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.