Quand une étoile massive a épuisé son carburant, elle explose en supernova, laissant derrière elle une étoile à neutrons ou, si la masse est grande, un trou noir. Son attraction est si forte que même la lumière ne peut s'en échapper. Selon la théorie d'Einstein, il se forme à l'intérieur une région où l'espace et le temps se courbent à l'infini – ce que Penrose a également démontré. Auparavant, les calculs passaient par la solution encombrante de Schwarzschild.

On a maintenant trouvé une recette plus simple : la densité de l'étoile – comme la liste des ingrédients – détermine sans ambiguïté le « plat » final. En tenant compte non seulement de la matière ordinaire, mais aussi des corrections quantiques, de l'énergie noire et des champs magnétiques, on obtient directement le type de trou noir à partir de la densité. Cette approche élimine rapidement les théories de la gravité : si dans les formules les corrections apparaissent comme des puissances entières, le modèle est sérieux ; si elles sont fractionnaires, c'est plutôt un pansement temporaire. Lorsque les télescopes détecteront les ondulations de l'espace-temps provenant de l'effondrement, ou le disque de gaz lumineux autour du trou, nous vérifierons si le point fatal de densité infinie disparaît au centre.