ブラックホール、非常に強い重力の宇宙体で、そこからは光でさえも、何も逃げることができません。ブラックホールは、巨大な星の死によって形成されます。そのような星が寿命の終わりにその核の内部の熱核燃料を使い果たしたとき、核は不安定になり、重力によってそれ自体の内側に崩壊し、星の外側の層が吹き飛ばされます。四方八方から入ってくる構成物質の圧壊重量は、死にゆく星を、体積がゼロで特異点と呼ばれる無限密度の点に圧縮します。
星：ブラックホール
超新星のコア残骸が約2つの太陽質量を超えると、収縮し続けます。崩壊する星の重力場
。
ブラックホールの構造の詳細は、アルバートアインシュタインの一般相対性理論から計算されます。特異点はブラックホールの中心を構成し、オブジェクトの「表面」、つまりイベントホライズンによって隠されます。事象の地平線の内側では、脱出速度（つまり、物質が宇宙物体の重力場から脱出するのに必要な速度）が光の速度を超えているため、光線さえも宇宙に脱出できません。事象の地平線の半径は、1916年に放射線を放出しない崩壊した恒星本体の存在を予測したドイツの天文学者カールシュヴァルツシルトにちなんで、シュヴァルツシルト半径と呼ばれています。シュヴァルツシルト半径のサイズは、崩壊する星の質量に比例します。太陽の10倍の質量のブラックホールの場合、半径は30 km（18.6マイル）になります。
最も重い星、つまり3つ以上の太陽の質量のある星だけが、寿命の終わりにブラックホールになります。質量の少ない星は、白色矮星または中性子星のいずれかである、より圧縮されていない物体に進化します。
ブラックホールは通常、サイズが小さいことと、光を放出しないことから、直接観察することはできません。しかし、それらは、近くの物質に対するそれらの巨大な重力場の影響によって「観察される」ことができます。たとえば、ブラックホールが連星系のメンバーである場合、そのコンパニオンからブラックホールに流れ込む物質は激しく加熱され、大量のX線を放射してからブラックホールの地平線に入り、永久に消えます。バイナリX線システムCygnus X-1の構成星の1つはブラックホールです。1971年にシグナス座で発見されたこの連星は、青い超巨星と、5.6日間で互いに公転する太陽の質量の14.8倍の目に見えない仲間で構成されています。
一部のブラックホールには明らかに非恒星の起源があります。さまざまな天文学者が、大量の星間ガスが集まり、クエーサーや銀河の中心にある超巨大ブラックホールに崩壊するのではないかと推測しています。ブラックホールに急速に落下するガスの質量は、核融合によって同量の質量から放出されるエネルギーの100倍以上のエネルギーを放出すると推定されています。したがって、重力の下で数百万または数十億の星間ガスの太陽質量が大きなブラックホールに崩壊すると、クエーサーと特定の銀河系の膨大なエネルギー出力が説明されます。
そのような超巨大ブラックホールの一つである射手座A *は、天の川銀河の中心に存在しています。射手座A *の位置を周回する星の観測は、4,154,000太陽に相当する質量のブラックホールの存在を示しています。超巨大ブラックホールは他の銀河でも検出されています。2017年、イベントホライズン望遠鏡は、M87銀河の中心にある超巨大ブラックホールの画像を取得しました。そのブラックホールの質量は60億5千億太陽に相当しますが、直径は380億km（240億マイル）しかありません。直接撮像された最初のブラックホールでした。質量が100億太陽に等しいさらに大きなブラックホールの存在は、天の川の近くの銀河であるNGC 3842およびNGC 4889の中心の周りの非常に高速で渦巻くガスに対するエネルギー効果から推測できます。
別の種類の非恒星ブラックホールの存在は、イギリスの天体物理学者スティーブンホーキングによって提案されました。ホーキングの理論によれば、小惑星の質量以下の質量を持つ多数の小さな原始ブラックホールは、宇宙が138億年の起源となった非常に高い温度と密度の状態であるビッグバンの間に作成された可能性があります前。これらのいわゆるミニブラックホールは、より大きな多様性と同様に、時間の経過とともにホーキング放射によって質量を失い、姿を消します。追加の次元を必要とする宇宙の特定の理論が正しい場合、ラージハドロンコライダーは大量のミニブラックホールを生成する可能性があります。
