സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ മർദ്ദം, ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലം നക്ഷത്രം ചുരുങ്ങുന്നതിനെ തടഞ്ഞുനിർത്തുന്നു. ഇങ്ങനെ തടഞ്ഞുനിർത്താൻ മർദ്ദം അപര്യാപ്തമാകുമ്പോൾ സങ്കോചമാരംഭിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിന്‌ അണുസംയോജനത്തിനാവശ്യമായ ഇന്ധനം ഇല്ലാതെവരികയോ കേന്ദ്രത്തിലെ താപനില വർദ്ധിപ്പിക്കാത്ത രീതിയിൽ‍ പുറത്തുനിന്ന് ദ്രവ്യം വന്നുവീഴുമ്പോഴോ ആണിത് സംഭവിക്കുന്നത്. 
നക്ഷത്രം നിർമ്മിച്ചിരിക്കുന്ന പദാർത്ഥങ്ങളുടെ ഡീജനറസി മർദ്ദം സങ്കോചത്തെ ഒരു പരിധി കഴിഞ്ഞാൽ തടഞ്ഞുനിർത്തിയേക്കാം. പലതരം ചെറിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപവത്കരണത്തിന്‌ ഇത് കാരണമാകുന്നു. സൂപ്പർനോവാ വിസ്ഫോടനം, ഗ്രഹനീഹാരികകളുടെ രൂപവത്കരണം എന്നിവയ്ക്കുശേഷം ബാക്കിയാകുന്ന ദ്രവ്യമാണ്‌ ഏതുതരം നക്ഷത്രമാണ്‌ ഇങ്ങനെ ഉണ്ടാകുന്നത് എന്ന് തീരുമാനിക്കുന്നത്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ സിംഹഭാഗവും ഇങ്ങനെ നഷ്ടമാകുന്നു. സൂര്യന്റെ ഇരുപതിരട്ടിയിലേറെ പിണ്ഡമുണ്ടായിരുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾ പോലും ഒടുവിൽ അഞ്ച് സൗരപിണ്ഡമുള്ള അവശിഷ്ടനക്ഷത്രങ്ങളെയാണ്‌ സൃഷ്ടിക്കുക.

അവശിഷ്ടനക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡം സൂര്യന്റെ 3-4 ഇരട്ടിയിലേറെയാകുമ്പോൾ (ടോൾമാൻ-ഓപ്പൺഹൈമർ-വോൾക്കോഫ് സീമ) ന്യൂട്രോൺ ഡീജനറസി മർദ്ദത്തിനുപോലും ഗുരുത്വാകർഷണഫലമായുണ്ടാകുന്ന സ്ങ്കോചത്തെ തടുക്കാനാകാതെ വരുന്നു (ഒരുപക്ഷെ ക്വാർക്ക് ഡീജനറസി മർദ്ദത്തിന്‌ അല്പം കൂടി ശക്തമായ ഗുരുത്വാകർഷണബലത്തെ തടയാനായേക്കാം). നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡം പരിധിയില്ലാതെ ചുരുങ്ങുന്നതിലാണ്‌ ഇത് കലാശിക്കുക. ഇങ്ങനെ പിണ്ഡമാകെ ഒരു സിംഗുലാരിറ്റിയായി മാറുകയും സിംഗുലാരിറ്റിക്കു ചുറ്റുമുണ്ടാകുന്ന സംഭചക്രവാളത്തിനകത്തുനിന്നും പ്രകാശത്തിനുപോലും രക്ഷപ്പെടാനാകാതെ വരുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇങ്ങനെ നക്ഷത്രം തമോദ്വാരമായി മാറുന്നു. ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകർഷണഫലമായ സങ്കോചം വഴിയാണ്‌ താരകീയതമോദ്വാരങ്ങളെല്ലാംതന്നെ രൂപീകൃതമാകുന്നത് എന്നാണ്‌ കരുതപ്പെടുന്നത്.

ഗുരുത്വാകർഷണഫലമായ സങ്കോചം
സംഭവചക്രവാളം
നിരീക്ഷണം
പിണ്ഡമനുസരിച്ചുള്ള വർഗ്ഗീകരണം