20世纪60年代初，天文学家在研究中认识到，任何恒星当它的质量超过太阳约3倍时，就会向内坍缩而成为一种新的奇怪的天体。1967年，美国物理学家约翰·惠勒提出以“黑洞”的名字来命名这种天体。这个名字引起了人们的极大好奇和幻想，刺激了人们的科学研究欲望。
首先对黑洞这种奇怪天体进行研究的是英国剑桥的约翰‘米歇尔，他在1783年写了一篇论文，论述了黑洞的存在。他是这样论证的：如果你在地球的表面向上发射一颗炮弹，它开始上升，但由于地球的引力作用，它的上升的速度也逐渐变慢，最后停止上升并开始下落。然而，如果它的初速度大于某个临界值，它就会克服引力的作用继续上升而不再落在地球上来。这个l临界速度被称为逃逸速度。地球的逃逸速度是每秒7英里，太阳的逃逸速度大约是每秒10英里。炮弹的实际速度比地球或太阳的逃逸速度要小得多，而光速又比这两个速度大得多，它是每秒186000英里。这就说明引力对光的影响甚微，光可以非常容易地从地球或太阳上逃逸。假设有这样一颗恒星，密度非常大，这时它的逃逸速度就比光速还大，从该恒星发出的光就会被恒星的引力场拉回去。由于它本身的光不能逃逸，我们很难看到这颗恒星，但是，我们可以根据它的引力场作用到它附近的物体上的效应而判断它的存在。米歇尔实际上已经天才地预测到黑洞这种天体的存在。
1915年，爱因斯坦提出了广义相对论，人们开始有了引力对光线效应的自洽理论。它认为，引力可以使光线减慢或弯曲。我们可以通过观测光线或者无线电波在太阳附近受到的引力而引起弯曲而知道它的曲率。当然，由于太阳的逃逸速度并不太大，光线经过它的曲折一般是很难观测到的。然而，如果太阳的引力足够大的话，经过太阳的光所产生的弯曲就会特别明显。假设太阳坍缩到一定程度，它表面的光线就难以逃逸出来，这时就可能形成一个任何东西都无法逃逸出来的天体。后来，人们根据广义相对论继续推论：如果这样一个天体存在的话，它会使它周围的空时发生彻底弯曲，使接近它的光线发生严重偏离。由于所有的光都逃逸不出来，人们把这种天体称为“黑洞”，从而十分形象地揭示出它的特性。
那末，黑洞是如何形成的呢?要理解这个问题，还必须了解一个恒星的生命周期。最初，大量的氢气受自身引力的吸引，开始坍缩，形成了恒星。当它在收缩过程中，其自身的气体原子越来越频繁地碰撞，且碰撞的速度越来越大，使得气体的温度骤然上升，同时氢原子聚合为氦。就像一个氢弹爆炸一样，恒星在反应中释放出来的热使得自身发光。它内部产生的热又使气体的压力提高，足以与自身的引力相抗衡，从而使气体停止收缩。这就像一个气球一样，内部的气压使气球向外膨胀，气球的橡皮张力则与向外膨胀的压力相抵抗，使张力和压力寻找着一种平衡。恒星的这种核反应所产生的压力与其内部引力的平衡，使它能够在相当长的一段时间里保持自身的稳定。当然，恒星最终会耗尽自身的燃料，打破相对的平衡状态，开始变冷和收缩，成为另外一个新的天体。
按照人们的习惯理解，恒星越大，它的燃料越多，它燃烧的时间就越长，生命周期也就越长。其实这种理解是错误的。事实上，恒星越大，它的初始燃料越多，它燃尽得越快，生命周期也越短。这是因为恒星的质量越大，它就越必须有足够的热来抵抗引力，这样，它的燃料就燃尽得更快。太阳自身的燃料大约还能燃烧50亿年，但是比太阳大得多的恒星只能燃烧1亿年就会燃烧殆尽。1928年，一位来自印度的研究生萨拉玛尼安·强德拉塞卡，乘船到英国剑桥大学来，跟英国天文学家阿瑟·爱丁顿学习。他计算出恒星在耗尽所有燃料之后，它的质量多大才可以继续与自己的引力相抗衡，从而能继续维持自己的存在。他的这个思想深刻地揭示出：当恒星变小的时候，物质粒子开始靠得非常近，而按照泡利的不相容原理，它们必须有极为不相同的速度，使得它们互相散开，从而使恒星膨胀。因此，恒星可以由于引力的作用和不相容原理引起的排斥力达到一种平衡，从而保持自身的半径不变，这就像恒星的早期引力和热达到的平衡一样。
强德拉塞卡还认识到，由不相容原理所引起的排斥力有一个极限。这就是说，根据广义相对论原理，恒星中的物质粒子的最大速度之差被限制为光速。这就意味着，恒星的密度足够大时，由不相容原理所引起的排斥力就会小于引力的作用。他计算出，一个变冷的恒星，当他的质量约为太阳质量的一倍半时，它将无法抵抗自身的引力而维持自身的存在。他所描述和论证的极限被人们称为强德拉塞卡极限。
强德拉塞卡极限对于理解大质量恒星的归宿具有重要意义。假如一颗恒星的质量比强德拉塞卡极限小，它最终会停止收缩而变为一颗白矮星，其他半径一般为几千英里，密度为每立方英寸几百吨，很明显，白矮星的存在是由不相容原理所引起的排斥力与自身引力的平衡所维持的。人们可以观察到许多这样的白矮星。人们所观察到的第一颗白矮星在天狼星旁边并围绕着这颗天空中最亮的恒星旋转。
恒星还可能存在着另一种归宿。假如一颗恒星的质量比强德拉塞卡极限大，它最终会变为体积比白矮星小得多而质量为太阳质量的1倍或2倍的天体。这些恒星的排斥力来自于中子和质子之间，而不是来自于电子之间。所以人们把它称为中子星。中子星的半径为10英里左右，密度为每立方英寸几亿吨。中子星存在的这种假设后来被观测所证明。
质量大于强德拉塞卡极限的恒星在燃料耗尽时，还会出现一个很大的问题，即它会爆炸并将其外层的物质抛入空间，使自己的质量减小到极限以下，从而避免发生引力坍缩。按照强德拉塞卡的推论，如果白矮星或中子星的质量超过了极限，就会继续坍缩而变为密度极大的一个点。强德拉塞卡的导师爱丁顿看到这种推论后非常震惊，他认为恒星不可能坍缩为一点，这也是当时大多数科学家的观点。强德拉塞卡由于担心在这方面的深入研究会引起他的导师爱丁顿更深的敌意，由此转而研究诸如恒星团运动等其他天文学问题，也取得了杰出的成就，并获得了诺贝尔奖。
1939年，美国的年轻科学家罗伯特·奥本海默注意并开始研究引力坍塌的问题。他的研究表明：光线在经过恒星的引力场时会改变路径，从而与没有恒星存在的情况下的路径不一样。在日蚀发生时，人们可以观测到由恒星发出的光线在经过太阳引力场时发生曲折的现象。当恒星收缩时，它表面的引力场会变得非常强，光线在此会发生更多的偏折，从而光线从该引力场逃逸就更加困难。这时，观察者可以看到由该恒星发出的光变得更红更暗淡。当恒星收缩到某一临界半径时，它表面的引力会极强，以至于任何光线都逃逸不出来。这就是说，在宇宙中，存在着这样一个空间一时间区域，光和任何东西都逃逸不出这个区域。这个区域就是黑洞，其边界可以被称作事件视界，不能逃逸出黑洞的光线的轨迹与事件视界相重合。
霍金还在读研究生的时候，便与他的同学乔治·埃利斯计划合写一本关于宇宙学方面的书。后来，他们按照计划开始着手完成这部著作，前后花了6年的时间，他们才将书稿写出来。霍金在写这本书时，由于他的病情开始加重，他已经无法写字了。他只得通过口授的方式来完成书稿。霍金和埃利斯的这本《空时的大型结构》于1973年由剑桥大学出版社出版。该书一问世，就受到读者的热烈欢迎，被人们看作是宇宙学领域的经典之作。这本书虽然不是专门探讨黑洞问题的，但是它为解决黑洞问题提供了理论基础。
《空时的大型结构》这本书专业性非常强，所讲的问题非常深奥，书中到处是艰深的数学运算，布满了方程式，甚至有些专业人士也读不懂。有一次，霍金从伦敦皇家天文学会回来，在火车上遇到了射电天文学家约翰-谢克沙夫特。他告诉霍金他买了一本《空时的大型结构》。当霍金问他读后有什么感想时，他说：“我原来准备读到第10页，但实际上我读到第4页就再也读不下去了，看来我只有放弃了。”即使如此，这本书的销量却非常好。它出版以来，共卖出3500册精装本和13000册平装本，是剑桥大学出版社最畅销的专业书之一。
与此同时，霍金继续与罗杰·彭罗斯合作研究黑洞问题。他试图把热力学上的熵的概念运用于黑洞研究。当时，他做了一些假设和类比：两个黑洞相撞时会发生什么情况?他推论，无论黑洞之间怎样合并，无论它们之间怎样互相改变，事件视界的表面积都只能增大，而不会减小，至少会维持不变。正如热力学中的熵那样，它在任何封闭系统内只会增大而不会减小。他就此问题与彭罗斯进行了讨论，认为熵与黑洞之间的类比是一个有趣的巧合。1972年，霍金还与他的同事布兰登·卡特以及美国的研究人员詹姆斯·巴丁进行合作研究，发现了熵与黑洞之间更多的联系。
当时，美国普林斯顿大学一位名叫雅各布·贝肯斯坦的研究生，对熵与黑洞之间的联系也比较感兴趣。他对两者之间的联系作了认真的研究，然后决定把热力学原理直接运用于黑洞研究。在他的博士论文中，他通过巧妙的数学运算，提出事件视界的面积可以直接作为黑洞的熵的量度。他大胆地宣称，热力学原理对于黑洞的研究是完全适用的。由于他在“黑洞”概念发明人约翰·惠勒手下工作，因而他的这一观点一经问世就影响比较大。
