但是我们信赖，在宇宙中存在大很多的天体，比方星系的中间地区，它们遭遭到引力坍缩而产生黑洞；一名在如许的物体上面的航天员在黑洞构成之前不会被扯开。究竟上，当他达光临界半径时，不会有任何非常的感受，乃至在通过永不回返的那一点时，都没重视到它。但是，跟着这地区持续坍缩，只要在几个钟头以内，感化到他头上和脚上的引力之差会变得如此之大，乃至于再将其扯破。
这对大质量恒星的终究归宿具有严峻的意义。如果一颗恒星的质量比昌德拉塞卡极限小，它最后会停止收缩，并且变成一种能够的终态即“白矮星”。白矮星的半径为几千英里，密度为每立方英寸几百吨。白矮星是由它物质中电子之间的不相容道理架空力支撑的。我们察看到大量如许的白矮星。环绕着天狼星转动的那颗是最早被发明的白矮星中的一个，天狼星是夜空中最亮的恒星。
几年以后，法国科学家拉普拉斯侯爵明显单独地提出了和米歇尔近似的看法。非常风趣的是，拉普拉斯只将此观点归入他的《天下体系》一书的第一版和第二版中，而在今后的版本中将其删去；或许他以为这是一个笨拙的看法。（另有，光的微粒说在19世纪变得不时髦了；仿佛统统都能够以颠簸实际来解释，而遵循颠簸实际，不清楚光究竟是否遭到引力的影响。）究竟上，因为光速是牢固的，以是在牛顿引力论中将光近似炮弹那样措置不很调和。（从空中发射上天的炮弹被引力减速，最后停止上升并折回空中；但是，一个光子必须以稳定的速率持续向上，那么，牛顿引力如何影响光呢？）直到1915年爱因斯坦提出广义相对论，才获得引力如何影响光的调和度论。乃至又过了很长时候，人们才了解这个实际对大质量恒星的含义。
他指出，一个质量充足大并充足致密的恒星会有如此强大的引力场，乃至连光芒都不能逃逸：任何从恒星大要收回的光，在还没达到远处前就会被恒星的引力吸引返来。米歇尔表示，能够存在大量如许的恒星，固然因为从它们那边收回的光不会达到我们这里，我们不能看到它们；但是我们仍然能够感到它们引力的吸引。这恰是我们现在称为黑洞的物体。它是名副实在的――在空间中的黑的浮泛。
1783年，剑桥的学监约翰・米歇尔在这个假定的根本上，于《伦敦皇家学会哲学学报》上颁发了一篇文章。
但是，昌德拉塞卡认识到，不相容道理所能供应的架空力有一个极限。相对论把恒星中的粒子的最大速率差限定为光速。这意味着，当恒星变得充足麋集之时，由不相容道理引发的架空力就会比引力的感化小。昌德拉塞卡计算出，一个质量比约莫太阳质量一倍半还大的冷的恒星不能保持本身以抵当本身的引力。（这质量现在称为昌德拉塞卡极限。）苏联科学家列夫・达维多维奇・朗道差未几同时获得了近似的发明。
为了了解黑洞是如何构成的，我们起首需求了解恒星的生命周期。开初，大量的气体（绝大部分为氢）受本身的引力吸引，而开端向本身坍缩而构成恒星。当它收缩时，气体原子越来越频繁地以越来越大的速率相互碰撞――气体的温度上升。最后，气体变得如此之热，乃至于当氢原子碰撞时，它们不再弹开而是聚合构成氦。如同一个受控氢弹爆炸，反应中开释出来的热使得恒星发光。这附加的热又负气体的压力降低，直到它足以均衡引力的吸引，这时气体停止收缩。这有一点像气球――内部气压试图负气球收缩，橡皮的张力试图负气球收缩，它们之间存在一个均衡。从核反应收回的热和引力吸引的均衡，使恒星在很长时候内保持这类均衡。但是，恒星终究会耗尽它的氢和其他核燃料。貌似大谬，实在不然的是，恒星初始的燃料越多，它则被越快燃尽。这是因为恒星的质量越大，它就必须越热才足以抵当引力。而它越热，它的燃料就被耗得越快。我们的太阳大抵充足再燃烧50多亿年，但是质量更大的恒星能够在1亿年这么短的时候内哄尽其燃料，这个时候标准比宇宙的春秋短很多了。当恒星耗尽了燃料，它开端变冷并收缩。随后产生的环境只要比及20世纪20年代末才初次被人们了解。