À l'extérieur d'une étoile parfaitement sphérique , de masse M et sans rotation ( on parle de cas statique ) , la géométrie de l'espace-temps est décrite par : Il existe aussi une solution interne que l'on écrira simplement sous la forme ci-dessous : Ces solutions étaient en fait des mines d'or dont les richesses mettraient des dizaines d'années à se révéler . Le premier signal allait venir d'Einstein en 1935 . Entretemps , on avait remarqué deux problèmes . Lorsque la masse d'une étoile décrite par les solutions précédentes passait sous le rayon Rs= 2GM / c2 ( ou 2GM lorsque l'on pose c=1 dans le système d'unités habituellement utilisé ) , dit rayon de Schwarzschild , que se passerait-il ? Déjà la première solution dans le vide semble devenir pathologique lorsque r=Rs car on obtient l'infini pour le second terme de la métrique . De même , en r=0 et toujours dans le premier cas , on trouve que la courbure de l'espace-temps devient infinie . C'est là qu'on se met à parler de singularité pour la géométrie de l'espace-temps en ce point où les équations d'Einstein et la structure de l'espace-temps s'effondrent . 2 / 11 L'espace-temps de Minkowski Page suivante par Laurent Sacco le 20 mars 2006 . Par définition , un trou noir est une zone de l'espace-temps causalement déconnectée du reste de l'Univers . Pour être précis , il y a un horizon des événements entourant cette zone , laissant entrer dans celle-ci tout ce qui se présente mais interdisant ensuite à la matière et même à la lumière d'en sortir . Contrairement à ce que l'on croit souvent , ce n'est pas la présence d'une singularité où l'espace-temps s'anéantit qui définit un trou noir . Les rayons lumineux possèdent une fréquence et une longueur d'onde , ils sont donc des règles et des horloges naturelles .