kleri karşı konulamaz bir kozmik “aspiratör” olarak düşünmemek gerekir. Örneğin Güneş’in yerinde onunla aynı kütleye sahip bir kara delik bulunsaydı, Güneş Sistemi’ndeki gezegenlerin yörüngelerinde herhangi bir değişim olmayacaktı.

Birçok kara delik türü mevcuttur. Bir yıldızın çekimsel içe (kendi üzerine) çökmesiyle oluşan kara delik türüne "yıldızsal kara delik" denir. Bu kara delikler galaksilerin merkezinde bulundukları takdirde birkaç milyarlık “güneş kütlesi”ne kadar çıkabilen devasa bir kütleye sahip olabilirler ve bu durumda “dev kara delik” (veya galaktik kara delik) adını alırlar. Kütle bakımından kara deliklerin iki uç noktasını oluşturan bu iki tür arasında bir de, kütlesi birkaç bin "güneş kütlesi" olan üçüncü bir türün bulunduğu düşünülür ve bu türe “orta kara delik”ler denilir. En düşük kütleli kara deliklerin ise kozmos tarihinin başlangıcındaki Büyük Patlama’da oluştukları düşünülür ve bunlara da "ilksel kara delik" adı verilir. Bununla birlikte ilksel kara deliklerin varlığı halihazırda doğrulanmış değildir.
Bir kara deliği doğrudan gözlemlemek imkânsızdır. Bilindiği gibi bir nesnenin görülebilmesi için, kendisinden ışık çıkması veya kendisine gelen ışığı yansıtması gerekir; oysa kara delikler çok yakınından geçen ışıkları bile yutmaktadırlar. Bununla birlikte varlığı, çevresi üzerindeki çekim icraatinden, özellikle mikrokuasarlarda ve aktif galaksi çekirdeklerinde kara delik üzerine düşen yakınlardaki maddenin son derece ısınmış olmasından ve güçlü bir şekilde X ışını yaymasından anlaşılmaktadır. Böylece, gözlemler dev veya ufak boyutlardaki bu tür cisimlerin varlığını ortaya koymaktadır. Bu gözlemlerin kapsadığı ve genel görelilik kuramına uyan cisimler yalnızca kara deliklerdir.

Kara delik kavramı ilk olarak 18. yüzyıl sonunda, Newton'un evrensel çekim kanunu kapsamında doğmuştur denebilir. Fakat o dönemde mesele yalnızca “kaçış hızı” ışık hızından daha büyük olmasını sağlayacak derecede kütleli cisimlerin var olup olmadığını bilmekti. Dolayısıyla kara delik kavramı ancak 20. yüzyılın başlarında ve özellikle Albert Einstein'ın genel görelilik kuramının ortaya atılmasıyla fantastik bir kavram olmaktan çıkmıştır. Einstein'ın çalışmalarının yayımlanmasından kısa süre sonra, Karl Schwarzschild tarafından, “Einstein alan denklemleri”nin merkezî bir kara deliğin varlığını içeren bir çözümü yayımlanmıştı. Bununla birlikte kara delikler üzerine ilk temel çalışmalar, varlıkları hakkındaki ilk sağlam belirtilerin gözlemlerini izleyen 1960'lı yıllara dayanır. Kara delik içeren bir cismin ilk gözlemi, 1971'de Uhuru uydusu tarafından yapıldı.Uydu Kuğu takımyıldızının en parlak yıldızı olan Cygnus X-1 çift yıldızında bir X ışınları kaynağı olduğunu saptamıştı. Fakat "kara delik" terimi daha önceden, 1960'lı yıllarda Amerikalı fizikçi Kip Thorne vasıtasıyla ortaya atılmıştı. Bu terimin terminolojiye yerleşmesinden önce ise kara delikler için “Schwarzschild cismi” ve “kapalı yıldız” terimleri kullanıldı.

Kara delik diğer astrofizik cisimleri gibi bir astrofizik cisimdir. Doğrudan gözlemlenmesinin çok güç olmasıyla ve merkezî bölgesinin fizik kuramlarıyla tatminkâr biçimde tanımlanamaz oluşuyla nitelenir. Merkezî bölgesinin tanımlanamayışındaki en önemli etken, merkezinde bir "çekimsel tekilliği" içeriyor olmasıdır. Bu çekimsel tekillik, ancak bir “kuantum çekimi” kuramıyla tanımlanabilir ki, günümüzde böyle bir kuram bulunmamaktadır. Buna karşılık, uygulanan çeşitli dolaylı yöntemler sayesinde, yakın çevresinde hüküm süren fiziksel koşullar ve çevresi üzerindeki etkisi mükemmel biçimde tanımlanabilmektedir.

Öte yandan kara delikler çok az sayıdaki parametrelerle tanımlanmaları bakımından şaşkınlık verici nesnelerdir. Yaşadığımız evrendeki tanımları yalnızca üç parametreye bağlıdır: Kütle, elektriksel yük ve açısal momentum. Kara deliklerin tüm diğer parametreleri (boyu, biçimi vs.) bunlarla belirlenir. Bir kıyaslama yapmak gerekirse, örneğin bir gezegenin tanımlanmasında yüzlerce parametre söz konusudur (kimyasal bileşim,elementlerin farklılaşması, taşınım, atmosfer vs.) Bu yüzden 1967’den beri kara delikler yalnızca bu üç parametreyle tanımlanırlar ki, bunu da 1967’de Werner Israel tarafından ortaya atılan "saçsızlık kuramı"na borçluyuz. Bu, uzun mesafeli temel kuvvetlerinin yalnızca kütleçekim ve elektromanyetizm oluşunu da açıklamaktadır; kara deliklerin ölçülebilir özellikleri yalnızca, bu kuvvetleri tanımlayan parametrelerle, yani kütle, elektriksel yük ve açısal momentumla verilir.

Bir kara deliğin kütle ve elektriksel yükle ilgili özellikleri "klasik" (genel göreliliğin olmadığı) fiziğin uygulanabileceği olağan özelliklerdir: Kara deliğin kütlesine oranla bir "kütleçekim alanı" ve elektriksel yüküne oranla bir elektrik alanı vardır. Buna karşılık açısal momentum etkisi genel görelilik kuramına özgü bir özellik taşır: Kendi ekseni etrafında dönen kimi kozmik cisimler, yakın çevrelerindeki uzayzamanı da “sürüklemek” (eğmek) eğilimindedirler. "Lense-Thirring etkisi" denen bu fenomen şimdilik Güneş Sistemi’mizde gözlemlenmemektedir. Kendi ekseni etrafında “dönen karadelik” türü çevresindeki yakın uzayda bu fenomen inanılmaz ölçülerde gerçekleşmektedir ki, bu alana “güç bölgesi” (ergorégion) veya “güç küresi” adı verilmektedir.

Bir karadeliğin bütün özelliklerini belirleyen üç unsuru vardır: kütlesi, açısal momentumu ve elektriksel yükü. Bir kara deliğin kütlesi her zaman sıfırdan büyüktür. Diğer unsurların sıfır ya da sıfırdan büyük olmasına göre, kara delikleri dört sınıfa ayırmak mümkündür.

Açısal momentum ve elektriksel yükü sıfır olan kara deliklere "Schwarzschild kara deliği" denilir. Bu ad 1916’da bu tür nesnelerin varlığı fikrini Einstein alan denklemlerinin çözümleri olarak ortaya atmış Karl Schwarzschild’a ithafen verilmiştir.

Kara deliğin elektriksel yükü sıfır olmayıp açısal momentumu sıfır olduğu takdirde "Reissner-Nordström kara deliği" türü söz konusu olur. Bilinen hiçbir süreç böyle sürekli bir elektriksel yük içeren sıkışmış bir cisim üretmek olanağı vermediğinden, bu tür kara delikler varsa bile, astrofizikte pek ilgi odağı olmamaktalar. Bu elektriksel yük, karadeliğin çevresinden alacağı zıt elektrik yüklerinin emilmesiyle zamanla dağılabilir. Sonuç olarak, "Reissner-Nordström kara deliği" doğada mevcut olma olasılığı pek bulunmayan teorik bir cisimdir.

Kara deliğin bir açısal momentumu olup (kendi ekseni etrafında dönüyorsa) elektriksel yükü olmadığı takdirde "Kerr kara deliği" türü söz konusu olur. Bu ad, 1963’te bu tür cisimleri tanımlayan formülü bulmuş olan Yeni Zelanda’lı matematikçi Roy Kerr’in adına ithafen verilmiştir. Reissner-Nordström ve Schwarzschild kara delik türlerinin aksine, Kerr kara deliği türü astrofizikçiler için önemli bir ilgi odağı olmuştur; çünkü kara deliklerin oluşum ve evrim örnekleri onların çevrelerindeki maddeyi bir yığılım diski aracılığıyla emme eğiliminde olduklarını ve maddelerin yığılım diskine kara deliğin dönüş yönünde spiral çizerek düştüklerini göstermektedir. Böylece madde, kendisini yutan kara deliğin açısal momentumuyla bir ilişki halinde olmaktadır. Bu durumda, astronominin ilgilenebileceği kara delikler yalnızca Kerr kara delikleridir.

Bununla birlikte, bu kara deliklerin, açısal momentumlarının iyice zayıfladığı hallerde, doğal olarak, Schwarzschild kara deliklerini andırmaları mümkündür.

Dördüncü tür, Kerr kara deliğinin elektriksel yüke sahip olduğu türdür. Buna Kerr-Newman kara deliği türü denir. Bu türe de var olma olasılığı çok zayıf olduğundan pek ilgi gösterilmemektedir.

Kara deliklerin varlığı John Michell ve Pierre-Simon Laplace tarafından, birbirlerinden habersiz olarak, daha 18. yüzyılda gözönünde bulundurulmuştur. O zamanlar düşünülen, "kaçış hızı" ışık hızından daha fazla olabilecek, yani ışığın çekimlerinin etkisinden kaçamayacağı kozmik cisimlerin varlığıydı. Işığın kara delikçe çekilmesi olgusunda, bir güçten ziyade, "Einstein dengelenmesi", "kızıla kayma" veya "çekimsel kızıla kayma" gibi adlarla belirtilen, ışığın (fotonların) çekim alanları etkisiyle maruz kaldığı bir değişim söz konusudur. Çekim alanı etkisiyle oluşan bu dengelenme veya değişimde ışık, bir karadeliğin "potansiyel kuyular"ından çıkmaya çalışırken enerji bütünlüğünü kaybeder. Burada, "evrenin genişlemesi"nden, yani uzak galaksilerde gözlemlenen ve çok derin "potansiyel kuyu"ların olmadığı bir uzay genişlemesinden kaynaklananınkine oranla biraz farklı tabiatta bir kızıllaşma değişimi söz konusudur. Bu özellik de kara deliğin "kara" sıfatına çok uygun gelmektedir, çünkü bir kara delik ışık yayamamaktadır. Bu yüzden "kara delik" cisimlerinin adına "kara" sıfatı eklenmiştir. Bu, ışık için olduğu kadar, madde için de geçerlidir ; çünkü bir kez kara delikçe çekilmeye başladıktan sonra hiçbir partikül o kara delikten kaçamamaktadır. Bu da kara deliğe "delik" adının verilmesini sağlamıştır.

Işık ve maddenin artık kaçamadığı bölgeyi sınırlayan kuşağa “olay ufku” adı verilir. Olay ufku, herhangi bir fiziksel incelemede bulunamadığımız bir uzay parçasıdır. Ne olay ufkundan ötesini bilinen yasalarla açıklama olanağı vardır, ne de orada ne olup bittiğini bilmenin bir yolu vardır. Bir yıldızın olay ufku, yıldızın çökmeden önceki kütlesiyle orantılıdır. Örneğin kütlesi 10 güneş kütlesi olan bir yıldız içe çöküp kara delik haline geldiğinde çapı 60 km. olan bir olay ufkuna sahip olur. Bir kara delik madde yuttukça olay ufkunu genişletir, olay ufku genişledikçe de daha güçlü çekim alanına sahip olur. Kara deliğin olay ufkunda teorik olarak zaman tümüyle durmaktadır. Kimi kara deliklerde iki olay ufku vardır.

Kimileri "olay ufku" terimi yerine kara deliğe pek uygun olmamakla birlikte “kara deliğin yüzeyi” terimini kullanırlar. (Terimin uygun olmamasının nedeni, bir gezegen veya yıldızdaki gibi katı ve gazlardan oluşan bir yüzeyinin olmamasıdır.) Fakat burada birtakım özel nitelikler gösteren bir bölge söz konusu değildir; bir gözlemci kara deliğe ufku aşacak kadar yaklaşmış olabilseydi, kendisine yüzey izlenimi sağlayacak hiçbir özellik veya değişim hissede