تاریخچه سیاه چاله :
در سال ۱۹۱۵ میلادی، "آلبرت اینشتین" با مطرح کردن کرم‌چاله در قلب سیاهچالهها نشان داد که سیاهچالهها شاید پلی به جهان‌های دیگر باشند و برای اولین بار، در نظریه "نسبیت عام" خود وجود سیاهچالهها را مطرح کرد. نظریه "نسبیت عام" آلبرت اینشتین گرانش را به عنوان یک عامل هندسی و نه یک نیرو بررسی می‌کند. در این نظریه فضا–زمان توسط "هندسهٔ ریمانی" (شاخه‌ای از هندسه دیفرانسیل) بررسی می‌شود.
در سال ۱۹۱۶ فیزیکدان و اخترشناس آلمانی "کارل شوارتزشیلد"(Karl Schwarzschild) نخستین کسی بود که با استفاده از نظریه نسبیت عام، چنین شرایطی را توصیف کرد. شوارتزشیلد در محاسبات خود به این نتیجه رسید که نقطه تکینگی، فضا-زمان را سوراخ خواهد کرد. وی معتقد بود که یک نقطه تکینگی در فضا-زمان آنچنان چاله عمیقی ایجاد می‌کند که حتی سرعت نور هم برای فرار از آن کافی نخواهد بود. شوارتزشیلد به همین منظور تئوری به نام "شعاع شوارتزشیلد"(Schwarzschild radius) را مطرح کرد. در سال ۱۹۱۶ شوارتز شیلد پاسخی برای نظریه نسبیت عام اینشتین یافت که نشانگر یک سیاهچاله کروی بود.
او نشان داد که اگر جرم یک ستاره در ناحیه‌ای به اندازه کافی کوچک متمرکز شود، میدان گرانشی در سطح ستاره چنان قوی می‌شود که حتی نور توان گریز از آن را ندارد. همان چیزی است که هم‌اکنون سیاهچاله می‌نامیم، ناحیه‌ای از فضازمان که به افق رویداد محدود شده است و امکان ندارد از آن، چیزی از جمله نور به ناظری دوردست برسد. شعاع شوارتزشیلد شعاعی است که بر طبق معادلات متریک برای سیاهچالهها تعیین می‌شود.شعاع شوارتزیلدنام شعاعی در فیزیک است که تمام اجسام با هر جرمی که در آن وارد می‌شوند در یک جا جمع می‌شوند که به آن نقطه تکینگی (Gravitational singularity) گفته می‌شود و به منطقه‌ای با شعاع شوارتزیلد افق رویداد گفته می‌شود. بر طبق متریک شوارتز شیلد هرگاه یک جسم شعاعش از شعاع شوارتز شیلد خودش کمتر شود به یک سیاهچاله تبدیل شده است. یعنی اجسام دیگر قبل از رسیدن به سطح جسم در شعاع شوارتز شیلد گرفتار جاذبه خیلی شدیدی می‌شوند ولی اگر شعاع شوارتز شیلد درون جسم قرار بگیرد یعنی کوچک‌تر از شعاع آن باشد، آن جسم خواص سیاهچاله را ندارد.
سال‌ها بعد و در سال ۱۹۳۱ این موضوع توسط اخترفیزیکدان هندی- آمریکایی به نام " سوبرامانیان چاندراسخار " (Subrahmanyan Chandrasekhar) دنبال شد و وی حداکثر جرمی که یک ستاره کوتوله ای / نوترونی سفید می‌تواند قبل از سقوط به یک سیاهچاله داشته باشد را محاسبه کرد. این محاسبات او به نام "حد چاندراسخار" (Limit Chandrasekhar) شناخته می‌شوند. حد چاندراسخار نام حدی در نجوم است که وضعیت ستاره بعد از انفجار را مشخص می‌کند به طوری که اگر جرم هسته ستاره بعد از انفجار از حد چاندراسکار کمتر بود هسته ستاره به کوتوله سفید تغییر می‌کند (خورشید در این دسته جای می‌گیرد) و اگر بیشتر بود هسته ستاره به ستاره نوترونی یا سیاهچاله تبدیل می‌گردد. این مقدار را فیزیکدان هندی سوبرامانیان چاندراسخار به دست آورد. مقدار این حد تقریباً برابر ۱.۴ جرم خورشید است.
او متوجه شد که در صورت پایان یافتن سوخت یک ستاره و توقف چرخه تولید عناصر سنگین‌تر، فشار گرانشی عظیم آن در یک نقطه متمرکز شده و موجب "رمبش" فضا-زمان خواهد شد. با اینکه سه دانشمند فوق تلاش‌های مهمی برای درک افراد از سیاه چاله ارائه داده بودند اما تکینگی اخترفیزیکی در بهترین حالت بسیار نادر تصور می‌شد.
در همان سال "کارل گوت جنسکی"(Karl Jansky) فیزیکدان و ستاره‌شناسی رادیویی آمریکایی که توسط بسیاری به عنوان "پدر نجوم رادیو" شناخته شده است، یک سیگنال رادیویی که از مرکز کهکشان راه شیری در جهت صورت فلکی قوس شکل گرفته بود را کشف کرد. این منبع رادیویی بعدها به عنوان سیاهچاله کلان‌جرم کمان ای * شناخته شد.
دهه ۱۹۶۰، "عصر طلایی نسبیت عام" آغاز شد به گونه‌ای که نسبیت عام و سیاهچالهها تبدیل به موضوع اصلی تحقیق دانشمندان شد. برای مثال در سال ۱۹۶۷ " ژوسلین بل بورنل" (Jocelyn Bell Burnell) موفق به کشف تپ اخترها شد و در سال ۱۹۶۹ نشان داد که آنها ستاره‌های نوترونی چرخانی هستند که با سرعت بسیار زیادی دوران می‌کنند وپالس‌های مداومی از انرژی تابشی به همراه خطوط میدان مغناطیسی قوی را از خود منتشر می‌کنند. برخی ازتپ‌اخترها نیز پرتوهای ایکس تابش می‌کنند. ستاره‌های نوترونی در حقیقت بقایای هستهٔ ستارهٔ منفجر شده‌ای هستند که حجم کوچک و چگالی بسیار بالایی دارند.