задачу о судьбе массивной звезды в общей теории относительности первым решил молодой американский ученый Роберт Оппенгеймер в 1939 году.
Согласно Оппенгеймеру, дело обстоит следующим образом. Под действием гравитационного поля звезды траектории лучей света в пространстве-времени искривляются и отличаются от траекторий в отсутствие звезды. Этот эффект наблюдается как искривление света далеких звезд, наблюдаемых во время солнечного затмения. Траектории лучей света в пространстве-времени слегка искривляются в направлении звезды. По мере сжатия звезды плотность ее возрастает, также как и напряженность гравитационного поля на ее поверхности. (Для наглядности представьте себе гравитационное поле в виде «субстанции», истекающей из точки в центре звезды. Чем ближе к центру, тем плотнее «субстанция» и сильнее воздействие гравитационного поля.) Под действием более сильного поля траектории лучей света вблизи поверхности звезды еще сильнее искривляются в сторону светила. Наконец, когда звезда сожмется до определенного критического радиуса, гравитационное поле на ее поверхности оказывается настолько сильным, что заворачивает траектории лучей света, и они уже больше не могут покинуть звезду.
Согласно теории относительности ничто не может двигаться быстрее скорости света. Это значит, что раз свет не может покинуть звезду, то это также невозможно и для любого другого объекта – он неминуемо будет втянут обратно гравитационным полем. Вокруг сколлапсировавшей звезды образуется область пространства-времени, из которой ничто не может уйти и достичь удаленного наблюдателя. Эта область называется черной дырой, а внешняя граница черной дыры называется горизонтом событий