星收縮到史瓦西半徑以下時所具有的驚人密度，、那麼他們中的某些已能接受質量大得多的情況下出現這種收縮的可能性，這只是因為相應的密度變得“合理”了，也就是說與自然界已觀測到的密度值相差不大了。
與此同時，全新的量子力學理論預言了密度比任何人所敢想象的都高得多的簡併狀態的存在，從而支援了引力坍縮的假設。學術界已為不可見星思想的重視作好了準備，然而時候仍然末到。愛丁頓很矛盾地既是廣義相對論最偉大的衛士，又是恆星凝縮到史瓦西半徑以內的思想最激烈的反對者。“我認為必定有一條自然定律來阻止恆星的這種荒唐行為！”為支援自己的這個信念，愛丁頓不得不修改費米的簡併定律，以允許任何質量的冷物質，不論其尺度大小，都能保持平衡。他在1935年的國際天文學聯合會上表述了自己的思想，三年後他成為該聯合會的主席。在那次會議上年輕的錢德拉塞卡遞了一張紙條給執行主席，要求允許發表一個相反意見，但被拒絕了。愛丁頓的名氣是如此之大，他的觀點不容懷疑！
歷史當然不會因此而停止前進。由於建立第一個緻密星即白矮星的模型，錢德拉塞卡也成了著名人物。引力坍縮理論的真正誕生是在1939年，歸功於奧本海默和施奈德的工作（見第8章）。他們運用廣義相對論方程來計算球狀物體在史瓦西半徑以下的引力坍縮。他們嚴格證明了：物質連同時空一道，將坍縮成連光也不能從中逃逸的區域。
黑洞這個名稱是約翰·阿奇巴德·惠勒（Job ArchibaldWheeler）於1967年12月29日在紐約的一次講課中首次使用的，黑洞的光輝歷程終於開始……
超想象的黑暗
印度天體物理學家加彥特·納裡卡（Jayant Narlikar）講述了這樣一個故事：在18世紀的加爾各答，有一座名為威廉堡的要塞，其中有一個小而陰暗的房間，叫做“加爾各答的黑洞”，這個房間長5米，寬4米，原來是用於關押3名犯人的。1757年，班加爾地區發生了一次流血的反抗，作為一種報復，殘忍的長官把46名敵軍俘虜關進了“加爾各答的黑洞”。當時正值盛夏，這些人被關押了10個小時，只有22人活著出來。
這個故事是如此可怕，以至於某些歷史學家懷疑其真實性。無論如何，它倒是表徵了黑洞貪婪吞食周圍一切物質的特性，這一點已經被廣為宣傳，然而這只是黑洞的許多屬性之一。黑洞是這樣一種“物體”，既很簡單，又以令人困惑的方式來使時空扭曲。讓我們首先來分析黑洞的傳統形象，即作為一種宇宙監獄。
且回到黑洞的基本定義：這是一個時空區域，其中的引力場強到使得任何物質和輻射都不能逃逸出來。強引力場意味著物質的高度密集，要“造出”一個黑洞，就必須把一定的質量放進一定的體積內，在球對稱的情況，這個體積的大小由史瓦西半徑來給定。表3顯示黑洞與原子、恆星等物體是如何不同。
暫且不管黑洞形成的機制，理論上所有尺度和質量的黑洞都是可能的。有尺度如同基本粒子、而質量像一座山那麼大的微型黑洞，也有質量為幾個Mop直徑為數公里的黑洞，還有質量數十億M、尺度像整個太陽系那麼大的巨型黑洞（見附錄司。與人們的普遍印象相反，黑洞的平均密度並不一定很高，這個值與質量的平方成反比。當然，一個由超越了中子星限度的恆星的引力坍績而形成的10M黑洞具有”‘克／立方厘米的“核”密度，但一個數十億M的黑洞的密度就比水要小百倍。黑洞並不一定是極高密度的星，而只是必須緻密到足以囚禁住光（物體的。密度與緻密度是不同概念，密度是質量與體積之比，而緻密度則是臨界半徑與實際半徑之比，見表3）。
黑洞狀態。表中數值都是取10的最接近的冪，關於宇宙的數值需要更仔細的考慮，見第19章。
光被囚禁
白晝與黑夜在這裡搏鬥。
——維克多·而果（ Victor Hugo）最後的話
假定真空中的一顆完全球形的恆星坍縮到了其史瓦西半徑以內，其表面溫度很高，發出輻射。光是怎樣逐步地被囚禁，恆星是怎樣變成一個黑洞的呢？
米切爾和拉普拉斯歸因於逃逸速度，廣義相對論則遠為精妙。1923年，伯克霍夫（G·Birkhofo證明，史瓦西解描述的不僅是一個靜止物體周圍，而且是一個在收縮或膨脹的恆星周圍的時空，只要這顆星精確地保持球對稱性。如果太陽開始振盪，即在所有方向上以相同速率