它的基本特征是具有一个封闭的视界。视界是黑洞的边界。根据经典黑洞理论，外来的物质和辐射可以进入视界以内，而视界内的任何物质都不能跑到外面。

早在1795年，P.-S.拉普拉斯曾根据I.牛顿引力理论预言存在一种类似于黑洞的天体。他的计算结果是，一个直径比太阳大250倍而密度与地球相当的恒星，其引力场足以捕获它所发出的所有光线而成为暗天体。1939年，J.R.奥本海默（Julius Robert Oppenheimer，1904-4-22～1967-2-18）和H.施耐德（Hartland Snyder，1913～1962）根据广义相对论证明，一个质量足够大的无压的尘埃球体，在自引力作用下，将能坍缩到它的引力半径的范围以内。引力半径，式中为万有引力常数；为光速；为球体的总质量。当物质球坍缩到半径为，这个球体所发射的光线或其他任何粒子，都不能逃到球以外，这就形成黑洞。对晚期致密恒星的研究证明，存在一临界质量。当星体质量，在引力坍缩后，它不可能有任何稳定的平衡态，而只能形成黑洞。现在广泛使用的“黑洞”（black hole）一词是美国天体物理学家J.A.惠勒（John Archibald Wheeler，1911-7-9～2008-4-13）于1968年提出的。

在形成黑洞以前的恒星物质可以有各种不同的属性。但是，一旦形成稳定的黑洞以后，几乎所有属性都不再能被观测到。根据黑洞无毛定理（no-hair theorem），只要用三个参数就可以完全表征黑洞的性质。这三个参数是：质量、角动量和电荷。当时，是球对称的史瓦西黑洞；当时，是轴对称的克尔黑洞；当，，时，称为克尔-纽曼（Kerr-Newman）黑洞。黑洞的一个重要物理参量是它的视界的面积，其值为（在单位系）：

，

式中。1971年，S.霍金证明了黑洞面积A的基本性质是，在黑洞的演化过程（例如，通过与物质相互作用，或黑洞之间的相互作用）中，它的面积总不减少。这称为面积不减定理。它是物质只能进入黑洞而不能跑出黑洞这一特性的定量表述。面积不减定理，类似于热力学中的孤立系熵不减原理。因此，1973年J.贝肯斯坦在此基础上提出黑洞具有熵，正比于黑洞的面积。在这个基础上建立了黑洞热力学。黑洞热力学的一个结论是，黑洞具有一定的温度，其值与黑洞的质量成反比。1974年，霍金证明，如果考虑到黑洞周围空间中的量子涨落，则黑洞的确具有与它的温度相对应的热辐射。计及量子效应后，黑洞不再是完全“黑”的了，它也会发射，甚至出现剧烈的爆发（见黑洞的发射）。

黑洞按其质量大小可分为恒星级黑洞和星系级黑洞（也称为超大质量黑洞）。前者的质量在几倍到几十倍太阳质量之间，后者的质量超过百万倍太阳质量。恒星级黑洞是大质量恒星在生命终结时，经历爆发、内陷和坍缩后留下的，它是恒星晚期演化的一种归宿。而星系级黑洞则存在于很多星系的核心中，包括银河系。微型黑洞是一种原初黑洞，可能形成于宇宙早期。寻找黑洞，是相对论天体物理学的重要课题。完全孤立的黑洞难于观测，因为它们不发射光或任何形式的辐射，只能根据它与其周边物质相互作用时产生的各种效应来预测其存在。最初着重于在X射线双星中搜寻和证认黑洞。第一个被证认为是黑洞的天体是天鹅座X-1。天鹅座X-1是密近双星中的一个星体。它所发射的X射线没有规则的脉冲结构，但却具有极短时标的脉动涨落，脉动时标达几毫秒范围。这种亮度极快的随机振荡与灼热气体从吸积盘进入黑洞时的辐射特征相符。而且，它的质量大约为15倍太阳质量，超过了中子星的临界质量，因此它必定是个黑洞。截至21世纪20年代，在银河系中已发现20多个黑洞X射线双星。另外，观测表明在大型星系的核心通常存在超大质量黑洞。例如，在银河系的核心有质量为4×10⁶太阳质量的超大质量黑洞，在椭圆星系 M87的核心有质量为6.5×10⁹太阳质量的大型黑洞。2019年，通过使用视界望远镜（Event Horizon Telescope），科学家们成功拍摄了5350万光年外的M87星系中心超大质量黑洞阴影的照片（见图）。此外，当一颗恒星或一个气体云足够靠近星系中心超大质量黑洞时，会被黑洞的潮汐力所瓦解并吸积，这一现象被称为潮汐瓦解事件。探测这一暂现的吸积所产生的辐射成为探测星系中心宁静超大质量黑洞的有效手段。

黑洞照片

理论上可能存在质量介于恒星级黑洞和星系级黑洞之间的中等质量质量黑洞。但还缺乏直接的观测证据。另外，根据大爆炸宇宙学，在宇宙早期可能形成一些微型黑洞，一个质量为10¹⁵克的黑洞，其空间尺度只有10^-13厘米左右（相当于原子核的大小）。小黑洞的温度很高，有很强的发射。有一种模型认为，高能天体物理研究所发现的一些高能爆发过程，也许就是由这些小黑洞的发射及其最终的爆发引起的。

黑洞