每当亲戚朋友了解到我是研究黑洞的时候，第一个问题往往是：“黑洞真的存在吗？”答案是肯定的。爱因斯坦在评论“场”的存在的时候曾经说:“在一个现代的物理学家看来，电磁场正和他所坐的椅子一样地实在。”对于天文学家而言，黑洞也是如此。黑洞在很多天文学领域中都处于中心地位。它不仅仅为基本物理理论提供了最佳实验场，也是人们了解星系和宇宙演化历史的核心手段。黑洞是爱因斯坦广义相对论的必然产物。
但是它的概念理解起来并不复杂。假设你站在一个星球表面，那么你需要一定的速度（“逃逸速度”）才能脱离这个星球的引力。星球质量越大，半径越小，所需要的逃逸速度就越高。那么会不会存在这样一种星球，其引力强大到连速度最快的光都无法逃出？早在18世纪，也就是广义相对论诞生一百多年前，就有像约翰·米歇尔和拉普拉斯这样的前辈思考过这个问题。
1915年爱因斯坦的广义相对论发表后，很快就有卡尔·史瓦西给出了第一个解析解，代表了一个球对称分布，而且非旋转的质量周围的时空几何，后来被称为史瓦西度规。史瓦西度规的一个最重要特征就是史瓦西半径：Rs = 2GM/c2, 其中G是万有引力常数，M是天体的质量，c是光速。如果这么大质量的天体被压缩在史瓦西半径以内，那么就没有任何物质，包括光，可以逃脱其引力影响。
这个半径代表了非旋转的黑洞的边界，术语叫做视界(event horizon)，是黑洞最重要的概念。当然，可以想象这个半径是很小的。太阳的史瓦西半径只有大约3公里，而我们知道太阳本身半径有将近70万公里。也就是说，要想把太阳变成黑洞，需要将它的半径压缩到现在的23万分之一。在这之后的四十多年里，黑洞一直是被认为是一种数学的产物，很漂亮却只存在于理论中。
直到20世纪60年代，人们才真正开始考虑在宇宙中寻找黑洞。而促成这一转变的有两个方面。第一方面来自理论本身的发展。1963年罗伊·克尔找到了爱因斯坦场方程的第二个解析解，代表了有自旋的黑洞的时空几何。两年之后，伊斯拉·纽曼又加上了带电荷的情况。后来经过霍金等人的努力，黑洞无毛定理被证明。
这个定理是说对于任何黑洞，仅用质量、角动量和电荷这三个参数就可以完全描述，而形成黑洞的物质的各种复杂性质在掉入黑洞之后就完全消失。黑洞其实是宇宙中最简单的物体。这样人们就有了完备的理论武器来研究黑洞。第二方面的原因来自新的观测结果，尤其是中子星的发现。
二十世纪天文学最重要的成果之一就是人们充分理解了恒星的结构和演化，对于任何恒星（主序星），只要知道其光谱型就可以知道它有多重，内部什么结构，可以发光发热多少年，老去又会变成什么。恒星靠内部的热核反应来抵抗自身的引力。当热核反应原料用尽，恒星的生命也就走到了尽头。它自己会坍缩成致密天体。中小质量恒星（包括太阳）的归宿都是主要由碳氧组成的白矮星。而白矮星的质量有一个上限，是太阳质量的1.4倍。
这个上限就是大名鼎鼎的钱德拉塞卡极限。钱德拉塞卡的研究表明当白矮星的质量超过这个上限的时候，电子简并压将无法继续对抗引力，致密天体会进一步坍缩成为全部由中子组成的中子星。他的这个结果虽然后来被证明是正确的，但在当时遭到了名望甚高的爱丁顿爵士的激烈反对，给他的职业生涯蒙上了巨大的阴影，直到五十多年之后的1983年他才因这项研究获得诺贝尔物理学奖。这也是科学史上的一个著名事件。