meyecekti. Buna karşılık geri dönme girişiminde bulunduğunda, artık bu bölgeden kaçamayacağının farkına varmış bulunacaktı. Bu, adeta "dönüşü olmayan nokta"dır. Bu durum, akıntısı güçlü bir denizde, akıntıdan habersiz bir yüzücünün durumuna benzetilebilir.

Öte yandan olay ufkunun sınırına yaklaşmış bir gözlemci, kara delikten yeterince uzaktaki bir gözlemciye kıyasla, zamanın farklı bir şekilde aktığının farkına varacaktır. Kara delikten uzakta olan gözlemcinin diğerine düzenli aralıklarla (örneğin birer saniye arayla) ışık işaretleri yolladığını varsayalım: Kara deliğe yakın gözlemci bu işaretleri hem daha enerjetik (ışığın kara deliğe düşmek üzere yaklaştıkça “maviye kayma”sı sonucuyla bu ışık işaretlerinin frekansı daha yüksek olacaktır) hem de ardışık işaretlerin aralarındaki zaman aralığı daha kısalmış (birer saniyeden daha az) olarak alacaktır. Yakın gözlemci, uzaktakine oranla zamanın daha hızlı aktığı izleminde olacaktır. Uzaktaki gözlemci de aksine, diğerinde meydana gelen şeylerin gitgide daha yavaş seyrettiğini görecek, zamanın daha yavaş aktığı izleniminde olacaktır.

Uzaktaki bir gözlemcinin bir nesnenin kara deliğe doğru düşüşünü gözlemesi halinde, gözlemciye göre "çekimsel kızıla kayma" ve "zamanın genleşmesi" etkileri birleşecektir: Nesneden çıkan işaretler gitgide kızıl, gitgide sönük (uzak gözlemciye varmadan önce gitgide artan enerji kaybıyla çıkarılan ışık) ve gitgide aralıklı olacaktır. Yani pratikte, gözlemciye varan ışık fotonlarının sayısı, gitgide hızla azalacaktır ve nesnenin kara deliğe gömülüp görünmez olmasının ardından tükenecektir. Nesnenin henüz olay ufku sınırında hareketsiz durduğunu gören uzaktaki gözlemcinin onun düşmesini engellemek üzere olay ufkuna yaklaşması boşuna olacaktır. 

Kara deliğin "tekilliği"ne yaklaşan bir gözlemciyi etkilemeye başlayan etkilere “gelgit etkileri” denir. Bu etkiler kütleçekim alanının homojen olmayan bir yapıya sahip olması nedeniyle nesnenin biçimsizleşmesine (doğal biçimini kaybetmesine) yol açarlar. Bu “gelgit etkileri bölgesi” dev kara deliklerde tümüyle olay ufkunda yer alır; fakat özellikle "yıldızsal kara delik"lerde olay ufkunun sınırını da aşarak etkide bulunur. Dolayısıyla yıldızsal kara deliğe yaklaşan bir astronot daha olay ufkuna geçmeden parçalanacakken, dev kara deliğe yaklaşan bir astronot, daha sonra “gelgit etkileri” ile yok edilecek olmakla birlikte, olay ufkuna bir güçlükle karşılaşmadan giriş yapacaktır.

Bir kara deliğin merkezinde kütleçekim alanının ve uzay bükülmelerinin ("eğim") sonsuz hale geldikleri bir bölge yer alır. Bu bölge "çekimsel tekillik" olarak adlandırılır. Bu bölge, genel görelilik kuramı uzay-zaman eğiminin sonsuz olduğu bölgeleri tanımlayamadığı için, genel görelilik kuramı çerçevesinde pek iyi tanımlanamamıştır.
Zaten genel görelilik kuramı, kuantum kaynaklı kütleçekim etkilerini genel olarak göz önünde bulunduran bir kuram değildir.
Uzay-zaman eğimi, sonsuza doğru eğrildiğinde, zorunlu olarak kuantum tabiatlı etkilere tâbi olmaktadır. Sonuç olarak, kütleçekimsel tekillikleri doğru bir biçimde tanımlayabilecek durumdaki tek kuram, tüm kuantum etkilerini göz önünde bulunduran bir kütleçekim kuramı olabilir.

Dolayısıyla halihazırda kütleçekimsel tekilliğin tanımı yapılamamış durumdadır. Bununla birlikte, şu biliniyor ki, nasıl kara deliğe girip içine yerleşmiş madde dışarı çıkamıyorsa, kütleçekimsel tekillik de kara deliğin içine yerleştikçe kara deliğin dışını etkileyememektedir. Kütleçekimsel tekillikler onları tanımlamakta aciz kalışımızdan dolayı gizemlerini korumayı sürdürseler de ve genel görelilik kuramı tüm kütleçekimsel fenomenleri tanımlamada yeterli olmasa da, bütün bunlar, kara deliğin bizim tarafımızda bulunan olay ufkundan hareketle onları tanımlamamıza bir engel oluşturmamaktadır.

Kara deliklerin var olma olasılığı yalnızca genel görelilik kuramına ait bir sonuç değildir; kütleçekimi konu alan hemen hemen tüm diğer gerçekçi fizik kuramları da onların varlığını muhtemel görmektedir. Diğer kütleçekim kuramları gibi genel görelilik kuramı da kara deliklerin varlığını öngörmekle kalmayıp, onların uzayın bir bölgesinde sıkışmış maddeden oluşmuş olacağını öngörmektedir. Örneğin Güneş’imiz yarıçapı yaklaşık üç kilometre olan bir küre içine (yani ebatlarının dört milyonda biri kadar bir hacme) sıkıştırılmış olsaydı, bir kara delik haline gelirdi. Hatta Güneş’imizi 1cm³(santimetreküp) hacmine sıkıştırabilseydik, bu kez 1cm³'lük bir karadelik yapmış olurduk. Fakat bu durumda sistemimizdeki gezegenlerin yörünge hareketlerinde bir değişiklik olmayacaktı; yani Güneş Sistemi’mizdeki gezegenler bu 1cm³'lük kara deliğin Güneş'inkine eş çekim kuvvetinde, yörüngelerinde dönmeye devam edeceklerdi. Bir başka örnekle, Dünya’mız birkaç santimetre küplük bir hacim içine sıkıştırılmış olsaydı, o da bir kara delik haline gelecekti.

Astrofizikte kara delik bir çekimsel içe çökmenin son aşaması olarak ele alınır. Yıldızların evrim süreçlerinin sonları, sahip oldukları kütleye göre belirlenir. Evrim sürecinin son aşamasına yaklaşmış yıldızlarda, maddenin sıkışması sonunda, kütlelerine göre, iki hal söz konusu olur; bunlar ya ak cüce haline dönüşürler veya sonradan kara deliğe dönüşebilecek nötron yıldızı haline dönüşürler. Ak cüce halinde, ak cüceyi kütleçekime karşı denge halinde tutan elektronların yozlaşma basıncıdır. Nötron yıldızı halinde ise nükleonların yozlaşma basıncı söz konusu değildir, denge halini sağlayan "güçlü etkileşim"dir. Kara delik ak cücelere ilişkin içe çökmeyle oluşamaz; bu çökme sırasında yıldızı oluşturan çok ağır nükleonlar oluşur. Açığa çıkan enerji yıldızı dağıtmaya yeterlidir.

Fakat evrim sürecinde dönüşme eşiğindeki yıldız, belirli bir kritik kütleyi aştığında (kütlesi yeterince büyük olduğunda), eğer kütleçekim gücü basınç etkisini aşabilmeye yetecek derecede büyükse bir kara delik oluşabilir. Bu durumda bilinen hiçbir kuvvet, dengeyi sağlamaya yetmez ve söz konusu cisim tümüyle içe çöker. Pratikte bu, birçok şekilde oluşabilir:

1980’li yıllarda nötron yıldızlarındakinden de daha sıkışmış bir madde halinin varlığı konusunda bir hipotez ortaya atılmıştır. Bu, "tuhaf yıldızlar" da denilen “kuark yıldızları”ndaki sıkışmış madde haliydi. Bu konuda 1990’lı yıllardan itibaren net bulgular elde edilebilmiştir; fakat bu bulgular, yıldız türündeki belirli bir kütlenin, evrimini kara delik halinde içe çökmesiyle tamamlaması konusunda önceden bilinenleri değiştirmemiştir. Değiştirdiği şey yalnızca, kütlenin miktarı konusundaki sınır olmuştur.

2006 yılında, kütlelerine bağlı olarak dört kara delik sınıfı ayırt edilmiştir : Yıldızsal kara delikler, dev kara delikler, orta kara delikler ve ilksel (ya da mikro) kara delikler.

Yıldızsal kara delikler birkaç güneş kütlesi kadar bir kütleye sahiptirler. Ölmekte olan bir yıldız, eğer Güneş’imizin üç mislinden daha ağırsa, nötron yıldızı düzeyinde kalamaz, çekirdeğindeki tepkime ve yoğunluk artması devam eder ve "kara delik" haline gelir. Yıldızsal kara delik büyük (başlangıç olarak yaklaşık 10 güneş kütlesi kadar kütleli veya daha fazla kütleli) bir yıldızın kalıntısının (artık maddesinin) çekimsel içe çökmesinin ardından doğarlar. Yıldızın kalbinde termonükleer tepkimelerle yanma tamamlandığı zaman, yakıt kalmadığı için, bir süpernova oluşur. Bu süpernova da ardında hızla içe çökecek bir öz kısım bırakabilir.

1939’da Robert Oppenheimer, bu öz kısmın belirli bir sınırdan daha yüksek bir kütleye sahip olması durumunda kütleçekim gücünün kendisini kesinlikle tüm diğer güçlerin üzerine taşıyacağını ve bir kara delik oluşacağını ortaya koymuştur.

Bir kara delik oluşturmak üzere içe çöküş “kütleçekim dalgaları” yaymaya elverişli bir durumdur ki, bu dalgaların yakın bir gelecekte Cascina’daki (İtalya) Virgo veya Amerikan LIGO “girişim aracı” gibi bazı dedektör aygıtlarıyla saptanabileceği sanılmaktadır. Yıldızsal kara delikler günümüzde "X çift yıldızları"nda ve "mikrokuasar"larda gözlemlenmektedir ve bazı “aktif galaksi çekirdekleri”nde “akış”ların (Fr.jet) oluşmasına neden olurlar.

Dev kara delikler birkaç milyon ile birkaç milyar güneş kütlesi arasında değişen bir kütleye sahiptir. Galaksilerin merkezinde bulunurlar ve varlıkları bazen “akış”ların ve X ışınımının oluşmasına yol açar. Bu yüzden bu galaksi çekirdekleri, yıldızların üst üste yer almasından oluşan normal parlaklığa kıyasla daha parlak hale gelirler ve “aktif galaksi çekirdekleri” adını alırlar. Galaksimiz Samanyolu da böyle bir kara delik içerir ve bu kara deliğe yakın yıldızların son derece hızlı hareket ettiklerinin gözlemlenmesi bu bulguyu doğrular. 

Örneğin bu yıldızlardan biri olan S2 adlı yıldızın gözlemlenemeyen karanlık bir nesnenin çevresinde en az 11 yıllık bir dolanım hareketinde bulunduğu gözlemlenmiştir. Bu yıldızın eliptik yörüngesi söz konusu karanlık cisimden 20 astronomik birim uzaklığındadır ve karanlık cisim sınırlı hacmine karşın 2,3 milyon güneş kütlesi kadar bir kütleye sahiptir. Kara delikten başka, sınırlı hacmine karşın böyle yoğun madde içeren bir cisim örneğine şimdiye dek rastlanmamıştır. 

Chandra teleskopu ile NGC 6240 galaksisi üzerinde yapılan gözlemler de bu galaksinin merkezinde birbirleri çevresinde dönen iki dev kara deliğin gözlemlenmesini sağlanmıştır. Böyle devlerin oluşumu hakkındaki tartışmalar halen sürmektedir, kimilerine göre de kozmosun başlangıcında çok hızlı bir şekilde oluşmuşlardır. 

Orta kara delikler yakın zamanlarda keşfedilmiş olup, kütleleri 100 güneş kütlesi ile 10.000 güneş kütlesi aralığında değişir. 1970’li yıllarda orta kütleli kara deliklerin küresel yıldız kümelerinde oluştuğu hipotezi ortaya atılmış, fakat bu hipotezi destekleyecek hiçbir gözlem elde edilememişti. 2000’li yılların gözlemleri parlaklık-ötesi veya “ aşırı parlak X ışını kaynakları”nın varlığını ortaya koydu. Bu kaynaklar hiç de dev kara deliklerin bulunduğu galaksi çekirdeklerine bağlı görünmüyorladı. Ayrıca gözlemlenen X ışınları miktarı, “Eddington limiti”ne (yıldızsal kara delik için maksimum limit) eşit bir oranla madde katılımı göz önünde bulunduruldu