Откритието имало сериозни последици за окончателната съдба на масивните звезди. Когато масата на звездата е под границата на Чандрасекар, след време тя престава да се свива и се успокоява до възможно окончателно състояние като „бяло джудже“ с радиус няколко хиляди мили и плътност стотици тонове на кубичен инч. Съгласно принципа на Паули бялото джудже съществува поради отблъскване между електроните в неговото вещество. Ние наблюдаваме голям брой бели джуджета. Едно от първите открити бели джуджета е звезда, обикаляща около Сириус — най-ярката звезда на нощното небе.
Ландау отбелязва, че съществува и друго възможно окончателно състояние за една звезда, също с гранична маса около един-два пъти по-голяма от тази на Слънцето, но и много по-малка по размери даже от бяло джудже. Съгласно принципа на Паули тези звезди съществуват поради отблъскването между неутрони и протони вместо между електрони. Поради това те са наречени неутронни звезди. Техният радиус е вероятно само около десет мили, а плътността им е стотици милиони тонове на кубичен инч. По времето, когато съществуването на неутронни звезди бе предсказано за първи път, нямаше как да се наблюдават. Всъщност такива звезди бяха открити доста по-късно.
От друга страна, звездите с маса над границата на Чандрасекар се изправят пред голям проблем, когато свършат горивото си. В някои случаи те се взривяват или успяват да изхвърлят достатъчно вещество, така че да намалят масата си под границата и така да избегнат катастрофалния гравитационен колапс, но трудно можем да повярваме, че това винаги става, независимо колко голяма е звездата. Как звездата разбира, че трябва да свали от теглото си? А дори всяка звезда да Успее да се освободи от достатъчно маса, за да избегне колапс, какво би станало, ако добавим маса към едно бяло джудже или неутронна звезда и те надминат границата? Дали ще колапсират до безкрайна плътност?
Едингтън бил потресен от това следствие и отказал да повярва на резултата на Чандрасекар. Според Едингтън просто не било възможно една звезда да се свие до точица. Така смятали и повечето учени: самият Айнщайн написал един труд, в който твърдял, че звездите не могат да се свиват до нулев размер. Враждебността на другите учени и особено на Едингтън, предишния му учител и водещ специалист по въпроса за строежа на звездите, принудили Чандрасекар да се откаже от тази насока в дейността си и да се обърне към други проблеми в астрономията, каквито са движението на куповете от звезди. Нобеловата награда за 1983 г. му била присъдена поне отчасти за предишния труд по граничната маса на хладните звезди.
Чандрасекар показал, че принципът за забраната на Паули не може да попречи на колапса на звезда, по-масивна от границата на Чандрасекар, но проблемът по изясняването на въпроса, какво би станало с такава звезда според общата теория на относителността, бил решен за първи път от младия американски учен Робърт Опенхаймер през 1939 г. Получените от него резултати сочели обаче, че вероятно няма да има следствия, които да могат да се наблюдават със съществуващите по това време телескопи. Тогава настъпила Втората световна война и самият Опенхаймер бил плътно зает с проекта за атомна бомба. След войната проблемът за гравитационния колапс бил в голяма степен забравен, тъй като повечето учени били заети с въпроса, какво става на ниво атом и атомно ядро. През годините след 1960-а обаче интересът към едромащабните проблеми в астрономията и космологията се възродил благодарение на нарасналите по брой и обхват астрономически наблюдения в резултат на прилагането на модерна техника. Тогава трудът на Опенхаймер бил преоткрит и разширен от мнозина.
Представата, която вече имаме от труда на Опенхаймер, е следната: гравитационното поле на звездата отклонява пътя на светлинните лъчи в пространство-времето от този, който те биха имали, ако звездата не присъстваше. Светлинните конуси, които показват пътищата в пространството и времето чрез светлинни проблясъци, излъчени от техните върхове, са огънати леко навътре в близост до повърхността на звездата. Това може да се види в сгъването на светлината от далечни звезди, наблюдавано по време на слънчево затъмнение. Когато звездата се свива, гравитационното поле на повърхността й става по-силно и светлинните конуси повече се огъват навътре. Това затруднява излизането на светлината от звездата и за далечен наблюдател светлината изглежда по-слаба и по-червена. Накрая, когато звездата се свие до определен критичен радиус, гравитационното поле при повърхността така нараства и светлинните конуси се огъват толкова навътре, че светлината вече не може да излезе (фиг. 6.1). Според теорията на относителността нищо не може да се движи по-бързо от светлината. А щом светлината не може да излезе, то и нищо друго не може: всичко се връща обратно от гравитационното поле. И така имаме множество от събития, една област в пространство-времето, от която не е възможно да се излезе, за да се стигне до далечен наблюдател. Тази област вече наричаме черна дупка. Нейната граница се нарича хоризонт на събитията и тя съвпада с пътищата на светлинните лъчи, които вече не могат да излязат от черната дупка.