Černá díra je objekt natolik hmotný, že jeho gravitační pole je v jisté oblasti časoprostoru natolik silné, že žádný objekt včetně světla nemůže tuto oblast opustit. Černá díra byla teoreticky předpovězena v obecné teorii relativity publikované v roce 1915 Albertem Einsteinem. Protože ji není možno pozorovat přímo, nemůžeme stanovit korektně nic jako její datum objevu. Avšak můžeme s určitostí říci, že prvním vážným a dnes již prokázaným kandidátem se stala v roce 1971 hvězda v binárním systému v souhvězdí Labutě kryjící se s rentgenovým zdrojem Cygnus X-1. Bylo zjištěno, že jde o těleso, které má příliš velkou hmotu na to být neutronovou hvězdou. Další efekty spojené s pozorováním, především rentgenové záření, byly v perfektní shodě s teoretickou predikcí černé díry. Dnes považujeme za obecně prokázané, že černé díry se nacházejí v centrech galaxií, aktivních galaktických jádrech, kvasarech i v centrech některých kulových hvězdokup.

Podle obecné relativity nemůže žádná hmota ani informace proudit z nitra černé díry k vnějšímu pozorovateli. Například není možné získat žádnou její část ani odražené světlo vyslané z vnějšího zdroje či jakoukoli informaci o hmotě, která vstoupila do černé díry. Existují však kvantově-mechanické procesy, které způsobují vyzařování černých děr. Předpokládá se, že vyzařování nezávisí na tom, co do černé díry spadlo v minulosti.

Hlavním aspektem existence černých děr je skutečnost, že je časoprostor zakřivován přítomností hmoty, což se shoduje se základními principy obecné relativity. Nejpozoruhodnější vlastností černých děr je ta, že jsou důsledkem zakřivení časoprostoru v jejich okolí.

Objekty v gravitačním poli jsou vystaveny zpomalení času, nazývaného dilatace času. Tento fenomén byl experimentálně potvrzen při pokusu s raketou Scout v roce 1976 a bere jej v úvahu například i navigační systém GPS. V blízkosti horizontu událostí černé díry se dilatace času projevuje velmi výrazně. Uvažme dva pozorovatele, kteří mají každý své hodinky seřízeny stejně. Z pohledu vzdáleného pozorovatele to vypadá tak, jako by padajícímu pozorovateli trvalo přiblížení k horizontu událostí nekonečně dlouho. Světlo vycházející z padajícího pozorovatele má zvětšující se spektrální rudý posuv, který je u horizontu událostí roven nekonečnu. Protože v důsledku dilatace času běží čas na hodinkách s pozorovatelem padajícím na černou díru a pozorovatelem vzdáleným různě, vzniká efekt, kdy pozorovatel na černou díru dopadá z hlediska vlastního času normálně, zatímco z hlediska toho, který jej pozoruje, se přiblížení k horizontu událostí jeví „nekonečně“ dlouhé.

Obecná relativita předpovídá, že v centru černé díry, pod horizontem událostí, existuje singularita, místo, kde je zakřivení časoprostoru nekonečné a gravitační síly jsou nekonečně velké. Časoprostor pod horizontem událostí je specifický tím, že singularita je v každé z pozorovatelných budoucností každého objektu, který projde horizontem událostí, a tedy, že se vše uvnitř horizontu událostí pohybuje směrem k ní (Penrose a Hawking [2]). To znamená, že mezi původním návrhem Johna Michella z roku 1783 a relativistickým pojetím černé díry je konceptuální nesrovnalost. V Michellově teorii se úniková rychlost rovnala rychlosti světla, ale bylo například stále teoreticky možné vytáhnout objekt z černé díry pomocí lana. Obecná relativita tuto mezeru eliminuje, protože jakmile je objekt za horizontem událostí, jeho časová osa obsahuje konec samotného času a není možný návrat světočáry ven přes horizont událostí.

Očekává se, že budoucí zjemnění anebo zobecnění obecné relativity (především kvantové gravitace) změní pohled na podstatu nitra černé díry. Většina teoretiků interpretuje matematické rovnice popisující singularitu tak, že naznačují nekompletnost současné teorie a že k plnému pochopení singularity musí do hry vstoupit nové jevy. Tato otázka může však být pouze akademická, jelikož hypotéza kosmické cenzury předpokládá, že v obecné relativitě neexistují nahé singularity: všechny singularity jsou schované za horizontem událostí, a nelze je tedy prozkoumat.

Představme si nešťastného kosmonauta padajícího nohama napřed směrem do středu nerotující černé díry Schwarzschildova typu. Čím blíže se dostane k horizontu událostí, tím déle trváfotonům, které vyzařuje, uniknout gravitačnímu poli černé díry. Vzdálený pozorovatel uvidí kosmonautův zpomalující se sestup při přibližování se k horizontu událostí, kterého zdánlivě nikdy nedosáhne.

Astronaut z vlastního pohledu překročí horizont událostí a dosáhne singularity v konečném čase. V momentě, kdy překročí horizont událostí, ho nebude možné pozorovat z okolního vesmíru. Během pádu by si všiml, že světlo přicházející z jeho chodidel, potom kolen a tak dále se podléhá zvětšujícímu se rudému posuvu, až se stane neviditelným. Když se přiblíží k singularitě, gradient gravitačního pole se od hlavy k chodidlům značně zvětší. Bude se cítit natažený a nakonec ho roztrhnou slapové síly, protože v jeho chodidlech bude působit mnohem větší gravitace než na úrovni hlavy. Blízko singularity se gradient stane dostatečně velkým k roztržení samotných atomů. Bod, ve kterém se slapové síly stávají zhoubnými, závisí na hmotě černé díry. Pro velké černé díry, jako ty v centrech galaxií, bude tento bod ležet až pod horizontem událostí, takže se kosmonaut může teoreticky dostat přes horizont událostí živý a v případech obřích černých děr tento přechod nemusí dokonce ani pocítit. Naopak u malých černých děr se tyto slapové síly mohou stát osudnými mnohem dříve, než kosmonaut dosáhne horizontu událostí.

Simulovaná deformace obrazu Mléčné dráhy gravitační čočkou černé díry

Teorie říká, že nemůžeme objevit černé díry podle světla vyzařovaného nebo odraženého od hmoty v jejich nitru. Tyto objekty však lze předpovědět pozorováním jevů v jejich blízkosti, například jevu gravitační čočky, a hvězd, které zdánlivě obíhají kolem prostoru, kde není žádná viditelná hmota. Ovšem pozorovatelné projevy mohou být způsobeny i jinými objekty, takže není snadné je odlišit i od objektů jako je třeba bílý trpaslík. 

Gravitační čočka