黑洞是广义相对论（爱因斯坦1915年提出的引力几何理论）的产物。根据这一理论，引力来源于时空的扭曲，它使得物体发生移动，就像有一个力在推动一样。与之可逆的是，物质和能量的存在导致了时空的扭曲。根据爱因斯坦的方程式，一团足够致密的物质或能量能将时空弯曲到撕裂的极端程度，这时黑洞就形成了。至少在经典（非量子的）物理学范畴内，相对论决定了任何进入黑洞的物质都无法再从中逃脱。这个有去无回的点被称为黑洞的视界。在最简单的情况下，视界是一个球面，黑洞越大，这个球体的表面积就越大。

相关定律

能量和角动量守恒

要探究黑洞内部是不可能的。没有任何具体的信息能穿过视界逃离到外部世界中。然而，在进入黑洞并永久消失之前，一团物质还是能留下一些线索的。它的能量（按照爱因斯坦方程E=mc*2，可以将任意质量换算成能量）将不变地反映为黑洞质量的增量。如果在被黑洞捕获前它正在围绕黑洞旋转，那么它的角动量将被加到黑洞的角动量之中。黑洞的质量和角动量都可以通过黑洞对周围时空的作用而获得测量。这样，黑洞也遵守能量和角动量守恒准则。

热力学第二定律

但另一个基本定律，即热力学第二定律，看起来是被破坏了。 热力学第二定律是对惯常观测现象的一个总结：自然界中绝大部分过程都是不可逆的。茶杯从桌上摔碎后，没有人看到碎片自己按原路蹦回又组成一只完整的杯子。热力学第二定律禁止这些逆过程的发生。它指出，孤立系统的熵永远不可能减少；熵最多保持不变，大部分情况下，熵值是增加的。这条定律是物理化学和工程学的核心；它被认为是对物理学之外其他领域产生影响最多的一条定律。

就像Wheeler首先指出的那样，当物质消失于黑洞时，它的熵似乎永久消失了，热力学第二定律这时看起来也失效了。解决这一谜题的线索首先出现于1970年。Demetrious Christodoulou（当时他在普林斯顿大学做Wheeler的研究生）和英国剑桥大学的Stephen W. Hawking（霍金）各自独立证明了，在多种不同的过程中（例如黑洞的合并等），最终的视界总表面积不会减少。通过将这一性质和熵值趋向于增加的特性相类比，1972年提出了黑洞熵值正比于其视界表面积的理论。根据推测，物质落入黑洞后，黑洞熵值的增加总能补偿或者过补偿该物质所“丧失”的熵。更广泛地来说，黑洞的熵值及其外面的普通熵值之和永远不会变小。这就是广义第二定律（简称GSL）。

广义第二定律

GSL已经通过了大量严格（如果仅从理论上来看的话）的验证。当一颗恒星坍塌称为一个黑洞时，黑洞的熵值将大大超过该恒星的熵值。1974年霍金证明了黑洞必然会通过一个量子过程释放我们现今称之为霍金辐射的热辐射。对于这种现象（黑洞的质量及其视界表面积都减少了），Christodoulou-Hawking定理就失效了，然而GSL却能适用：黑洞散发出去的熵值超过了其本身熵值的减少，所以GSL仍然成立。1986年，美国雪城大学的Rafael D. Sorkin研究了视界在阻止黑洞内部信息影响外部事件时起到的作用，他因此得出结论：对于黑洞发生的任何可能的过程，GSL（或与之非常相似的理论）必然是成立的。他的深入研究明确指出，无论X取值多少，GSL中的熵对层次X都是成立的。

霍金对辐射过程的处理使他得到了黑洞熵值和视界表面积之间的比例关系：黑洞的熵值恰恰是按照普朗克表面积丈量的视界表面积的1/4。（普朗克长度，约为10*－33厘米，是万有引力和量子理论中的基本长度单位。普朗克表面积即它的平方。）即使是从热力学熵的角度来看，这个值也是非常巨大的。一个直径为1厘米的黑洞的熵值约为10*66比特，这大致和一个边长为100亿公里的立方水柱所含的热力学熵相当。