实际上，它们好久今后才被探测到。
黑洞这一术语是不久之前才呈现的。1969年美国科学家约翰・惠勒，为了形象地描述起码可回溯到200年前的一个看法时，诬捏了这个名词。当时候，共有两种光实际：一种是牛顿同意的光的微粒说；另一种是光由波构成的颠簸说。我们现在晓得，这二者在实际上都是精确的。因为量子力学的波粒二象性，光既能够为是波，也能够为是粒子。在光的颠簸说中，不清楚光对引力如何呼应。但是如果光是由粒子构成的，人们能够预感，它们正如同炮弹、火箭和行星一样受引力的影响。人们起先觉得，光粒子无穷快地活动，以是引力不成能使之迟缓下来，但是罗默关于光以有限速率行进的发明意味着，引力对之可有首要效应。
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。
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。
昌德拉塞卡指出，不相容道理不能够禁止质量大于昌德拉塞卡极限的恒星产生坍缩。但是，按照广义相对论，如许的恒星会产生甚么环境呢？1939年一名美国的年青人罗伯特・奥本海默初次处理了这个题目。但是，他所获得的成果表白，用当时的望远镜去检测不会有任何观察成果。今后，第二次天下大战插入，奥本海默本人非常用心肠处置原枪弹研制。战后，因为大部分科学家被吸引到原子和原子核标准的物理中去，因此大部分人健忘了引力坍缩的题目。但在20世纪60年代，当代技术的利用使得天文观察范围和数量大大增加，这重新激起人们对天文学和宇宙学的大标准题目的兴趣。奥本海默的事情被一些人重新发明并推行。
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。
朗道指出，恒星还存在另一种能够的终态。其极限质量约莫也为太阳质量的一倍或二倍，但是其体积乃至比白矮星还小很多。这些恒星是由中子和质子之间，而不是电子之间的不相容道理架空力支撑的。以是它们叫做中子星。它们的半径只要10英里摆布，密度为每立方英寸几亿吨。在第一次预言中子星时，没有任何体例去察看它。