Lỗ đen đã được ''phát minh'' ra khi nào?
Lỗ đen là ví dụ điển hình của khái niệm xuất phát trực tiếp tử các phương trình toán học. Thậm chí phải chờ gần 50 năm để từ cương vị toán học kỳ dị, lỗ đen với tới hàng ngũ của đối tượng vật lý.
Vài tuần sau khi Einstein công bố các phương trình của thuyết tương đối rộng vào tháng 11 năm 1915, nhà thiên văn học Đức Karl Schwarzschild đã chứng minh cách giải chính xác các phương trình này và vạch ra trường hấp dẫn xung quanh một khối cầu. Cách giải này có tính độc đáo, nghĩa là các lượng vô hạn hiện ra trong tính toán, khi khoảng cách xuyên tâm đạt được một giá trị tới hạn gọi là "bán kính Schwarzschild'', là giá trị chỉ phụ thuộc vào khối lượng của vật. Nếu chưa đạt được giá trị này thì các phương trình mất ý nghĩa vật lý. Phải chăng đó là tính rời rạc của thuyết tương đối rộng? Trong những năm 1930, nhiều nhà vật lý đã chứng minh rằng nếu dùng một hệ tọa độ khác, thì người ta có thể viết lại cách giải này mà không làm hiện ra các lượng vô hạn. Nhưng vẫn còn khó hiểu: những tính toán đường cong của không-thời gian cho thấy không gì có thể thoát ra khỏi một vật thể có bán kính bằng bán kính tới hạn của nó. Những vật như vậy, khi ấy chưa được gọi là các lỗ đen, thuật ngữ được nhà vật lý Mỹ John Wheeler đưa ra năm 1967, mà là ''nét đặc biệt của Schwarzschild'', có phải là một thực tế vật lý không? Đối với Einstein, vì do dự ngay từ đầu về khái niệm này, câu trả lời hẳn là phủ định. Trong một bài báo đăng năm 1939, ông cho rằng một vật thể tự tan rã không khi nào có thể đạt được bán kính tới hạn nổi tiếng này. Vì vậy dưới con mắt ông, những nét "đặc biệt'' này chỉ là những trường hợp sai sót. Nhưng cũng trong năm ấy, nhà vật lý Mỹ Robert Oppenheimer và học trò của ông là Hartland Snyder đã đi đến kết luận ngược lại. Khi đưa ra những giả thuyết khác với Einstein, hai người đã chứng minh rằng một ngôi sao có thể thật sự khép lại và co vào phạm vi bán kính Schwarzschild. Một kết luận kỳ lạ được rút ra từ các phương trình của họ: biểu hiện của ngôi sao phụ thuộc vào vị trí của người quan sát. Nhìn từ một hệ quy chiếu bên ngoài thì sự khép vào chậm dần rồi đông lại hoàn toàn khi bán kính ngôi sao bằng bán kính Schwarzschild. Khi ấy ngôi sao bị ''đông'' và không thể có mối liên hệ nào với bên ngoài. Ngược lại, đối với một người quan sát gắn liền với bề mặt sao, thì sự khép lại vẫn tiếp diễn chưa đến bán kính tới hạn. Biểu hiện phân đôi đó chỉ để lại hoài nghi cho các nhà vật lý, kể cả những ai thân thuộc nhất với thuyết tương đối rộng. Trong số đó, người dẫn đầu là Oppenheimer lại có những mối quan tâm khác thực tế hơn khi Chiến tranh Thế giới II bùng nổ...
Vì vậy người ta phải dừng lại đó cho tới những năm 1960, là các năm đánh dấu sự bắt đầu thời kỳ hoàng kim của các lỗ đen. Trong vòng 10 năm, từ những lỗ đơn giản bất động của không-thời gian, trên thực tế các vật này đã trở thành các vật thể động tương tác với môi trường của chúng, nhờ các tính toán của hàng chục nhà vật lý. Đặc biệt là những vật vô hình này đã trở nên quan sát được.
Cũng trong thời kỳ này, các nhà lịch sử khoa học đã nhận thức rằng khái niệm lỗ đen theo thuyết tương đối không phải là không có quan hệ với một khái niệm của các nhà vật lý theo thuyết Newton cuối thế kỷ XVIII, là khái niệm ''vật thể tối''. Trên thực tế, linh mục John Michell người Anh, sau đó là Pierre Simon de Laplace đã cho rằng có thể có những vật thể mà "mọi ánh sáng phát ra có thể quay ngược lại do trọng lực riêng của nó''. Nhưng sự giống nhau dừng ở đó. Các công trình của Michell và Laplace đã dựa vào thuyết hạt ánh sáng do Newton đưa ra. Thuyết này từng quy một khối lượng cho các hạt ánh sáng, sau đó đã hoàn toàn bị bỏ qua. Không gian của Newton không hề thông báo gì về không-thời gian, ma trận của các lỗ đen hiện đại.
