 黑洞概念被提出以后的几十年里，黑洞物理逐渐成为天体物理学的一个前沿热门话题。那么黑洞是如何形成的呢？这个话题需要从恒星的演化与引力塌缩谈起。 通过指向空中的望远镜可以发现，数以千亿计的恒星各式各样，它们不仅光度不同，而且颜色各异。这里的光度是指恒星的绝对光度，即反映恒星在单位时间内释放出的光能。从绝对光度可以估算出恒星的体积，而恒星的颜色则反映了它们具有不同的表面温度。1907年，丹麦天文学家赫兹普隆发现，恒星的颜色和光度之间存在一定的统计关联，并于1911年将测定的银河星系团中的几个恒星的颜色和光度画在同一张图上，用表面温度作为横轴，光度作为纵轴，如下图所示。可以发现，大多数恒星都集中在图上一些特定的小区域内。在1913年，美国天文学家罗素通过研究下图中邻近恒星的光度与表面温度的关系，也独立地得到了类似的结果，因此，这一关联图被称作赫罗图，简称H-R图。  从H-R图中能够清晰地体现出恒星的演化过程。如上图所示，绝大多数恒星都聚集在H-R图中从左上方到右下方的一条倾斜的窄带上，因此这条带被称作恒星的主序列，相应的恒星被称为主序星。光度大的主序星表面温度高，颜色偏蓝，位于主序列的左上部；光度小的则表面温度低，颜色偏红，位于主序列的右下部。太阳位于主序列的中部，是黄色的恒星。主序列的右上方有低温而巨大的红巨星，左下方有形体小而高温的白矮星，它们属于恒星演化的不同阶段。若给每一个温度范围定义一个光谱型，从高温的蓝星到低温的红星，依次分为O，B，A，F，G，K，M七个光谱型，其中太阳属于黄色的G型，其表面温度约为6000开尔文。 另外，还有其他少数恒星位于主序列之外的一些特定区域内，它们分别被称作红巨星、超巨星和白矮星等。从H-R图中还可以看到，等R(半径)线是向右下方倾斜的直线，即右上方是恒星半径增大的方向，所以巨星都是半径很大但温度很低的恒星，而半径小温度高的白矮星则位于主序列的左下部。 恒星的一生是在同引力的斗争中度过的。恒星内每一个气体原子都受到拉向中心的引力，如果恒星没有内部压力对抗这种吸引，这颗星就会向内塌缩，所有原子落向中心而形成黑洞。因此，恒星赖以生存的条件是星体内部存在与引力相抗衡的压力。  弥漫于银河系中的星际物质(尘埃和气体，主要由氢和氨组成)，在万有引力作用下，塌缩变热，点燃热核反应成为主序星。在主序星阶段，恒星主要是靠辐射产生的向外膨胀的压力与引力塌缩产生的向内的压力达到平衡来维持的。以太阳为例，在主序星阶段，太阳的核心温度高于4×10^6开尔文，一连串反应使核心内的四个氢原子结合成一个氨原子并放出巨大的能量。太阳的含氢量极为丰富，它是一颗巨大的缓慢燃烧的氢弹，至今已燃烧了约45亿年。在氢燃烧期间，太阳暂时(约90亿年)停止了塌缩。然而，太阳的氢燃烧终究是有限的，一旦耗尽，由中心产生的能量已经不多，再没有足够的力量来承担起外壳巨大的重量。所以，在外壳的重压之下，核心开始塌缩而进一步致密和升温，产生的能量补充恒星发光损失的能量，而进入红巨星阶段。此后，质量不同的恒星将有各自不同的命运，大质量的恒星在主序星阶段停留的时间短于小质量的恒星停留的时间。 如果恒星的质量小于钱德拉塞卡极限(1.4倍太阳质量)，则核心物质被压缩到电子也互相紧靠在一起，进而产生巨大的电子简并压，这种简并压足以抵抗恒星的进一步塌缩，最后稳定下来，成为小而高密、高温的白矮星。而中等质量的恒星，电子被挤压得使其简并压也抗衡不住引力，进一步塌缩，将中子挤压到互相紧靠而产生中子简并压，中子简并压抗衡了引力塌缩而稳定下来并形成中子星。中子星的最大质量不能大于奥本海默极限。对于质量大于25倍太阳质量的恒星，当它们演化成中子星后其体积将大于中子星的最大体积，因此会再次发生塌缩，当它们的半径收缩到一定程度时，巨大的引力使得即使光也无法向外射出，从而形成黑洞。
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