黑洞是由臨界值以上的大質量恆星「死亡」後形成的一種特殊天體，根據理論，如果一顆恆星的核心質量大於等於3.2倍太陽質量時，那麼再也沒有什麼能量（斥力）可以抵抗自身的引力了，引力使恆星開始向中心無限的坍縮，而後便形成了「黑洞」，黑洞的中心將趨向於一個奇點。
目前關於黑洞的形成機制，主要涉及到廣義相對論、引力坍縮、奧本海默極限、史瓦西半徑、奇點、量子引力等一系列理論。本文將簡述其中一些理論。
藝術家筆下的黑洞。圖：ESO/L. Calada
形成和演變
鑑於黑洞的奇特特性，長期以來人們一直懷疑這類物體是否真的存在於自然界中，或者它們僅僅只是存在於愛因斯坦方程的病理性解決方案中。愛因斯坦自己也曾錯誤地認為黑洞是不會形成的，因為他認為坍縮粒子的角動量會使它們在某個半徑以內穩定運動。從而導致廣義相對論界多年來否定了所有相反的結果。然而，有少數支持相對論者仍然認為黑洞是一種天然便可形成的物理天體，到20世紀60年代末，他們已經說服了該領域的大多數研究人員，對於（黑洞）事件視界的形成是沒有任何障礙的。
彭羅斯證明，一旦事件視界形成，沒有量子力學的廣義相對論就要求在其中必須形成一個奇點。不久之後，霍金指出，許多描述大爆炸的宇宙學解釋在沒有標量場或其他奇異電子的情況下是具有奇點的（參見彭羅斯-霍金奇點定理）。克爾解、無毛定理和黑洞熱力學定律都表明，黑洞的物理性質簡單易懂，從而使它們可以成為值得研究的課題。經典的黑洞是由恆星等大質量物體的引力坍縮形成的，但在理論上也可以通過其他過程形成。
大麥哲倫雲面前的黑洞（中心）的模擬視圖。請注意引力透鏡效應，從而產生兩個放大，以星雲最高處扭曲的視野。銀河系星盤出現在頂部，扭曲成一個弧形。圖：Alain r
引力坍縮
當物體的內部壓力不足以平衡物體自身的引力時，就會發生引力坍縮。對於恆星來說，這通常要麼是因為恆星剩下的「燃料」太少，無法通過恆星的核合成（聚變）來維持其溫度，要麼是因為本來穩定的恆星以不提高其核心溫度的方式來接收額外的物質。無論哪種情況，恆星的溫度都不再高到足以防止它在自身引力下坍縮。但坍縮可以被恆星組成部分的簡併壓力阻止，因而允許物質凝結成異乎尋常的緻密狀態。其結果是形成各種類型的緻密星。哪種類型的緻密星取決於外層被吹走後留下的原始恆星殘骸的質量。這樣的爆炸和脈動（衝擊波）會導致行星狀星雲的形成。這個質量可以大大低於原始恆星。例如超過5倍太陽質量的殘留物是由坍縮前超過20倍太陽質量的原始恆星產生的。
如果殘留物的質量超過大約3-4倍太陽質量（託爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限），或原始恆星非常重（大質量），又或者殘留物通過物質吸積收集了額外的質量，甚至是中子的簡併壓力也不足以阻止坍縮。沒有已知的機制（除了可能的夸克簡併壓力，見夸克星）足以阻止內爆（向心壓擠），物體將不可避免地坍縮而形成黑洞。
大質量恆星的引力坍縮被認為其中的恆星質量是形成黑洞的原因。在早期宇宙中，可能會形成非常巨大的大質量恆星，一旦坍塌，就會產生高達1000倍太陽質量的超大質量黑洞。這些黑洞可能就是今天我們看見的在大多數星系中心發現的超大質量黑洞的種子。有人進一步提出，具有10萬倍太陽質量的典型超大質量黑洞可能是由宇宙早期中一些年輕氣體雲直接坍縮形成的。在早期宇宙的觀察中發現了一些這類物體的候選者。
雖然在引力坍縮期間釋放的大部分能量都非常快地釋放出來了，但是外部觀察者實際上並沒有看到這個過程的結束。即使從墮落物質的參考系中坍縮也需要一些有限的時間，但由於引力時間膨脹，遠處的觀察者也會看到墜落物質緩慢地停在事件視界之上。來自坍縮物質的光到達觀察者所花的時間也就越來越長，在事件視界形成之前發出的光延遲了無限的時間。因此，外部觀察者從未看到事件視界的形成；相反，坍縮的物質似乎變得更暗，並逐漸紅移，最終消失。
原始黑洞和大爆炸
引力坍縮需要很大的密度。在宇宙的當前時代，這些高密度只在恆星中被發現，在大爆炸後不久的早期宇宙密度較大，可能允許產生黑洞。但僅靠高密度是不足以形成黑洞的，因為均勻的質量分布是不允許質量聚集的。為了讓原始黑洞在這樣稠密的介質中形成，必須有一個初始的密度擾動，這些擾動可以在它們自己的引力下生長。早期宇宙的不同模型在預測這些波動的尺度上有很大的不同。各種模型預測了原始黑洞的產生，但其質量大小從普朗克質量到數十萬個太陽質量。
儘管早期宇宙的密度非常之高，比通常形成黑洞所需的密度還要大得多，但在大爆炸期間，它並沒有坍縮成黑洞。對於恆星等相對恆定大小的物體的引力坍縮模型不一定同樣適用於大爆炸等快速膨脹的空間。
質量達太陽10倍的黑洞之計算機模擬圖，圖: Ute Kraus
彭羅斯-霍金奇點定理（英語：Penrose－Hawking singularity theorems）：是關於廣義相對論中何時產生引力奇點的問題的一些研究結果。
愛因斯坦場方程解的奇點是指下面兩個問題：
1.物質被壓縮到一個點上的情形（類空奇點）
2.光線從無限的的曲率處發出的情形（類時奇點）
類空奇點是無旋-無荷黑洞的特性之一， 而類時奇點則會出現在帶荷黑洞或是旋轉黑洞的精確解中，兩類奇點都有如下性質:
測地不完備性: 光子路徑或是粒子路徑不可以超出特定的固有時或仿射參數(仿射參數可以看做是固有時的一個類比).
克爾解（克爾度規(Kerr metric)或克爾真空(Kerr vacuum)）：廣義相對論的精確解。描述的一旋轉、球對稱之質量龐大物體（例如黑洞）周遭真空區域的時空幾何。
無毛定理（No Hair Theorem）：黑洞不存在如立方體、椎體或其他有凸起的形態。
黑洞熱力學定理：
黑洞熱力學第零定律：定態黑洞在整個視界表面具有相同的表面引力
黑洞熱力學第一定律：δM=(κ/8∏G)δA+ΩHδJ
黑洞熱力學第二定律：孤立黑洞視界的表面積永不減少：δA≧0
黑洞熱力學第三定律：黑洞的表面引力不可能為零（否定了裸奇點的存在）
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