių masė viršija Čandrasekaro ribą (1.44 M_S); nykštukės masė padidėja dėl medžiagos akrecijos iš antrojo glaudaus nario – raudonosios milžinės. Baltosios nykštukės šerdis kolapsuoja, joje ūmai prasideda atomų branduolių sintezė. Dėl veržlaus energijos protrūkio žvaigždė sprogsta. II tipo supernovomis tampa didelės (>10 M_S) masės žvaigždės, susidarius jų gelmėse geležinei šerdžiai ir pasibaigus branduolinėms reakcijoms. Tokia šerdis turi kolapsuoti ir virsti juodąja bedugne. Tam tikromis sąlygomis šerdyje susidaro smūginė banga, kuri susprogdina žvaigždės išorinius sluoksnius; centr. dalis virsta neutroniniu kūnu. II tipo supernovų spektruose matomos vandenilio, jonizuotų kalcio ir geležies, neutralaus natrio emisijos linijos (plačios dėl Doplerio reiškinio dideliu greičiu besiplečiančiame apvalkale). I tipo supernovų spektruose vandenilio linijų nėra. Išorinių sluoksnių medžiaga (~10% masės) plinta į visas puses labai dideliu greičiu (I tipo supernovų ~10 000 km/s, II tipo supernovų ~5000 km/s) ir sudaro supernovos liekaną. Sprogstant supernovoms, išsiskiria 10⁴² –10⁴⁴ J energija. I tipo supernovų randama spiralinėse ir elipsinėse galaktikose, II tipo – tik spiralinių galaktikų vijose. Galaktikoje per pastaruosius 2000 m. atrastos 9 supernovos (lent.). Kitose galaktikose kasmet jų randama daugiau nei 100. I tipo supernovos naudojamos tarpgalaktinių nuotolių skalei tikslinti, nes jų absoliutinis ryškis yra visur vienodas.

Tam tikros masės kūnas, kurio spindulys yra mažesnis už gravitacinį (arba Švarcšildo) spindulį. Pabėgimo greitis iš tokio kūno yra didesnis už šviesos greitį, todėl iš jo gravitacijos lauko negali ištrūkti nei medžiaga, nei elektromagnetinės bangos. Kadangi stebėtojo nepasiekia jokia informacija iš už gravitaciniu spinduliu ribojamo paviršiaus, jis vadinamas įvykių horizontu. J. bedugnės tūryje masės tankis toks didelis, kad ten medžiaga negali būti nei branduolių, nei neutronų pavidalo. Veikiausiai ten medžiaga primena kvarkų ir gliuonų mišinį – kvagmą. J. bedugnės susidaro dėl gravitacinio kolapso po II tipo supernovų sprogimo, jei po sprogimo lieka >3 M_S masės kūnai. Tokiomis supernovomis tampa tos pagr. sekos žvaigždės, kurių pradinė masė >8 M_S. Evoliucionuodama tokia žvaigždė netenka kelių M_S medžiagos dėl dalelių vėjo, medžiagos išmetimo į aplinkinę erdvę supernovos sprogimo metu arba medžiagos pertekėjimo į gretimą glaudžiosios dvinarės sistemos narį. Supernovose susidariusias j. bedugnes galima aptikti tik dvinarėse sistemose, kuriose matomas tik vienas narys. Iš šio nario judėjimo dvinarėje sistemoje galima spręsti apie nematomojo nario (j. bedugnės) masę. J. bedugnės glaudžiose dvinarėse sistemose kartais būna apsuptos akrecinio disko, sudaryto iš matomojo nario medžiagos. Krintanti į j. bedugnę šio disko medžiaga skleidžia rentgeno ir gama spindulius. Žinoma apie 10 glaudžiųjų dvinarių žvaigždžių, kurios skleidžia rentgeno arba gama spindulius ir kurių nematomojo nario masė yra didesnė už 3 M_S. Tokių dvinarių sistemų nematomieji nariai neabejotinai yra j. bedugnės (pvz., Gulbės X1, Didžiojo Magelano Debesies X3 ir kt). Didelės masės (10⁶–10⁹ M_S) j. bedugnių yra daugumos spiralinių ir didelių elipsinių galaktikų centruose. Mūsų Galaktikos centre yra ~3 mln. M_S masės j. bedugnė, elipsinės galaktikos M87 centre – 3 mlrd. masės j. bedugnė. J. bedugnės kartais vadinamos j. skylėmis.