1915 లో ఆల్బర్ట్ ఐన్‌స్టీన్ తన సాధారణ సాపేక్షతా సిద్ధాంతాన్ని అభివృద్ధి చేశాడు. గురుత్వాకర్షణ, కాంతి చలనాన్ని ప్రభావితం చేస్తుందని అంతకు ముందే చూపించాడు. కొన్ని నెలల తరువాత, కార్ల్ ష్వార్జ్‌షీల్డ్, ఐన్‌స్టీన్ ఫీల్డ్ ఈక్వేషన్లకు ఒక పరిష్కారాన్ని కనుగొన్నాడు. పాయింట్ ద్రవ్యరాశి, గోళాకార ద్రవ్యరాశిల గురుత్వాకర్షణ క్షేత్రాన్ని ఈ పరిష్కారం వివరిస్తుంది. ష్వార్జ్‌షీల్డ్ ఈ పరిష్కారం చెప్పిన కొన్ని నెలల తరువాత, హెన్డ్రిక్ లోరెంజ్ దగ్గర విద్యార్థి అయిన జోహన్నెస్ డ్రోస్టే స్వతంత్రంగా పాయింట్ ద్రవ్యరాశికి అదే పరిష్కారాన్ని ఇచ్చాడు. దాని లక్షణాల గురించి అతడు మరింత విస్తృతంగా రాశాడు. ఇప్పుడు ష్వార్జ్‌షీల్డ్ వ్యాసార్థం అని పిలిచే పరిమాణం వద్ద ఈ పరిష్కారం విచిత్రమైన ప్రవర్తనను చూపిస్తుంది. ఇక్కడ ఇది సింగులారిటీగా మారింది. అంటే ఐన్‌స్టీన్ సమీకరణాలలో కొన్ని పదాలు అనంతంగా (ఇన్‌ఫినిటీ) మారాయి. ఈ ఉపరితలం యొక్క స్వభావం ఏమిటో అప్పుడు పెద్దగా అర్థం కాలేదు. 1924 లో, ఆర్థర్ ఎడ్డింగ్టన్ కోఆర్డినేట్ల మార్పు తర్వాత సింగులారిటీ మాయమైందని చూపించాడు. దీని అర్థం ష్వార్జ్‌షీల్డ్ వ్యాసార్థం వద్ద సింగులారిటీ అనేది అభౌతిక కోఆర్డినేట్ సింగులారిటీ అని 1933 లో జార్జెస్ లెమాట్రే చెప్పాడు. ఆర్థర్ ఎడ్డింగ్టన్ అయితే 1926 లో రాసిన పుస్తకంలో, ద్రవ్యరాశి అంతా ష్వార్జ్‌షీల్డ్ వ్యాసార్థానికి కుంచించుకు పోయిన నక్షత్రం ఒకటి ఉండే అవకాశం గురించి వ్యాఖ్యానించాడు. బెటెల్‌జూస్ వంటి నక్షత్రాలకు మహా సాంద్రత ఉండే అవకాశాలను ఐన్‌స్టీన్ సిద్ధాంతం తోసిపుచ్చుతుంది. ఎందుకంటే "250 మిలియన్ కిలోమీటర్ల వ్యాసార్థం కలిగిన నక్షత్రానికి సూర్యుడి కున్నంత సాంద్రత ఉండకపోవచ్చు. మొదటిది, అటువంటి నక్షత్రానికి గురుత్వాకర్షణ శక్తి ఎంత విపరీతంగా ఉంటుందంటే, కాంతి దాని నుండి తప్పించుకుని బయటపడలేదు. దాన్నుండి వెలువడిన కిరణాలు తిరిగి నక్షత్రం మీదకే (భూమ్మీదికి రాయి పడిపోయినట్లు) పడిపోతాయి. రెండవది, స్పెక్ట్రల్ రేఖల రెడ్‌షిఫ్టు ఎంత ఎక్కువగా ఉంటుందంటే, అసలు స్పెక్ట్రం కనబడనంతగా షిఫ్ట్ అయిపోతుంది. మూడవది, అంతటి మహా ద్రవ్యరాశి స్పేస్-టైమ్‌ను ఎంతగా వంచుతుందంటే, ఆ నక్షత్రం చుట్టూ ఉన్న స్థలం అంతా నక్షత్రాన్ని చుట్టుకుపోతుంది. అంటే మనం స్పేస్‌కు బయట ఉండిపోతాం (అంటే.. ఏమీలేని చోట). " 

1931 లో, సుబ్రహ్మణ్యన్ చంద్రశేఖర్ ప్రత్యేక సాపేక్షతా సిద్ధాంతాన్ని ఉపయోగించి, ఒక నిర్దిష్ట పరిమితికి మించి ఎలక్ట్రాన్-డీజనరేట్ పదార్థంతో కూడుకుని ఉన్న భ్రమణరహిత వస్తువు యొక్క ద్రవ్యరాశి ఒక పరిమితికి మించి ఉంటే, దానికి స్థిరమైన పరిష్కారాలు ఉండవు అని చెప్పాడు. ఆ పరిమితి అని చంద్రశేఖర్ చెప్పాడు. ప్రస్తుతం ఈ పరిమితిని చంద్రశేఖర్ లిమిట్ అటారు. అతని వాదనలను అతని సమకాలీనులైన ఎడింగ్టన్, లెవ్ లాండౌ వంటివారు వ్యతిరేకించారు. ఇంకా తెలియని యంత్రాంగం ఏదో ఒకటి ఈ పతనాన్ని ఆపుతుందని వారు వాదించారు. కొంతవరకూ వాళ్ళు కరక్టే: చంద్రశేఖర్ పరిమితి కంటే కొంచెం భారీగా ఉన్న తెల్ల మరగుజ్జు నక్షత్రం (వైట్ డ్వార్ఫ్), న్యూట్రాన్ నక్షత్రంగా కూలిపోతుంది. 1939 లో, రాబర్ట్ ఒపెన్‌హీమర్, ఇతరులు టోల్మాన్-ఒపెన్‌హీమర్-వోల్కాఫ్ పరిమితి అనే మరొక పరిమితిని నిర్వచించారు. ఈ పరిమితికి మించి ఉండే న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు మరింత కుప్పకూలిపోతాయని ఊహించారు. ఈ నక్షత్రాలు (కనీసం కొన్ని) కూలిపోయి బ్లాక్ హోల్‌గా మారకుండా భౌతిక శాస్త్రంలో ఏ నియమమూ అడ్డుకోలేదని వాళ్ళు తేల్చిచెప్పారు. పౌలి మినహాయింపు సూత్రం ఆధారంగా వారు చేసిన తొలి లెక్కల ప్రకారం ఈ పరిమితి అని చెప్పారు. తదుపరి పరిశీలనల తరువాత ఈ అంచనాను సుమారు - కి పెంచారు. GW170817 అనే న్యూట్రాన్ స్టార్ విలీనం జరిగిన తరువాత బ్లాక్ హోల్ ఏర్పడి ఉంటుందని భావిస్తున్నారు. దీని తరువాత TOV పరిమితిని కొద్దిగా సవరించి, గా మార్చారు. 

బాష్పీభవనం
సాధారణ సాపేక్షతా సిద్ధాంతం
వృద్ధి
ఫోటాన్ గోళం