我們已經能夠在太陽係內探索多種多樣的引力效應，其中不乏精確度相當高的實驗，這是因為我們能很好地把握鄰近的行星和人造衛星的運動。但是太陽係內天體運動速度偏慢，密度偏低，所以它們產生的引力場都非常弱。如果我們把目光放得更遠，我們就能看到比身邊的太陽係更加極端的天體。
我先講講一顆恒星的一生。第一代恒星被認為是從氫分子雲中誕生的。這些氫分子雲產生於宇宙大爆炸，它們在自身的引力作用下逐漸坍縮變得又熱又致密，直到最後發生了核反應。核反應產生的向外的壓力和向內的引力平衡時，一顆由氣體坍縮成的劇烈核反應大火球——恒星——就這樣誕生了。以上是對坍縮氣體和核反應的一個粗略描述，我們的太陽內部也正發生著這樣的過程。
但故事還沒有結束。像太陽這樣的恒星壽命有限。到最後，核聚變的燃料——氫——將會耗盡，然後恒星就會開始燃燒其他燃料。這使它們膨脹成紅巨星。這些替代氫的燃料會依次耗盡，恒星的引力坍縮會再度發生。阻止這一坍縮的方式決定於恒星的大小。一顆小質量恒星會變成一顆白矮星(white dwarf)。在白矮星中電子的量子力學性質[1]會阻止它繼續縮小。到這一步，恒星內的空間已經容不下更多的電子。
如果恒星質量更大些，它最後就會變成一顆中子星(neutron star)。對於這一類恒星，核聚變到終點時會產生核心坍縮，然後導致劇烈的爆炸，這一爆炸被稱為超新星(supernova)。在這一過程中引力強到足以把電子和質子壓到一起形成中子。此時電子壓消失，恒星一直坍縮，直到不可能有更多的中子能被塞進它所在的空間。到最後，形成的中子星密度變得和原子核的差不多，在這個意義下我們可以把中子星看作一顆巨大的原子核(不過沒有質子和電子環繞)。中子星又小又致密，它們的密度比太陽係內任何物體都大，而且一般以極快的速度自轉。