Всъщност едва ли е много смислено да третираме светлината както гюллето според Нютоновата теория за гравитацията, защото скоростта на светлината е постоянна. (Изстреляното нагоре гюлле ще бъде забавяно от гравитацията и накрая ще спре и ще падне на земята; един фотон обаче ще продължи да се движи нагоре с постоянна скорост. Тогава как Нютоновата гравитация може да влияе на светлината?) Състоятелна теория за влиянието на гравитацията върху светлината липсваше чак до 1915 г., когато Айнщайн предложи своята обща теория на относителността. Но дори и тогава трябваше да мине доста време, преди да бъдат разбрани следствията от тази теория за масивни звезди.
За да разберем как може да се образува една черна дупка, първо трябва да познаваме цикъла на живот на една звезда. Една звезда се образува, когато голямо количество газ (най-вече водород) започне да се свива сам поради гравитационното си привличане. При това свиване атомите на газа се сблъскват помежду си все по-често и по-често и с все по-голяма скорост — газът се загрява. Накрая газът става толкова горещ, че когато водородните атоми се сблъскват, те вече не отскачат един от друг, а се сливат и образуват хелий. Освободената топлина при тази реакция, която е подобна на контролирана експлозия на водородна бомба, е причина звездата да започне да свети. Освен това тази допълнителна топлина също увеличава налягането на газа, докато то стане достатъчно да уравновеси гравитационното привличане, и газът престава да се свива. Също както при балона — съществува равновесие между налягането на въздуха в него, което се опитва да разшири балона, и спъването на каучука, което се опитва да направи балона по-малък. Звездата остава в това стабилно състояние Дълго време, като топлината от ядрените реакции уравновесява гравитационното привличане. Накрая обаче звездата изразходва своя водород и другите си ядрени горива. Парадоксално е, че с колкото повече гориво започва една звезда, толкова по-бързо тя го изразходва. А това е така, защото колкото по-масивна е звездата, толкова по-гореща трябва да бъде, за да уравновеси своето гравитационно привличане. А колкото по-гореща е, толкова по-бързо ще изразходва горивото си. Вероятно нашето Слънце разполага с достатъчно гориво за следващите 5 млрд. години, но по-масивните звезди ще изразходват горивото си за по-малко от около 100 млн. години — много по-малко от възрастта на Вселената. Когато една звезда остане без гориво, тя започва да се охлажда и да се свива. Какво става с нея тогава, се изясни едва в края на двадесетте години.
През 1928 г. един дипломирал се студент от Индия, Субраманян Чандрасекар, отплувал за Англия, за да учи в Кеймбридж при английския астроном сър Артър Едингтън — специалист по общата теория на относителността. (Разказват, че в началото на 30-те години някакъв журналист казал на Едингтън, че се говори, че има само трима души в света, които разбират общата теория на относителността. Едингтън замълчал, а после отвърнал: „Опитвам се да се сетя кой е третият.“) По време на пътешествието си от Индия Чандрасекар извел колко голяма може да е една звезда, за да устоява на собствената си гравитация, след като е изразходвала цялото си гориво. Идеята била такава: когато една звезда стане малка, материалните частици се приближават една до друга, така че според принципа за забраната на Паули скоростите им трябва да са твърде различни. Това ги кара да се раздалечат, което пък води до разширяване на звездата. Поради това една звезда може да запази постоянен радиуса си с уравновесяване на гравитационното привличане с отблъскването, възникващо от принципа за забраната, също както в по-раншния й живот гравитацията се е уравновесявала от топлината.
Чандрасекар съзнавал обаче, че съществува една граница на отблъскването, което принципът за забраната може да осигури. Теорията на относителността ограничава максималната разлика в скоростите на материалните частици в звездата до скоростта на светлината. Това значи, че когато звездата стане достатъчно плътна, отблъскването, причинено от принципа на Паули, ще стане по-малко от гравитационното привличане. Чандрасекар изчислил, че хладна звезда с маса, по-голяма от около 1,5 пъти масата на Слънцето, не би могла да устои на собствената си гравитация. (Тази маса сега е известна като граница на Чандрасекар.) Подобно откритие бяло направено почти по същото време от руския учен Лев Давидович Ландау.