壹團物質,如果其引力場強大到足以使時空完全彎曲而圍繞它自身,因而任何東西,甚至連光都無法逃逸,就叫做黑洞.不太多的物質被壓縮到極高密度(例如將地球壓縮到壹粒豌豆大小),或者,極大的壹團較低密度物質(例如幾百萬倍於太陽的質量分布在直徑與太陽系壹樣的球中,大致具有水的密度),都能出現這種情形.
第壹位提出可能存在引力強大到光線不能逃離的'黑洞'的人是皇家學會特別會員約翰·米切爾,他於1783年向皇家學會陳述了這壹見解.米切爾的計算依據是牛頓引力理論和光的微粒理論.前者是當時最好的引力理論.後者則把光設想為有如小型炮彈的微小粒子(現在叫做光子)流.米切爾假定,這些光粒子應該像任何其他物體壹樣受到引力的影響.由於奧利·羅默(Ole Romer)早在100多年前就精確測定了光速.所以米切爾得以計算壹個具有太陽密度的天體必須多大,才能使逃逸速度大於光速.
如果這樣的天體存在,光就不能逃離它們,所以它們應該是黑的.太陽表面的逃逸速度只有光速的0.2%,但如果設想壹系列越來越大但密度與太陽相同的天體,則逃逸速度迅速增高.米切爾指出,直徑為太陽直徑500倍的這樣壹個天體(與太陽系的大小相似),其逃逸速度應該超過光速.
皮埃爾·拉普拉斯(Pierre Laplace)獨立得出並於1796年發表了同樣的結論.米切爾在壹次特具先見之明的評論中指出,雖然這樣的天體是看不見的,但'如果碰巧任何其他發光天體圍繞它們運行,我們也許仍有可能根據這些繞行天體的運動情況推斷中央天體的存在.換言之,米切爾認為,如果黑洞存在於雙星中,那將最容易被發同.但這壹有在黑星的見解在19世紀被遺忘了,直到天文學家認識到黑洞可經由另壹途徑產生,在研討阿爾伯特·愛因斯坦的廣義相對論時才重新提起.
第壹次世界大戰時在東部戰線服役的天文學家卡爾·史瓦西(Karl Schwarzschild)是最先對愛因斯坦理論結論進行分析的人之壹.廣義相對論將引力解釋為時空在物質近旁彎曲的結果.史瓦西計算了球形物體周圍時空幾何特性的嚴格數學模型,將它的計算寄給愛因斯坦,後者於1916年初把它們提交給普魯士科學院.這些計算表明,對'任何'質量者存在壹個臨界半徑,現在稱為史瓦西半徑,它對應時空壹種極端的變形,使得如果質量被擠壓到臨界半徑以內,空間將彎曲到圍繞該物體並將它與宇宙其余部分隔斷開來.它實際上成為了壹個自行其是的獨立的宇宙,任何東西(光也在內)都無法逃離它.
對於太陽史瓦西半徑是公裏對於地球,它等於0.88厘米.這並不意味太陽或地球中心有壹個大小合適現在稱為黑洞(這個名詞是1967年才首次由約翰·惠勒用於這壹含義的東西存在.在離天體中心的這壹距離上,時空沒有任何反常.史瓦西計算表明的是,如果太陽被擠壓進半徑2.9公裏的球內,或者,如果地球被擠壓進半徑僅0.88厘米的球內,它們就將永遠在壹個黑洞內而與外部宇宙隔離.物質仍然可以掉進這樣壹個黑洞但沒東西能夠逃出來.
這些結論被看成純粹數學珍藏品達數十年之久，因為沒有人認為真正的、實在的物體能夠坍縮到形成黑洞所要求的極端密度。1920年代開始了解了白矮星，但即使白矮星也擁有與太陽大致相同的質量而大小卻與地球差不多，其半徑遠遠大於3公裏。人們也未能及時領悟到，如果有大量的壹般密度物質，也可以造出壹個本質上與米切爾和拉普拉斯所想像的相同的黑洞。與任意質量M對應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。
1930年代，薩布拉曼揚·昌德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）證明，即使壹顆白矮星，也僅當其質量小於1.4倍太陽質量時才是穩定的，任何死亡的星如果比這更重，必將進壹步坍縮。有些研究家想到了這也許會導致形成中子星的可能性，中子星的典型半徑僅約白矮星的1/700，也就是幾公裏大小。但這個思想壹直要等到1960年代中期發現脈沖星，證明中子星確實存在之後，才被廣泛接受。
這重新燃起了對黑洞理論的興趣，因為中子星差不多就要變成黑洞了。雖然很難想像將太陽壓縮到半徑2.9公裏以內，但現在已經知道存在質量與太陽相當、半徑小於10公裏的中子星，從中子星到黑洞也就壹步之遙了。
理論研究表明，壹個黑洞的行為僅由其三個特性所規定——它的質量、它的電荷和它的自轉（角動量）。無電荷、無自轉的黑洞用愛因斯坦方程式的史瓦西解描述；有電荷、無自轉的黑洞用賴斯納—諾德斯特羅姆解描述；無電荷、有自轉的黑洞用克爾解描述；有電荷、有自轉的黑洞用克爾—紐曼解描述。黑洞沒有其他特性，這已由‘黑洞沒有毛發’這句名言所概括。現實的黑洞大概應該是自轉而無電荷，所以克爾解最令人感興趣。
現在都認為，黑洞和中子星都是在磊質量恒星發生超新星爆發時的臨死掙紮中產生的。計算表明，任何質量大致小於3倍太陽質量（奧本海默—弗爾科夫極限）的至密超新星遺跡可以形成穩定的中子星，但任何質量大於這壹極限的致密進退新星遺跡將坍縮為黑洞，其內容物將被壓進黑洞中心的奇點，這正好是宇宙由之誕生的大爆炸奇點的鏡像反轉。如果這樣壹個天體碰巧在繞壹顆普通恒星的軌道上，它將剝奪伴星的物質，形成壹個由向黑洞匯集的熱物質構成的吸積盤。吸積盤中的溫度可以升至極高，以致它能輻射X射線，而使黑洞可被探測到。
1970年代初，米切爾的預言有了反響：在壹個雙星系統中發現了這樣壹種天體。壹個叫做天鵝座X—1的X射線源被證認為恒星HDE226868。這個系統的軌道動力學特性表明，該源的X射線來自圍繞可見星軌道上壹個比地球小的天體，但源的質量卻大於奧本海默—弗爾科夫極限。這只可能是壹個黑洞。此後，用同壹方法又證認了其他少數幾個黑洞。而1994年天鵝座V404這個系統成為迄今最佳黑洞‘候選體’，這是壹個質量為太陽質量70%的恒星圍繞大約12倍太陽質量的X射線源運動的系統。但是，這些已被認可的黑洞證認大概不過是冰山之尖而已。
這種‘恒星質量’黑洞，正如米切爾領悟的，只有當它們在雙星系統中時才能探測到。壹個孤立的黑洞無愧於它的名稱——它是黑暗的、不可探測的。然而，根據天體物理學理論，很多恒星應該以中子星或黑洞作為其生命的結束。觀測者在雙星系統中實際上探測到的合適黑洞候選者差不多與他們發現的脈沖雙星壹樣多，這表示孤立的恒星質量黑洞數目應該與孤立的脈沖星數目相同，這壹推測得到了理論計算的支持。 我們銀河系中現在已知大約500個活動的脈沖星。但理論表明，壹個脈沖星作為射電源的活動期是很短的，它很快衰竭成無法探測的寧靜狀態。所以，相應地我們周圍應該存在更多的‘死’脈沖星（寧靜中子星）。我們的銀河指法含有1000億顆明亮的恒星，而且已經存在了數十億年之久。最佳的估計是，我們銀河指法今天含有4億個死脈沖星，而恒星質量黑洞數量的甚至保守估計也達到這壹數字的?——1億個。如果真有這麽多黑洞，而黑洞又無規則地散布在銀河系中的話，則最近的壹個黑洞也離我們僅僅15光年。既然我們銀河系沒有什麽獨特之處，那麽宇宙中每個其他的星系也應該含有同樣多的黑洞。Ic
星系也可能含有某種很像米切爾的拉普拉斯最初設想的‘黑星’的天體。這樣的天體現在稱為‘特大質量黑洞’，被認為存在於活動星系和類星體的中心，它們提供的引力能可能解釋這些天體的巨大能量來源。壹個大小如太陽系、質量數百萬倍於太陽質量的黑洞，可以從周圍每年食掉壹到兩顆恒星的物質。在這個過程中，很大壹部分恒星質量將遵照愛因斯坦分工E=mc2轉變成能量。寧靜的超大質量黑洞可能存在於包括我們銀河系在內的所有星系星系的中心。
1994年，利用哈勃空間望遠鏡，在離我們銀河系1500萬秒差距的星系M87中，發現了壹個大小約15萬秒差距的熱物質盤，在繞該星系中心區運動，速率達到約2百萬公裏每小時（約5*10-7 5乘於10的7次方，厘米/秒，幾乎是光速的0.2%）。從M87的中心‘引擎’射出壹條長度超過1千秒差距的氣體噴流。M87中心吸積盤中的軌道速率決定性地證明，它是壹個擁有30億倍太陽質量的超大質量黑洞引力控制之下，噴流則可解釋為從吸積系統的壹個極區湧出來的能量。
也是在1994年，牛津大學和基爾大學的天文學家，在稱為天鵝座V404的雙星系統中證認了壹個恒星質量黑洞。我們已經指出，該系統的軌道參數使他們得以給黑洞準確‘量體重’，得出黑洞質量約為太陽的12倍，而圍繞它運動的普通恒星僅有太陽質量的70%左右。這是迄今對‘黑星’質量有最精確測量，因而它也是關於黑洞存在的最佳的、獨特的證明.
有人推測，大爆炸中可能已經產生了大量的微黑洞或原始黑洞，它們提供了宇宙質量的相當大部分。這種微黑洞典型大小同壹個原子相當，質量大概是1億噸（10-11， 10的11次方千克）。沒有證據表示這種天體確實存在，但也很難證明它們不存在。