Według niego było po prostu niemożliwe, by cała gwiazda skurczyła się do punktu. Pogląd ten dzieliło większość uczonych, sam Einstein napisał pracę, w której twierdził, że gwiazdy nie skurczą się do rozmiarów punktu. Wrogi stosunek innych uczonych, a szczególnie Eddingtona, który był jego nauczycielem i czołowym autorytetem w dziedzinie struktury gwiazd, sprawił, że Chandrasekhar porzucił ten kierunek badań i zajął się innymi problemami astronomicznymi, takimi jak ewolucja gromad gwiezdnych. Nagrodę Nobla, którą otrzymał w 1983 roku, przyznano mu jednak głównie za wczesne prace o granicznej masie zimnych gwiazd. Chandrasekhar udowodnił, że ciśnienie wynikające z zasady wykluczania nie może powstrzymać zapadania grawitacyjnego gwiazdy o masie większej niż masa graniczna. Problem, co dzieje się — według teorii względności — z taką gwiazdą dalej, rozwiązał, jako pierwszy, młody Amerykanin, Robert Oppenheimer, w 1939 roku. Z jego prac wynikało, że żadnych konsekwencji tego procesu nie dałoby się zaobserwować za pomocą ówczesnych teleskopów. Potem wybuchła II wojna światowa i Oppenheimer zaangażował się w konstrukcję bomby atomowej. Po wojnie problem grawitacyjnego zapadania się gwiazd został niemal zupełnie zapomniany, ponieważ większość fizyków zajęła się badaniem tego, co dzieje się w skali atomu i jego jądra. Ale w latach sześćdziesiątych, za sprawą ogromnego wzrostu liczby informacji obserwacyjnych, który umożliwiła nowoczesna technika, odżyło zainteresowanie wielkoskalowymi problemami astronomii i kosmologii. Wtedy liczni uczeni odkryli ponownie rezultaty Oppenheimera i podjąwszy własne badania, znacznie je wzbogacili.
Z prac Oppenheimera wyłania się następujący obraz końcowego stanu gwiazdy. Grawitacyjne pole gwiazdy zmienia trajektorie promieni świetlnych w czasoprzestrzeni — w pustej czasoprzestrzeni byłyby one inne. Stożki świetlne, które pokazują, jak rozchodzą się w czasoprzestrzeni błyski światła z ich wierzchołków, są pochylone do środka w pobliżu powierzchni gwiazdy. Ten efekt można obserwować, mierząc ugięcie promieni świetlnych z dalekich gwiazd w pobliżu Słońca w trakcie zaćmienia. W miarę jak gwiazda się kurczy, pole grawitacyjne na jej powierzchni staje się coraz silniejsze i stożki świetlne coraz bardziej pochylają się w kierunku środka. Z tego powodu trudniej jest światłu uciec z powierzchni gwiazdy; dalekiemu obserwatorowi wydaje się ono słabsze, a jego kolor przesunięty ku czerwieni. W końcu, gdy gwiazda skurczy się tak dalece, że jej promień będzie mniejszy niż promień krytyczny, pole grawitacyjne na jej powierzchni stanie się tak silne, że stożki świetlne tak mocno pochylą się ku środkowi, iż światło nie będzie mogło już uciec (rys. 18).
Zgodnie z teorią względności nic nie może poruszać się szybciej niż światło. Skoro zatem światło nie może uciec z powierzchni gwiazdy, nic innego nie jest w stanie tego dokonać: pole grawitacyjne ściąga wszystko z powrotem. Wobec tego istnieje pewien zbiór zdarzeń, pewien obszar czasoprzestrzeni, z którego nic nie może się wydostać, by dotrzeć do odległego obserwatora. Ten właśnie region nazywamy czarną dziurą. Jego granicę nazywamy horyzontem zdarzeń; składa się on z trajektorii promieni światła, którym niemal udało się wydostać z czarnej dziury.
