Второй проблемой является холодный синтез. Даже при низких температурах, в данном случае не превышающих один градус ниже абсолютного нуля, иногда, из-за принципа неопределенности Гейзенберга, могут синтезироваться ядра. По причине волновой природы частиц определить точное место их положения не представляется возможным. В результате два ядра иногда оказываются достаточно близко друг к другу, чтобы синтезировать более тяжелое ядро. В недрах белого карлика, который в миллион раз плотнее Земли, холодный синтез водорода занимает всего сто тысяч лет, а углерода — около двухсот космологических декад (10200 лет). Таким образом, белые карлики имеют тенденцию сохранять гелиевый состав. Однако приведенные временные интервалы настолько велики, что холодный синтез не оказывает значительного влияния на эволюцию белого карлика во время фазы протонного распада, которая произойдет через 1037 лет. Ясно также и почему холодный синтез не играет хоть сколько-нибудь интересной роли в современной Вселенной.
По мере того как в ходе распада протонов белый карлик продолжает терять массу, его строение претерпевает заметные изменения. Из-за алогичной природы вырожденного вещества радиальный размер белого карлика увеличивается по мере уменьшения его массы. Когда звезда расширяется, ее плотность уменьшается, и вещество, в конечном итоге, перестает быть вырожденным. Этот переход происходит, когда масса звезды уменьшается до массы Юпитера — приблизительно в тысячу раз меньше массы Солнца. На этом этапе эволюции звезда имеет плотность воды и радиус в десять раз меньший, чем у Солнца. Звезда состоит из застывшей массы атомов водорода: этакий огромный шар из ледяного водорода.
После исчезновения вырожденного состояния кристаллический белый карлик продолжает уменьшаться до тех пор, пока не станет настолько маленьким, что более уже не сможет выполнять функции звезды. Этот финальный переход становится концом звездной эволюции. По-настоящему звезда умирает тогда, когда становится прозрачной, когда излучение, распространяющееся внутри звезды может свободно, без рассеивания отрываться от нее. В этот поворотный момент масса звезды составляет всего 1024 граммов — примерно в шесть тысяч раз меньше массы Земли.
Таким образом, большинству звезд на предпоследнем этапе эволюции суждено превратиться в водородную глыбу, размер которой примерно в семьдесят раз меньше Луны. По мере того как процесс распада протона подходит к завершению, эта глыба продолжает испаряться. Таким образом, становится понятна окончательная судьба белых карликов: от них не остается ничего. Вся энергия звезды, в конечном итоге, излучается в межзвездное пространство. И вновь термодинамика, в конечном итоге, побеждает гравитацию.
Нейтронные звезды, эти редкие и плотные родичи белых карликов, испаряются аналогичным образом. Распад протона обеспечивает нейтронные звезды примерно такой же полной светимостью: около четырехсот ватт. Нейтронные звезды при этом намного меньше белых карликов. Поэтому чтобы иметь такую же мощность излучения, поверхность этих звезд должна быть горячее: около трех градусов Кельвина в случае типичной нейтронной звезды. Примерно такую температуру имеет современное реликтовое излучение, определяющее минимальную температуру, имеющуюся во Вселенной в наши дни. В период же с тридцать седьмой по тридцать девятую космологические декады нейтронные звезды, испускающие слабый свет при температуре в три градуса Кельвина, будут одними из самых горячих объектов во Вселенной.
Однако в заключительные фазы своей жизни нейтронные звезды несколько отличаются от белых карликов. По мере того как в процессе протонного распада нейтронная звезда теряет свою массу, она становится менее плотной и, в конечном итоге, вырождение нейтронов исчезает. Как только нейтроны перестают быть вырожденными, они преобразуются в протоны, электроны и антинейтрино. Этот переход происходит, когда масса звезды падает ниже одной десятой массы Солнца, а ее радиус равен примерно ста шестидесяти четырем километрам. На этом этапе плотность все еще достаточно велика для того, чтобы электроны оставались вырожденными, и звезда весьма напоминает белый карлик. Оставшийся звездный объект, подобный белому карлику, продолжает терять массу по мере того, как распадается все большее число протонов, до тех пор пока не исчезнет вырожденность электронов. Вот тогда наш объект превращается в ледяную водородную глыбу, масса которой не превышает одной тысячной массы Солнца. Затем распадаются протоны в кристаллической решетке, что, в конце концов, приводит к полному испарению звезды и превращению ее в излучение и мелкие частицы. В конечном итоге от нейтронных звезд не остается ничего.