黑洞是由临界值以上的大质量恒星“死亡”后形成的一种特殊天体，根据理论，如果一颗恒星的核心质量大于等于3.2倍太阳质量时，那么再也没有什么能量（斥力）可以抵抗自身的引力了，引力使恒星开始向中心无限的坍缩，而后便形成了“黑洞”，黑洞的中心将趋向于一个奇点。
目前关于黑洞的形成机制，主要涉及到广义相对论、引力坍缩、奥本海默极限、史瓦西半径、奇点、量子引力等一系列理论。本文将简述其中一些理论。
艺术家笔下的黑洞。图：ESO/L. Calçada
鉴于黑洞的奇特特性，长期以来人们一直怀疑这类物体是否真的存在于自然界中，或者它们仅仅只是存在于爱因斯坦方程的病理性解决方案中。爱因斯坦自己也曾错误地认为黑洞是不会形成的，因为他认为坍缩粒子的角动量会使它们在某个半径以内稳定运动。从而导致广义相对论界多年来否定了所有相反的结果。然而，有少数支持相对论者仍然认为黑洞是一种天然便可形成的物理天体，到20世纪60年代末，他们已经说服了该领域的大多数研究人员，对于（黑洞）事件视界的形成是没有任何障碍的。
彭罗斯证明，一旦事件视界形成，没有量子力学的广义相对论就要求在其中必须形成一个奇点。不久之后，霍金指出，许多描述大爆炸的宇宙学解释在没有标量场或其他奇异电子的情况下是具有奇点的（参见彭罗斯-霍金奇点定理）。克尔解、无毛定理和黑洞热力学定律都表明，黑洞的物理性质简单易懂，从而使它们可以成为值得研究的课题。经典的黑洞是由恒星等大质量物体的引力坍缩形成的，但在理论上也可以通过其他过程形成。
大麦哲伦云面前的黑洞（中心）的模拟视图。请注意引力透镜效应，从而产生两个放大，以星云最高处扭曲的视野。银河系星盘出现在顶部，扭曲成一个弧形。图：Alain r
当物体的内部压力不足以平衡物体自身的引力时，就会发生引力坍缩。对于恒星来说，这通常要么是因为恒星剩下的“燃料”太少，无法通过恒星的核合成（聚变）来维持其温度，要么是因为本来稳定的恒星以不提高其核心温度的方式来接收额外的物质。无论哪种情况，恒星的温度都不再高到足以防止它在自身引力下坍缩。但坍缩可以被恒星组成部分的简并压力阻止，因而允许物质凝结成异乎寻常的致密状态。其结果是形成各种类型的致密星。哪种类型的致密星取决于外层被吹走后留下的原始恒星残骸的质量。这样的爆炸和脉动（冲击波）会导致行星状星云的形成。这个质量可以大大低于原始恒星。例如超过5倍太阳质量的残留物是由坍缩前超过20倍太阳质量的原始恒星产生的。
如果残留物的质量超过大约3-4倍太阳质量（托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限），或原始恒星非常重（大质量），又或者残留物通过物质吸积收集了额外的质量，甚至是中子的简并压力也不足以阻止坍缩。没有已知的机制（除了可能的夸克简并压力，见夸克星）足以阻止内爆（向心压挤），物体将不可避免地坍缩而形成黑洞。
大质量恒星的引力坍缩被认为其中的恒星质量是形成黑洞的原因。在早期宇宙中，可能会形成非常巨大的大质量恒星，一旦坍塌，就会产生高达1000倍太阳质量的超大质量黑洞。这些黑洞可能就是今天我们看见的在大多数星系中心发现的超大质量黑洞的种子。有人进一步提出，具有10万倍太阳质量的典型超大质量黑洞可能是由宇宙早期中一些年轻气体云直接坍缩形成的。在早期宇宙的观察中发现了一些这类物体的候选者。
虽然在引力坍缩期间释放的大部分能量都非常快地释放出来了，但是外部观察者实际上并没有看到这个过程的结束。即使从堕落物质的参考系中坍缩也需要一些有限的时间，但由于引力时间膨胀，远处的观察者也会看到坠落物质缓慢地停在事件视界之上。来自坍缩物质的光到达观察者所花的时间也就越来越长，在事件视界形成之前发出的光延迟了无限的时间。因此，外部观察者从未看到事件视界的形成；相反，坍缩的物质似乎变得更暗，并逐渐红移，最终消失。
引力坍缩需要很大的密度。在宇宙的当前时代，这些高密度只在恒星中被发现，在大爆炸后不久的早期宇宙密度较大，可能允许产生黑洞。但仅靠高密度是不足以形成黑洞的，因为均匀的质量分布是不允许质量聚集的。为了让原始黑洞在这样稠密的介质中形成，必须有一个初始的密度扰动，这些扰动可以在它们自己的引力下生长。早期宇宙的不同模型在预测这些波动的尺度上有很大的不同。各种模型预测了原始黑洞的产生，但其质量大小从普朗克质量到数十万个太阳质量。
尽管早期宇宙的密度非常之高，比通常形成黑洞所需的密度还要大得多，但在大爆炸期间，它并没有坍缩成黑洞。对于恒星等相对恒定大小的物体的引力坍缩模型不一定同样适用于大爆炸等快速膨胀的空间。
质量达太阳10倍的黑洞之计算机模拟图，图: Ute Kraus
彭罗斯-霍金奇点定理（英语：Penrose－Hawking singularity theorems）：是关于广义相对论中何时产生引力奇点的问题的一些研究结果。
爱因斯坦场方程解的奇点是指下面两个问题：
1.物质被压缩到一个点上的情形（类空奇点）
2.光线从无限的的曲率处发出的情形（类时奇点）
类空奇点是无旋-无荷黑洞的特性之一， 而类时奇点则会出现在带荷黑洞或是旋转黑洞的精确解中，两类奇点都有如下性质:
测地不完备性: 光子路径或是粒子路径不可以超出特定的固有时或仿射参数(仿射参数可以看做是固有时的一个类比).
克尔解（克尔度规(Kerr metric)或克尔真空(Kerr vacuum)）：广义相对论的精确解。描述的一旋转、球对称之质量庞大物体（例如黑洞）周遭真空区域的时空几何。
无毛定理（No Hair Theorem）：黑洞不存在如立方体、椎体或其他有凸起的形态。
黑洞热力学定理：
黑洞热力学第零定律：定态黑洞在整个视界表面具有相同的表面引力
黑洞热力学第一定律：δM=(κ/8∏G)δA+ΩHδJ
黑洞热力学第二定律：孤立黑洞视界的表面积永不减少：δA≧0
黑洞热力学第三定律：黑洞的表面引力不可能为零（否定了裸奇点的存在）
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