黑洞

牛頓力學

歷史上，第一個意識到一個緻密天體密度可以大到連光都無法逃逸的人是英國的自然哲學家約翰·米歇爾。他在1783年寫給亨利·卡文迪什一封信中提出這個想法的，他認為一個和太陽同等質量的天體，如果半徑只有3公里，那麼這個天體是不可見的，因為光無法逃離天體表面。
1796年，法國物理學家拉普拉斯曾預言：「一個質量如250個太陽，而直徑為地球的發光恆星，由於其重力的作用，將不允許任何光線離開它。由於這個原因，宇宙中最大的發光天體，卻不會讓我們看見」。拉普拉斯依據牛頓萬有引力定律求得黑洞半徑。拉普拉斯描述的這種天體，是表面的逃逸速度大於光速的天體。任何運動物體如果小於此速度，最多只能繞星體旋轉而不能到遠方去，如果表面逃逸速度大於光速，那麼光線就不能傳到遠方去，遠方得不到它的光線，它就成了完全黑暗的天體。儘管「黑洞」（black hole）一詞是在1968年由美國天體物理學家約翰·惠勒提出來，但拉普拉斯描述的正是黑洞這種天體。

廣義相對論

1915年12月，在愛因斯坦發表廣義相對論1個月後，德國天文學家卡爾·史瓦西即得到愛因斯坦場方程式的精確解，能夠對於點質量與球形質量所產生的重力場給出描述，這包括史瓦西度規和史瓦西半徑等等概念，該精確解算出，如果某天體全部質量都壓縮到很小的「重力半徑」範圍之內，所有物質、能量（包括光線）都被重力囚禁在內，從外界看，這天體就是絕對黑暗的存在，也就是黑洞。
1934年，德國天文學家沃爾特·巴德和瑞士天文學家弗里茨·茲威基指出，當一個衰老的大質量恆星核無法再通過熱核反應產生能量時，它有可能會通過重力塌縮的過程塌縮為一個中子星或黑洞。1939年，美國物理學者歐本海默計算出，一顆質量超過太陽質量3倍（歐本海默極限）而又沒有任何熱核反應的「冷恆星」，一定會在自身重力的作用下坍縮成為黑洞，也就是說該恆星已經成為死亡遺骸。1974年，霍金提出黑洞蒸發的概念，認為在黑洞周圍，在虛粒子產生的相對瞬間，會出現四種可能性：直接湮滅、雙雙落入黑洞、正粒子落入黑洞而負粒子逃脫、負粒子落入黑洞而正粒子逃脫，而且最後一種可能性最低。霍金據此進一步提出了微型黑洞（也稱為原初黑洞）的概念。
現代物理中的黑洞理論建立在廣義相對論的基礎上。由於黑洞中的光無法逃逸，所以我們無法直接觀測到黑洞。然而，可以通過測量它對周圍天體的作用和影響來間接觀測或推測到它的存在。比如說，在黑洞吸入恆星時，其周圍會形成吸積氣盤，盤中氣體劇烈摩擦，強烈發熱，而發出X射線。藉由對這類X射線的觀測，可以間接發現黑洞並對之進行研究。
2015年，霍金針對黑洞資訊悖論提出新解，指出黑洞有出口，就算掉進去也出得來。他在瑞典皇家理工學院於瑞典首都斯德哥爾摩舉辦的會議上，對黑洞能否吞噬任何物體發表了看法。他認為黑洞無法吞噬和消滅物理訊息，這和愛因斯坦相對論中提出的觀點相反，霍金理論認定黑洞在旋轉就有可能通往另一個宇宙，但是你會無法回到我們的宇宙，所以嚴格來說掉入黑洞有可能全身而退，只是永遠從本宇宙消失。訊息在黑洞內是以全像影像的方式儲存的，且非儲存在黑洞內部，而是儲存在黑洞的邊界，也就是所謂的事件視界。英國南安普敦大學理論物理學家瑪莉凱·泰勒（Marika Taylor）則表示霍金論點可以成為一家之言，但沒有製造實驗的方法之前，黑洞資訊悖論的爭議還將持續。

探測黑洞合併的重力波

2015年9月14日，LIGO重力波天文台首次成功地對重力波進行了直接觀測。這一訊號與兩個黑洞合併產生的重力波的理論預測相符:一個黑洞約有36個太陽質量，另一個黑洞約有29個太陽質量。這一觀測結果為黑洞的存在提供了迄今為止最具體的證據。例如，重力波訊號表明，兩個物體在合併前的分離距離只有350公里(大約是推測質量所對應的史瓦西半徑的4倍)。因此，這些物體一定非常緊緻，留下黑洞是最合理的解釋。
更重要的是，合併後衰盪(Ringdown)的開始也被LIGO觀測到，即新形成的緊緻物體安定至靜止狀態時產生的訊號。可以說，衰盪是觀測黑洞最直接的方法。從LIGO訊號中可以提取出衰盪主導模式的頻率和衰減時間。從這些結果可以推斷出最終物體的質量和角動量，這與黑洞合併的數值模擬所得到的獨立預測相吻合。由於光子球的幾何形狀，決定主導模式的頻率和衰減時間。因此，對這種模式的觀察證實了光子球的存在，但它不能排除黑洞以外，有其他足夠緊密以致於產生光子球的奇異替代品。
該觀測也為恆星質量黑洞雙星的存在提供了第一個觀測證據。此外，這是第一次觀測到重達25倍或更多太陽質量的恆星質量黑洞。
2016年6月15日，宣布第二次探測到來自黑洞碰撞的重力波事件，以及其他重力波事件也被觀測到。

黑洞相片

2019年4月10日，事件視界望遠鏡專案的科學家發表了對M87星系中心黑洞進行觀測得到的影像，這是人類首次對黑洞進行直接觀測。同時首次被拍攝到相片的黑洞取名為Powehi，它是夏威夷語詞彙，意指「無窮創造的深美源頭」。

黑洞形成

恆星有生命週期，並通過不斷的核融合維持其能量以抵抗自身造成的重力，一顆恆星從氫元素開始其聚變歷程，逐步產生其他重元素並且恆星也會逐步膨脹，至於具體聚變到哪一種元素則取決於每個恆星本身，如太陽擁有90億年的氫融合和10億年的氦聚變，質量更大的恆星因具有足夠能量則可以向更進階的核融合發展產生更重的元素，但是即使大質量（相當於太陽質量8倍以上）的恆星，其極限聚變的終點也只能到達鐵元素（質子數26），因鐵並非核融合材料。恆星質量越大壽命越短，若一顆恆星較另一顆恆星質量大三倍，則壽命只有前者的約1/750。恆星演化到末期，由於無法進行更進階的核融合以抵抗重力便會發生嚴重的「塌縮」，塌縮的結果因其質量大小所造成的重力差距而有巨大差異，如太陽最終將成為白矮星，質量較太陽大3倍以上的恆星最終將成為「黑洞」。此極限稱為歐本海默極限。
目前公認的理論認為，黑洞只有三個物理量可以測量到：質量、電荷、角動量。也就是說：對於一個黑洞，一旦這三個物理量確定下來了，這個黑洞的特性也就唯一地確定了，這稱為黑洞的無毛定理，或稱作黑洞的唯一定理。另一方面，黑洞一旦形成，則在黑洞形成之前的其他物理資訊即告遺失，黑洞上不存在如立方體、錐體或其他有凸起的形態，這是黑洞無毛定理的另一種理解方法。

溫度

就輻射譜而言，黑洞與有溫度的物體完全一樣，而黑洞所對應的溫度，則反比於黑洞視界的重力強度。換句話說，黑洞的溫度取決於它的大小。

若黑洞只是太陽的幾倍重，它的溫度大約比絕對零度高出億分之一度，而更大的黑洞溫度則更低。因此這類黑洞所發出的量子輻射，一律會被大爆炸所留下的2.7 K輻射（宇宙背景輻射）完全淹沒。

光子球

光子球是個零厚度的球狀邊界。在此邊界所在位置上，黑洞的重力所造成的重力加速度，剛好使得部份光子以圓形軌道圍著黑洞旋轉。對於非旋轉的黑洞來說，光子球大約是史瓦西半徑的一點五倍。這個軌道不是穩定的，隨時會因為黑洞的成長而變動。
黑洞外圍假想表面是包覆著的光子球層，如果光線與光子球層以切線方式擦身而過，那重力便能抓取光子將之沿著光子球層，永遠繞著黑洞旋轉，類似衛星繞地球旋轉一般。
其他的緻密星如中子星、夸克星等也可能會有光子球。

動圈

動圈（Ergosphere，又稱Frame Dragging或是Lense Thirring Effect，「蘭斯-蒂林效應圈」），轉動狀態的質量會對其周圍的時空產生拖曳的現象，這種現象稱作參考系拖曳。「旋轉黑洞」才有參動圈，也就是黑洞南北極與赤道在時空效應上有所不同，這會產生一些奇妙的效應來讓我們有機會斷定其實實在在是一顆黑洞的特徵之一。
觀測者可以利用光圈效應及動圈，觀測進入或脫離黑洞的光子的運動，透過間接的手段，例如粒子含量的分布及潘羅斯過程（「旋轉黑洞」的能量拉出過程），來間接了解其重力的分布，透過重力的分布重新建立出其動圈。這種觀測方式，只有雙星以上的系統才能夠進行這樣的觀測。
黑洞周圍由於重力強大的因素，理論預期會發生「時間場異常」現象，這包含了周圍的「參考系拖曳圈」及「事件視界」效應。
此外，由於時間物理學尚未發展，時間意義失效的區域，目前物理學還無能力進行探討。

黑洞合併

黑洞的合併會發射強大的重力波，新的黑洞會因後座力脫離原本在星系核心的位置。如果速度夠快，它甚至有可能脫離星系母體。

原初黑洞

原初黑洞是理論預言的一類黑洞，目前尚無直接證據支援原初黑洞的存在。宇宙大爆炸初期，宇宙早期膨脹之前，某些區域密度非常大，以至於宇宙膨脹後這些區域的密度仍然大到可以形成黑洞，這類黑洞叫做原初黑洞。原初黑洞的質量與密度不均勻處的尺度有關，因此原初黑洞的質量可以小於恆星坍塌生成的黑洞，根據霍金的理論，黑洞質量越小，蒸發越快。質量非常小的原初黑洞可能已經蒸發或即將蒸發，而恆星坍塌形成的黑洞的蒸發時標一般長於宇宙時間。天文學家期待能觀測到某些原初黑洞最終蒸發時發出的高能伽瑪射線。

大爆炸

大爆炸之後最初的一小段時間內有著極高的壓力與溫度。如此情況下，物質密度的簡單波動就可能造成局部區域的密度達到形成黑洞的條件。儘管大多數的高密度區域很快因宇宙的膨脹而散開，但原生的黑洞則會保持穩定直至今日。

生長

黑洞可經由互相併吞來增加質量和大小。

蒸發

根據霍金的理論，黑洞質量越小，蒸發越快。質量非常小的黑洞將會蒸發，而恆星坍塌形成的黑洞的蒸發時標一般長於宇宙時間。

恆星生成

有一種說法:當黑洞吞噬星體，會噴出伽瑪射線，在伽瑪射線的前端會聚集氣體，形成恆星。