പ്രകാശത്തിനു പോലും പുറത്തുകടക്കാനാകാത്തത്ര പിണ്ഡമേറിയ വസ്തു എന്ന ആശയം ആദ്യമായി മുന്നോട്ടുവച്ചത് ഭൂഗർഭ ശാസ്ത്രജ്ഞാനായ ജോൺ മിഷെൽ ആയിരുന്നു. 1783-ൽ റോയൽ സൊസൈറ്റിയിലേക്ക് ഹെൻറി കാവെൻഡിഷിന് അയച്ച കത്തിൽ അദ്ദേഹം ഇങ്ങനെ എഴുതി:

1796-ൽ ഗണിതജ്ഞനായ സൈമൺ ലാപ്ലാസ് "Exposition du système du Monde" എന്ന തന്റെ ഗ്രന്ഥത്തിന്റെ ആദ്യ രണ്ട് പതിപ്പുകളിൽ ഈ ആശയത്തെ പിന്താങ്ങി (എന്നാൽ പുസ്തകത്തിന്റെ പിന്നീടുള്ള പതിപ്പുകളിൽ നിന്ന് ഇത് നീക്കം ചെയ്തു). "ഇരുണ്ട നക്ഷത്രങ്ങൾ" എന്ന പേരിൽ അറിയപ്പെട്ട ഈ ഗോളങ്ങൾ പത്തൊമ്പതാം നൂറ്റാണ്ടിൽ അവഗണിക്കപ്പെട്ടു. പിണ്ഡമില്ലാത്ത തരംഗമായാണ്‌ പ്രകാശം അക്കാലത്ത് കണക്കാക്കപ്പെട്ടിരുന്നത് എന്നതായിരുന്നു ഇതിനു കാരണം. അതിനാൽത്തന്നെ പ്രകാശം ഗുരുത്വാകർഷണബലത്തിന്‌ വിധേയമല്ല എന്നായിരുന്നു കരുതപ്പെട്ടിരുന്നത്.

1915-ൽ ആൽബർട്ട് ഐൻസ്റ്റൈൻ സാമാന്യ ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തം വികസിപ്പിച്ചു. ഇതിനുമുമ്പുതന്നെ പ്രകാശത്തെ ഗുരുത്വാകർഷണം ബാധിക്കുന്നുണ്ടെന്ന് അദ്ദേഹം സിദ്ധാന്തിച്ചിരുന്നു. ഏതാനും മാസങ്ങൾക്കു ശേഷം കാൾ ഷ്വാർസ്ചൈൽഡ് ഒരു ബിന്ദുവിൽ കേന്ദ്രീകൃതമായ പിണ്ഡം, ഗോളീയ സമമിതിയുള്ള പിണ്ഡം എന്നിവ സൃഷ്ടിക്കുന്ന ഗുരുത്വാകർഷണമണ്ഡലം എപ്രകാരമായിരിക്കുമെന്ന് കണ്ടെത്തി. സൈദ്ധാന്തികമായി തമോദ്വാരത്തിന്‌ അസ്തിത്വം സാധ്യമാണെന്ന് ഇതിലൂടെ അദ്ദേഹം തെളിയിച്ചു. ഭ്രമണം ചെയ്യാത്ത തമോദ്വാരത്തിന്റെ സംഭവചക്രവാളത്തിന്റെ ആരമാണ്‌ "ഷ്വാർസ്ചൈൽഡ് ആരം" എന്ന് ഇപ്പോൾ നമുക്കറിയാം. എന്നാൽ ഇത് അക്കാലത്ത് ആരും മനസ്സിലാക്കിയിരുന്നില്ല. ഷ്വാർസ്ചൈൽഡ് തന്നെ ഇതിന്‌ ഭൗതികമായ നിലനില്പില്ല എന്നായിരുന്നു കരുതിയത്. ഏതാനും മാസങ്ങൾക്കു ശേഷം ഹെൻഡ്രിക് ലോറെന്റ്സിന്റെ വിദ്യാർത്ഥിയായ ജൊഹാനസ് ദ്രോസ്റ്റെ ഒരു ബിന്ദുവിൽ കേന്ദ്രീകൃതമായ പിണ്ഡം മൂലമുണ്ടാകുന്ന ഗുരുത്വാകർഷണമണ്ഡലത്തിന്റെ രൂപം സ്വതന്ത്രമായി കണ്ടെത്തുകയും അതിന്റെ സവിശേഷതകളെക്കുറിച്ച് കൂടുതൽ പഠിക്കുകയും ചെയ്തു

ഭ്രമണം ചെയ്യാത്തതും സൂര്യന്റെ 1.44 ഇരട്ടി പിണ്ഡമുള്ളതുമായ (ചന്ദ്രശേഖർ സീമ) ഇലക്ട്രോൺ-ഡീജനറേറ്റ് ദ്രവ്യത്താൽ നിർമ്മിതമായ ഒരു വസ്തു ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലം തന്നിലേക്ക് ചുരുങ്ങുമെന്ന് 1930-ൽ ജ്യോതിർഭൗതികജ്ഞനായ സുബ്രഹ്മണ്യം ചന്ദ്രശേഖർ സാമാന്യ ആപേക്ഷികതയിലൂടെ തെളിയിച്ചു. അക്കാലത്ത് ജ്യോതിർഭൗതികത്തിലെ അവസാന വാക്കായി കരുതപ്പെട്ടിരുന്ന ആർതർ എഡിങ്ട്ടൺ ഇതിനെ എതിർത്തു. ഇങ്ങനെയുള്ള ചുരുങ്ങലിനെ ഒടുവിൽ എന്തെങ്കിലും തടഞ്ഞുനിർത്തുമെന്നായിരുന്നു അദ്ദേഹത്തിന്റെ വാദം. ഇത് ഭാഗികമായി ശരിയുമായിരുന്നു - ചന്ദ്രശേഖർ സീമയെക്കാൾ പിണ്ഡമുള്ള വെള്ളക്കുള്ളന്മാരെല്ലാം തന്നെ അനന്തമായി ചുരുങ്ങുന്നില്ല; ചിലത് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ ആയാണ്‌]] മാറുന്നത്. എന്നാൽ സൂര്യന്റെ മൂന്നിരട്ടിയിലേറെ (ടോൾമാൻ-ഓപ്പൺഹൈമർ-വോൾക്കോഫ് സീമ) പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ചന്ദ്രശേഖർ വിവരിച്ച കാരണങ്ങളാൽ തമോദ്വാരങ്ങളായി ചുരുങ്ങുമെന്ന് 1939-ൽ റോബർട്ട് ഓപ്പൺഹൈമർ അടക്കമുള്ള ശാസ്ത്രജ്ഞർ തെളിയിച്ചു

ഓപ്പൺഹൈമറും കൂട്ടാളികളും ഉപയോഗിച്ചത് അപ്പോൾ നിലവിലുണ്ടായിരുന്ന ഒരേയൊരു നിർദ്ദേശാങ്കവ്യവസ്ഥയായ ഷ്വാർസ്ചൈൽഡ് നിർദ്ദേശാങ്കവ്യവസ്ഥയായിരുന്നു. ഷ്വാർസ്ചൈൽഡ് ആരത്തിൽ ഗണിതപരമായ സിംഗുലാരിറ്റികൾ ഉണ്ടാകാൻ ഈ നിർദ്ദേശാങ്കവ്യവസ്ഥ കാരണമായി. അതായത്, സമവാക്യങ്ങളിലെ ചില പദങ്ങളുടെ വില ഷ്വാർസ്ചൈൽഡ് ആരത്തിൽ അനന്തമായി മാറി. ഷ്വാർസ്ചൈൽഡ് ആരത്തിനുള്ളിൽ സമയം ചലിക്കാതെ നിൽക്കുന്നു എന്നാണ്‌ ഇതിന്‌ വിശദീകരണം നൽകപ്പെട്ടത്. ഈ വീക്ഷണം ബാഹ്യനിരീക്ഷകരെ അപേക്ഷിച്ച് ശരിയാണെങ്കിലും ഉള്ളിലേക്ക് വീണുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന ഒരു നിരീക്ഷകനെ അപേക്ഷിച്ച് തെറ്റാണ്‌. ഈ പ്രത്യേകത മൂലം ഇങ്ങനെ ചുരുങ്ങിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ "frozen stars" എന്നറിയപ്പെട്ടു. ചലിക്കാതെ നിൽക്കുന്ന സമയം എന്ന ആശയം മിക്ക ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞർക്കും അംഗീകരിക്കാനായില്ല എന്നതിനാൽ ഈ വിഷയത്തിൽ അടുത്ത ഇരുപതു വർഷത്തോളം കാര്യമായ പുരോഗതിയുണ്ടായില്ല.

എഡിങ്ട്ടൺ-ഫിങ്കെൽസ്റ്റൈൻ നിർദ്ദേശാങ്കങ്ങൾ എന്ന പുതിയ ഗണിതശാസ്ത്രസങ്കേതത്തിലൂടെ സംഭവചക്രവാളം എന്ന സങ്കല്പം 1958-ൽ ഡേവിഡ് ഫിങ്കെൽസ്റ്റൈൻ വികസിപ്പിച്ചു. ഷ്വാർസ്ചൈൽഡ് ആരം ഒരു സിംഗുലാരിറ്റി അല്ലെന്നും അത് വസ്തുക്കളെ ഒരു ദിശയിൽ മാത്രം കടത്തി വിടുന്ന പാട (membrane) പോലെ പ്രവർത്തിക്കുന്നുവെന്നും അദ്ദേഹം കണ്ടെത്തി. ഓപ്പൺഹൈമറുടെ കണ്ടെത്തലുകളെ പൂർണ്ണമായി നിരാകരിക്കാതെ അകത്തേക്കു വീഴുന്ന നിരീക്ഷകനെക്കൂടി ഉൾപ്പെടുത്തിക്കൊണ്ട് വികസിപ്പിക്കുകയാണ്‌ ഫിങ്കൽസ്റ്റൈൻ ചെയ്തത്. ഇതുവരെയുള്ള (ഫിങ്കൽസ്റ്റൈൻ ഉൾപ്പെടെ) സിദ്ധാന്തങ്ങളെല്ലാം ഭ്രമണം ചെയ്യാത്ത തമോദ്വാരങ്ങളെക്കുറിച്ച് മാത്രമായിരുന്നു പഠിച്ചത്. 1963-ൽ റോയ് കെർ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന തമോദ്വാരങ്ങളെയും ഉൾക്കൊള്ളിച്ചുകൊണ്ട് സിദ്ധാന്തമുണ്ടാക്കി. ഈ സിദ്ധാന്തത്തിൽ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന സിംഗുലാരിറ്റി ഒരു വലയമല്ല, ബിന്ദുവായിരുന്നു. എല്ലാ തമോദ്വാരങ്ങളിലും സിംഗുലാരിറ്റികളുണ്ടാകുമെന്ന് റോജർ പെൻറോസ് പിന്നീട് തെളിയിച്ചു

1967-ൽ റേഡിയോ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ പൾസാർ കണ്ടെത്തി. ഏതാനും വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ ഇവ വളരെ വേഗത്തിൽ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളാണെന്നും തെളിയിക്കപ്പെട്ടു. അക്കാലം വരെ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളും സിദ്ധാന്തങ്ങളിൽ മാത്രം നിലവിലുണ്ടായിരുന്നവയായിരുന്നു. ഗുരുത്വാകർഷണഫലമായ സങ്കോചം മൂലം രൂപം കൊള്ളുന്ന സാന്ദ്രതയേറിയ മറ്റു വസ്തുക്കളെ കണ്ടെത്താനുള്ള ശ്രമങ്ങൾക്ക് പൾസാറിന്റെ കണ്ടുപിടിത്തം ആക്കം കൂട്ടി.

"ഗുരുത്വാകർഷണഫലമായി പൂർണ്ണമായി ചുരുങ്ങിയ നക്ഷത്രം" എന്ന സാധാരണ ഉപയോഗിച്ചുവന്നിരുന്ന വിശദീകരണത്തിനുപകരമായി "black hole" എന്ന പദം ആദ്യമായി ഉപയോഗിച്ചത് 1967-ൽ ഒരു പ്രഭാഷണത്തിനിടെ ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞനായ ജോൺ വീലറാണെന്നാണ്‌ കരുതപ്പെടുന്നത്. എന്നാൽ ഒരു കോൺഫറൻസിൽ വച്ച് താൻ ഈ പദം കേട്ടിട്ടുണ്ടായിരുന്നുവെന്നും ഒരു ചുരുക്കരൂപമായി ഇവിടെ ഉപയോഗിക്കുകയേ ചെയ്തുള്ളുവെന്നുമാണ്‌ അദ്ദേഹത്തിന്റെ വാദം. 1964-ൽ ആൻ എവിങ്ങ് AAAS ന് അയച്ച ഒരു കത്തിലും ഈ പദമുണ്ടായിരുന്നു:

ചരിത്രം
ഉന്നതോർജ്ജഘട്ടനങ്ങൾ
സവിശേഷതകൾ
വിവിധയിനം തമോഗർത്തങ്ങൾ