Işık bir "ceset" yerine bir dalga olsaydı, eğer varsa, yer çekiminin kaçan ışık dalgaları üzerindeki etkisinin ne olacağı belirsizdir. [Modern fizik, Michell'in doğrudan süper kütleli bir yıldızın yüzeyinden ateş eden, yıldızın yerçekimi tarafından yavaşlatılan, durdurulan ve daha sonra yıldızın yüzeyine geri düşen bir ışık ışını fikrini gözden kaçırır.
1915'te
Albert Einstein, daha önce yer çekiminin ışığın hareketini etkilediğini göstermiş olan genel görelilik teorisini geliştirdi. Sadece birkaç ay sonra, Karl Schwarzschild Einstein alan denklemlerine bir nokta kütlesi ve küresel bir kütle çekim alanını tanımlayan bir çözüm buldu. Schwarzschild'den birkaç ay sonra, Hendrik Lorentz'in öğrencisi Johannes Droste, nokta kütlesi için bağımsız olarak aynı çözümü verdi ve özellikleri hakkında daha kapsamlı yazdı.Bu çözüm, Schwarzschild yarıçapı olarak adlandırılan, tekil hale geldiği yerde tuhaf bir davranışa sahipti, yani Einstein denklemlerindeki bazı terimler sonsuz oldu. Bu yüzeyin doğası o zaman tam olarak anlaşılamamıştır. Arthur Eddington, 1924'te, koordinatların değişmesinden sonra tekilliğin ortadan kalktığını gösterdi (bkz. Eddington-Finkelstein koordinatları), Georges Lemaître'nin bunun Schwarzschild yarıçapındaki tekilliğinin fiziksel olmayan bir koordinat tekilliği olduğu anlamına gelmesine rağmen, 1933'e kadar sürdü. Ancak Arthur Eddington, 1926'da bir kitapta Schwarzschild yarıçapına sıkıştırılmış kütleli bir yıldızın olasılığı hakkında yorum yaptı, Einstein'ın teorisinin Betelgeuse gibi görünür yıldızlar için aşırı büyük yoğunlukları dışlamamıza izin verdiğini belirtti, çünkü "250 milyon km yarıçapında bir yıldız Birincisi, kütle çekim kuvveti o kadar büyük olurdu ki ışık ondan kaçamazdı, ışınlar dünyaya bir taş gibi yıldıza geri düşüyor. Üçüncüsü, kütle uzay-zaman metriğinin o kadar fazla eğriliğini üretecek ki uzay yıldızın etrafında kapanacak ve bizi dışarıda bırakacaktı (yani hiçbir yerde).
1931'de Subrahmanyan Chandrasekhar, özel görelilik kullanarak, belirli bir sınırlayıcı kütlenin üzerinde (şu anda 1.4 M?'de Chandrasekhar limiti olarak adlandırılır) dönmeyen bir elektron dejenere madde gövdesinin kararlı bir çözümünün olmadığını hesapladı. Argümanları, henüz bilinmeyen bir mekanizmanın çöküşü durduracağını savunan Eddington ve Lev Landau gibi çağdaşlarının birçoğuna karşı çıktı. [Kısmen doğruydu: Chandrasekhar sınırından biraz daha büyük olan beyaz bir cüce, kendisinin kararlı olan bir nötron yıldızına çökecektir. Ancak 1939'da Robert O
ppenheimer ve diğerleri, nötron yıldızlarının başka bir sınırın üzerinde (Tolman – Oppenheimer-Volkoff sınırı) Chandrasekhar tarafından sunulan nedenlerle daha da çökeceğini tahmin etti ve hiçbir fizik yasasının en azından bazılarının müdahale edip durmayacağı sonucuna vardı. yıldızlar çökmekten karadeliklere. Pauli dışlama ilkesine dayanan orijinal hesaplamaları 0.7 M? olarak verdi; daha sonra kuvvetli kuvvet aracılı nötron-nötron itilmesinin değerlendirilmesi yaklaşık 1.5 M? ila 3.0 M? düzeyine yükselmiştir. Kısa bir süre sonra bir kara delik oluşturduğu düşünülen nötron yıldızı birleşmesi GW170817'nin gözlemleri, TOV sınır tahminini ~ 2.17 M? olarak rafine etti.
Oppenheimer ve yardımcı yazarları, Schwarzschild yarıçapının sınırındaki tekilliği, bunun zamanın durduğu bir baloncuğun sınırı olduğunu belirttiler. Bu, dış gözlemciler için geçerli bir bakış açısıdır, ancak gözlemcileri çağırmak için geçerli değildir. Bu özellik nedeniyle, çökmüş yıldızlara "donmuş yıldızlar" adı verildi, çünkü dışarıdaki bir gözlemci, çöküşünün Schwarzschild yarıçapına götürdüğü anda yıldızın yüzeyini zamanında donmuş olarak görecekti.
altın Çağ
1958'de David Finkelstein, Schwarzschild yüzeyini bir olay ufku olarak tanımladı, "mükemmel bir tek yönlü zar: nedensel etkiler onu sadece tek bir yönde geçebilir". Bu, Oppenheimer'ın sonuçlarıyla kesinlikle çelişmedi, ancak onları gözlemci gözlemcilerin bakış açısını içerecek şekilde genişletti. Finkelstein'ın çözümü Schwarzschild çözümünü geleceğin gözlemcilerinin bir kara deliğe düşmesi için genişletti. Yayımlanması istenen Martin Kruskal tarafından tam bir uzantı zaten bulunmuştu.
Bu sonuçlar, genel göreliliğin ve kara deliklerin araştırmanın ana konusu haline geldiği altın genel görelilik çağının başlangıcında geldi. Bu sürece, 1967'de Jocelyn Bell Burnell tarafından pulsarların keşfiyle yardımcı oldu, 1969'da hızla dönen nötron yıldızları olarak gösterildi. O zamana kadar, kara delikler gibi nötron yıldızları sadece teorik meraklar olarak görülüyordu; ancak pulsarların keşfi fiziksel uygunluklarını göstermiş ve yerçekimi çöküşüyle ??oluşabilecek her türlü kompakt nesneye daha fazla ilgi duymuştur.
Bu dönemde daha genel kara delik çözümleri bulundu. 1963'te Roy Kerr dönen bir kara delik için kesin çözümü buldu. İki yıl sonra Ezra Newman, hem dönen hem de elektrik yüklü bir karadelik için aksisimetrik çözümü buldu. Werner İsrail, Brandon Carter, Ve David Robinson çalışmaları ile, saçsız teorem ortaya çıktı ve sabit bir kara delik çözümünün Kerr- nin üç parametresi tarafından tamamen tanımlandığını belirtti. Newman metriği: kütle, açısal momentum ve elektrik yükü.
İlk başta, kara delik çözümlerinin garip özelliklerinin, uygulanan simetri koşullarından patolojik artefaktlar olduğundan ve tekilliklerin genel durumlarda ortaya çıkmayacağından şüphelenildi. Bu görüş özellikle, jenerik çözümlerde tekilliklerin ortaya çıkmadığını kanıtlamaya çalışan Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov ve Evgeny Lifshitz tarafından yapıldı. Bununla birlikte, 1960'ların sonunda Roger Penrose ve
Stephen Hawking, tekilliklerin genel olarak ortaya çıktığını kanıtlamak için küresel teknikler kullandılar.
1970'lerin başında James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter ve Hawking'in çalışmaları kara delik termodinamiğinin oluşturulmasına yol açtı. Bu yasalar, kütle enerjiyi, alanı entropiye ve yüzey çekimini sıcaklığa bağlayarak termodinamik yasalarına benzer bir karadeliğin davranışını tanımlar. Analoji, 1974'te Hawking'in kuantum alan teorisinin, kara deliklerin kara deliklerin yüzey ağırlığına orantılı bir sıcaklıkta bir kara cisim gibi yayılması gerektiğini gösterdiğinde, şimdi Hawking radyasyonu olarak bilinen etkiyi öngördüğü zaman tamamlandı.