Можно было рассуждать так: каждая массивная звезда, прежде чем коллапсировать, взрывается и «сбрасывает» с себя так много собственной массы, что оставшаяся в ядре всегда будет меньше 1,44 массы Солнца и, следовательно, сожмется в белый карлик.

Однако у Чандрасекара было одно сомнение. Если звезда первоначально была настолько массивной, что даже после того, как она сбросила всю, какую могла, массу, то остаток был все еще больше 1,44 массы Солнца? В таком случае, пережив свой коллапс, она все-таки не станет белым карликом. А что же случится? Давайте продумаем до конца. Белый карлик состоит из атомных ядер и электронов. Атомные ядра построены из протонов и нейтронов. Нейтроны не имеют никакого электрического заряда, протоны имеют положительный электрический заряд, который в точности равен заряду всех остальных протонов и произвольно принимается за единицу. Иначе говоря, каждый протон имеет заряд +1.

Все электроны тоже имеют подобные заряды, но отрицательные. Каждый электрон несет заряд, прямо противоположный заряду протона, и заряд его поэтому -1.

Протоны и электроны, обладая разноименными зарядами, притягивают друг друга, но только до определенного предела. Когда они приближаются друг к другу слишком близко, берут верх другие силы и возникает отталкивание гораздо более сильное, чем притяжение разноименных, зарядов. Это другая причина, и причина более существенная, чем взаимное отталкивание электронов, удерживающее белый карлик от чрезмерного сдавливания.

По мере того как гравитационное поле становится все сильнее, электроны приближаются друг к другу и к протонам, пока в какой-то момент их не принудят сомкнуться с протонами. Когда это случится, противоположные электрические заряды уничтожают друг друга. Вместо отрицательного электрона и положительного протона вы получаете электрически нейтральное соединение обоих. Короче, вы получаете нейтрон.

Если коллапсирующая звезда имеет массу, превышающую предел Чандрасекара, то по мере ее сжатия электроны и протоны соединяются друг с другом, образуя нейтроны, которые присоединяются к уже существующим. В коллапсирующей звезде нет ничего, кроме нейтронов, которые, будучи лишены заряда, уже никак не могут отталкивать друг друга. Тогда звезда сжимается до тех пор, пока нейтроны не соприкоснутся друг с другом. И вот — нейтронная звезда.

Нейтронная звезда, как было сказано, способна уплотнить всю массу Солнца в шар размером не более 14 км в диаметре. Такая звезда гораздо меньше и плотнее белого карлика, имеет более сильное гравитационное поле.

В 1934 г. Цвикки, начинавший свои исследования сверхновых в других галактиках, высказал догадку о возможном существовании нейтронных звезд как конечного продукта гигантских взрывов.

Он понимал, что сверхновая, отдающая энергии в миллион раз больше, чем обычная новая, должна испытывать колоссальные взрывы. Громадный взрыв должен вести и к более разрушительному коллапсу. Даже если сжимающиеся остатки были бы недостаточно массивны, чтобы исключить образование нейтронной звезды, они могли бы сокращаться с достаточной скоростью по энергии, минуя стадию белого карлика. По этой причине нейтронная звезда могла бы кончиться массой, меньшей 1,44 массы Солнца.

Спустя какое-то время американский физик Роберт Оппенгеймер (1904–1967) и его ученик Джордж Михаил Волков разработали математические модели образования нейтронных звезд. Советский физик Лев Давидович Ландау (1908–1968) сделал то же самое независимо от них.

В тридцатые годы казалось вполне логичным, что результатом сверхновых было образование нейтронных звезд, но не было способа проверить это реальным наблюдением. Даже если нейтронные звезды действительно существовали, их крошечный размер, казалось, лишь подтвердил бы, что такая звезда, даже относительно близкая и наблюдаемая в крупный телескоп, выглядит чрезвычайно слабой.