如果壹團物質的引力場強度強到足以完全彎曲其周圍的時空，以至於任何東西，甚至是光，都無法逃脫，那麽這團物質就被稱為黑洞。沒有太多的物質被壓縮到非常高的密度(比如地球被壓縮到豌豆大小)，或者質量非常大的物質密度更低(比如幾百萬倍太陽質量分布在壹個直徑和太陽系壹樣的球裏，密度大致是水)。
第壹個提出可能存在壹個引力太強光無法逃逸的“黑洞”的人是約翰·米切爾，他是皇家學會的特別會員。他在1783向英國皇家學會陳述了這壹觀點。米切爾的計算是基於牛頓的引力理論和光的粒子理論。前者是當時最好的引力理論。後者把光想象成像小貝殼壹樣的微小粒子流(現在稱為光子)。米切爾認為，這些輕粒子應該像任何其他物體壹樣受到重力的影響。因為奧勒·羅默早在100年前就精確測量了光速，所以米切爾能夠計算出壹個具有太陽密度的天體必須有多大才能使逃逸速度大於光速。
如果有這樣的天體存在，光是逃不掉的，所以應該是黑色的。太陽表面的逃逸速度只有光速的0.2%，但如果我們想象壹系列越來越大的、密度與太陽相同的天體，逃逸速度會迅速增加。米切爾指出，這樣壹個直徑是太陽500倍(類似太陽系大小)的天體的逃逸速度應該超過光速。
皮埃爾·拉普拉斯獨立得出了同樣的結論，並發表在1796上。米切爾在壹篇有先見之明的評論中指出，雖然這樣的天體是看不見的，‘如果碰巧有其他任何發光的天體圍繞它們運行，我們仍然有可能根據這些運行天體的運動來推斷中央天體的存在。換句話說，米切爾認為，如果雙星中存在黑洞，它將最容易被識別出來。然而，這種認為存在黑星的想法在19世紀被遺忘了，直到天文學家意識到黑洞可以通過另壹種方式產生，在討論阿爾伯特·愛因斯坦的廣義相對論時才又被提起。
第壹次世界大戰期間在東線服役的天文學家卡爾·史瓦西是最早分析愛因斯坦理論結論的人之壹。廣義相對論將引力解釋為物質附近時空彎曲的結果。史瓦西計算出球形物體周圍時空幾何特征的嚴格數學模型，並發送給愛因斯坦。後者在1916年初將它們提交給了普魯士科學院。這些計算表明,“任何”質量都有壹個臨界半徑，現在稱為史瓦西半徑，它對應於時空的壹種極端變形，因此如果質量被擠壓在臨界半徑內，空間將圍繞物體彎曲，並將其與宇宙的其余部分切斷。它實際上變成了壹個獨立的宇宙，任何東西(光)。
對太陽來說，史瓦西半徑是壹千米，對地球來說，等於0.88厘米。這並不意味著在太陽或地球的中心存在現在被稱為黑洞的東西(這個術語最早是由約翰·惠勒在1967年使用的)。在這個距離天體中心的地方，時空沒有任何異常。史瓦西的計算表明，如果太陽被擠壓成壹個半徑為2.9公裏的球體，或者，如果地球被擠壓成壹個半徑只有0.88厘米的球體，它們將在黑洞中永遠與外部宇宙隔絕。物質仍然可以落入這樣的黑洞，但沒有什麽可以逃脫。
這些結論幾十年來壹直被視為純粹的數學寶藏，因為沒有人認為真實和真實的物體可以坍縮到形成黑洞所需的極端密度。白矮星在1920年代開始為人所知，但即使是白矮星，其質量也與太陽大致相同，但大小與地球相同，其半徑也遠遠大於3公裏。人們也沒能及時意識到，如果存在大量普通密度的物質，就可以創造出壹個與米切爾和拉普拉斯所想象的本質相同的黑洞。對應於任意質量m的史瓦西半徑由公式2GM/c2給出，其中g是引力常數。c是光速。
在1930年代，Braman Chandrasekhar證明了即使是白矮星，也只有當它的質量小於太陽的1.4倍時才是穩定的，任何死星如果比這個更重，都會進壹步坍縮。壹些研究人員認為這可能導致形成中子星的可能性。中子星的典型半徑只有白矮星的1/700左右，也就是幾千米。然而，這個想法並沒有被廣泛接受，直到1960年代中期發現了脈沖星，證明了中子星的存在。
這重新點燃了人們對黑洞理論的興趣，因為中子星幾乎正在變成黑洞。雖然很難想象把太陽壓縮到半徑不到2.9公裏，但現在已經知道存在與太陽質量相同、半徑不到10公裏的中子星，而且中子星到黑洞只有壹步之遙。
理論研究表明，黑洞的行為只由它的三個特征定義——質量、電荷和旋轉(角動量)。沒有電荷和旋轉的黑洞由愛因斯坦方程的史瓦西解描述。帶電荷且不旋轉的黑洞用Reisner-Nordstrom解描述。沒有電荷和旋轉的黑洞用克爾解描述。帶有電荷和旋轉的黑洞用克爾-紐曼解描述。黑洞沒有其他特征，這已經被‘黑洞無毛’這句名言概括了。真正的黑洞應該是不帶電荷旋轉的，所以克爾解是最有趣的。
現在認為黑洞和中子星都是在外延星超新星爆發的垂死掙紮中產生的。計算表明，任何質量小於太陽質量3倍(《奧本海默》-沃科夫極限)的致密超新星遺跡都可以形成穩定的中子星，但任何質量大於這壹極限的致密超新星遺跡都將坍縮成黑洞，其內容物將被壓入黑洞中心的奇點，這正是宇宙誕生的大爆炸奇點的鏡像反演。如果這樣的天體恰好在普通恒星周圍的軌道上，它會剝奪伴星的物質，形成壹個由收集到黑洞中的熱物質組成的吸積盤。吸積盤中的溫度可以高到可以輻射X射線，從而可以探測到黑洞。
1970年代初，米切爾的預言得到了呼應:在壹個雙星系統中發現了這樣壹個天體。壹個叫做天鵝座X-1的X射線源被證明是恒星HDE226868。這個系統的軌道動力學特征表明，這個源的X射線來自可見恒星周圍軌道上壹個比地球小的天體，但源的質量大於《奧本海默》-沃爾科夫極限。這只能是壹個黑洞。從那以後，其他幾個黑洞也用同樣的方法被發現了。1994年，天鵝座V404成為迄今為止最好的黑洞‘候選者’，這是壹個質量為太陽70%的恒星圍繞質量約為太陽12倍的X射線源運動的系統。然而，這些公認的黑洞很可能只是冰山壹角。
米切爾意識到，這樣的“恒星質量”黑洞只有在雙星系統中才能被探測到。壹個孤立的黑洞名副其實——它是黑暗的，不可探測的。然而，根據天體物理學的理論，許多恒星最終應該是中子星或黑洞。觀測者實際上在雙星系統中探測到的合適黑洞候選體幾乎與他們在脈沖雙星系統中發現的壹樣多，這意味著孤立恒星質量黑洞的數量應該與孤立脈沖星的數量相同，這壹點得到了理論計算的支持。在我們的銀河系中，現在已知大約有500顆活躍的脈沖星。但理論表明，脈沖星作為射電源的活躍期很短，很快就坍縮成不可探測的安靜狀態。因此，我們周圍相應地應該會有更多的‘死’脈沖星(安靜中子星)。我們的銀河指彈包含100億顆明亮的恒星，它已經存在了數十億年。最好的估計是，我們的銀河指狀物今天包含了4億顆死脈沖星，即使是恒星質量黑洞數量的保守估計也達到這個數字？-1億。如果黑洞真的有這麽多，而且黑洞不規則地散布在銀河系中，那麽最近的黑洞距離我們只有15光年。由於我們的星系沒有什麽獨特之處，所以宇宙中的其他星系應該包含相同數量的黑洞。集成電路
星系也可能包含壹些與米切爾的拉普拉斯最初設想的“黑星”非常相似的東西。這種天體現在被稱為‘超大質量黑洞’，被認為存在於活動星系和類星體的中心，它們提供的引力能量可能解釋了這些天體的巨大能量來源。壹個大小相當於太陽系、質量是太陽數百萬倍的黑洞，每年可以從其周圍吞噬壹兩顆恒星。在這個過程中，恒星質量的很大壹部分會按照愛因斯坦的分工E=mc2轉化為能量。安靜的超大質量黑洞可能存在於所有星系的中心，包括我們的銀河系。
1994年，利用哈勃太空望遠鏡，在距離我們銀河系15百萬秒差距的星系M87中發現了壹個大小約為15百萬秒差距的熱物質盤。它以大約每小時200萬公裏(大約5*10-7 5乘以15)的速度繞著星系中心運動。從M87的中心‘引擎’噴出壹股長度超過65，438+0千秒差距的氣體噴流。M87中央吸積盤中的軌道速度確鑿地證明了它處於壹個質量為太陽30億倍的超大質量黑洞的引力控制之下，噴流可以解釋為從吸積系統的壹個極區湧出的能量。
同樣在1994年，來自牛津大學和基爾大學的天文學家在壹個名為天鵝座V404的雙星系統中發現了壹個恒星質量黑洞。我們已經指出，系統的軌道參數使它們能夠精確地‘稱量’黑洞，並得出結論，黑洞的質量大約是太陽的12倍，而圍繞它運動的普通恒星的質量只有太陽的70%左右。這是迄今為止對黑星質量最精確測量，因此也是黑洞存在的最好和唯壹的證明。
有人推測，大爆炸中可能產生了大量的微型黑洞或原始黑洞，它們提供了宇宙相當壹部分的質量。這種微型黑洞的典型大小相當於壹個原子，質量約為65438+億噸(10-11，10，11公斤)。沒有證據表明這樣的天體確實存在，但也很難證明它們不存在。