miniaturadaimagem|260x260px| O buraco negro supermassivo Pōwehi no centro da galáxia elíptica supergigante Messier 87, com uma massa de ~ 7 bilhões de vezes a do Sol, como mostrado na primeira imagem divulgada pelo Event Horizon Telescope (10 de abril de 2019). Na imagem, são visíveis o anel de emissão em forma de crescente e a sombra central, que são vistas ampliadas gravitacionalmente do anel de fótons do buraco negro e da zona de captura de fótons do seu horizonte de eventos. A forma crescente surge da rotação do buraco negro e dos raios relativísticos; a sombra é cerca de 2,6 vezes o diâmetro do horizonte de eventos.
Buraco negro é um objeto astronômico denso e massivo cujo intenso campo gravitacional impede qualquer coisa de escapar, inclusive a luz. A teoria da relatividade geral prevê que uma massa suficientemente compacta pode deformar o espaço-tempo para formar um buraco negro. O limite da região da qual não é possível escapar é chamado de horizonte de eventos e que, embora o horizonte de eventos tenha um efeito enorme sobre o destino e as circunstâncias de um objeto que o atravessa, não tem nenhuma característica local detectável. De muitas maneiras, um buraco negro age como um corpo negro ideal, pois não reflete luz. A teoria quântica de campos no espaço-tempo curvo prevê que os horizontes de eventos emitem radiação Hawking, com o mesmo espectro que um corpo negro de temperatura inversamente proporcional à sua massa. Essa temperatura é da ordem dos bilionésimos de um kelvin para buracos negros de massa estelar, o que a torna praticamente impossível de observar.
Objetos cujos campos gravitacionais são fortes demais para a luz escapar foram considerados pela primeira vez no século XVIII por John Michell e Pierre-Simon Laplace. A primeira solução moderna da relatividade geral que caracterizaria um buraco negro foi encontrada por Karl Schwarzschild em 1916, embora sua interpretação como uma região do espaço da qual nada possa escapar tenha sido publicada pela primeira vez por David Finkelstein em 1958. Os buracos negros eram há muito considerados uma curiosidade matemática; foi na década de 1960 que o trabalho teórico mostrou que eram uma previsão genérica da relatividade geral. A descoberta de estrelas de nêutrons por Jocelyn Bell Burnell em 1967 despertou o interesse em objetos compactos em colapso gravitacional como uma possível realidade astrofísica.
Espera-se a formação de buracos negros de massa estelar quando estrelas muito massivas colapsam no final de seu ciclo de vida. Um buraco negro pode se formar também a partir da condensação de nuvens de gás. Uma descoberta de novembro de 2023 é consistente com essa hipótese. Após a formação de um buraco negro, ele pode continuar a crescer absorvendo a massa do ambiente. Ao absorver outras estrelas e se fundir com outros buracos negros, buracos negros supermassivos de milhões de massas solares (M☉) podem se formar. Há consenso de que existem buracos negros supermassivos no centro da maioria das galáxias. A presença de um buraco negro pode ser inferida por meio da interação com outra matéria e com radiação eletromagnética, como a luz visível. A matéria que cai em um buraco negro pode formar um disco de acreção externa aquecido por fricção, formando alguns dos objetos mais brilhantes do universo. Se houver outras estrelas orbitando um buraco negro, suas órbitas podem ser usadas para determinar a massa e a localização do buraco negro. Tais observações podem ser usadas para excluir possíveis alternativas, como estrelas de nêutrons. Dessa maneira, os astrônomos identificaram inúmeros candidatos a buracos negros estelares em sistemas binários e estabeleceram que a fonte de rádio conhecida como Sagitário A*, no núcleo da Via Láctea, contém um buraco negro supermassivo de cerca de 4,3 milhões de massas solares.
Em 11 de fevereiro de 2016, a colaboração do LIGO anunciou a primeira detecção direta de ondas gravitacionais, o que também representou a primeira observação de uma fusão de buracos negros. Em dezembro de 2018, foram observados onze ondas gravitacionais originadas de dez buracos negros em fusão (junto com uma fusão binária de estrela de nêutrons). Em 10 de abril de 2019, a primeira imagem direta de um buraco negro e sua vizinhança foi publicada, após observações feitas pelo Event Horizon Telescope em 2017 do buraco negro supermassivo no centro galáctico de Messier 87.
História miniaturadaimagem|Vista simulada de um buraco negro em frente à Grande Nuvem de Magalhães. Observe o efeito de lente gravitacional, que produz duas vistas ampliadas, mas altamente distorcidas da nuvem. No topo, o disco da Via Láctea aparece distorcido em um arco. miniaturadaimagem| Nuvem de gás sendo dilacerada por um buraco negro no centro da Via Láctea (as observações de 2006, 2010 e 2013 são mostradas em azul, verde e vermelho, respectivamente).
A ideia de um corpo tão massivo que nem a luz poderia escapar foi brevemente proposta pelo pioneiro astronômico e clérigo inglês John Michell em uma carta publicada em novembro de 1784. Os cálculos simplistas de Michell supunham que esse corpo pudesse ter a mesma densidade que o Sol e concluíram que esse corpo se formaria quando o diâmetro de uma estrela excedesse o do Sol por um fator de 500 e a velocidade de escape da superfície excedesse a velocidade usual da luz. Michell observou corretamente que esses corpos supermassivos, mas não irradiantes, podem ser detectados por seus efeitos gravitacionais em corpos visíveis próximos. Os estudiosos da época ficaram inicialmente empolgados com a proposta de que estrelas gigantes, mas invisíveis, pudessem estar escondidas à vista de todos, mas o entusiasmo diminuiu quando a natureza ondulatória da luz se tornou aparente no início do século XIX.
Se a luz fosse uma onda e não um "corpúsculo", não está claro o que, se houver, influenciaria a gravidade na fuga das ondas de luz. A relatividade moderna desacredita a noção de Michell de um raio de luz disparando diretamente da superfície de uma estrela supermassiva, sendo desacelerado pela gravidade da estrela, parando e caindo livremente de volta à superfície da estrela.
Relatividade geral Em 1915, Albert Einstein desenvolveu sua teoria da relatividade geral, tendo demonstrado anteriormente que a gravidade influencia o movimento da luz. Apenas alguns meses depois, Karl Schwarzschild encontrou uma solução para as equações do campo de Einstein, que descrevem o campo gravitacional de uma massa pontual e de uma massa esférica. Alguns meses depois de Schwarzschild, Johannes Droste, um estudante de Hendrik Lorentz, deu a mesma solução para a massa pontual de forma independente e escreveu mais extensivamente sobre suas propriedades. Essa solução tinha um comportamento peculiar no que hoje é chamado raio de Schwarzschild, onde se tornou singular, significando que alguns dos termos nas equações de Einstein se tornaram infinitos. A natureza dessa superfície ainda não era totalmente compreendida. Em 1924, Arthur Eddington mostrou que a singularidade desapareceu após uma mudança de coordenadas, embora Georges Lemaître demorasse até 1933 a perceber que isso significava que a singularidade no raio de Schwarzschild era uma singularidade de coordenadas não físicas. Arthur Eddington, no entanto, comentou em um livro de 1926 sobre a possibilidade de uma estrela com massa comprimida no raio de Schwarzschild, observando que a teoria de Einstein nos permite descartar densidades excessivamente grandes para estrelas visíveis como Betelgeuse porque "uma estrela de 250 milhões de quilômetros poderia não ter uma densidade tão alta quanto o Sol. Em primeiro lugar, a força da gravitação seria tão grande que a luz seria incapaz de escapar dela, os raios voltando à estrela como uma pedra na Terra. Em segundo lugar, o desvio para o vermelho das linhas espectrais seria tão grande que o espectro seria retirado da existência. Em terceiro lugar, a massa produziria tanta curvatura da métrica do espaço-tempo que o espaço se fecharia ao redor da estrela, deixando-nos do lado de fora (isto é, nenhum lugar).".
Em 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calculou, usando relatividade especial, que um corpo não rotativo de matéria degenerada por elétrons acima de uma certa massa limitante (agora chamada de limite de Chandrasekhar em 1,4 massa solar) não possui soluções estáveis. Seus argumentos foram contestados por muitos de seus contemporâneos, como Eddington e Lev Landau, que argumentavam que algum mecanismo ainda desconhecido impediria o colapso. Eles estavam parcialmente corretos: uma anã branca levemente mais massiva que o limite de Chandrasekhar entrará em colapso e se transformará em uma estrela de nêutrons, que é estável em si mesma. Mas em 1939, Robert Oppenheimer e outros previram que as estrelas de nêutrons que ultrapassassem outro limite (o limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff) colapsariam ainda mais pelas razões apresentadas por Chandrasekhar, de maneira que nenhuma lei da física poderia interromper esse colapso, resultando na formação de um buraco negro. Seus cálculos originais, baseados no princípio de exclusão de Pauli, deram como 0,7 massa solar; a consideração subsequente de forte repulsão nêutron-nêutron mediada pela força elevou a estimativa para aproximadamente 1,5 a 3,0 massas solares. Observações da fusão da estrela de nêutrons GW170817, que se acredita ter gerado um buraco negro logo depois, refinaram a estimativa do limite de TOV para ~ 2,17 massas solares.
Oppenheimer e seus coautores interpretaram a singularidade na fronteira do raio de Schwarzschild como indicador de que essa era a fronteira de uma bolha na qual o tempo parou. Este é um ponto de vista válido para observadores externos, mas não para observadores que cruzam esse raio. Por causa dessa propriedade, as estrelas colapsadas eram chamadas de "estrelas congeladas", porque um observador externo veria a superfície da estrela congelada no tempo no instante em que seu colapso a levasse ao raio de Schwarzschild.
Era de ouro Em 1958, David Finkelstein identificou a superfície de Schwarzschild como um horizonte de eventos, "uma perfeita membrana unidirecional: influências causais podem atravessá-la em apenas uma direção". Isso não contradizia estritamente os resultados de Oppenheimer, mas os estendia para incluir o ponto de vista dos observadores que atravessam o horizonte de eventos. A solução proposta por Arthur Stanley Eddington e David Finkelstein estendeu a solução de Schwarzschild para o futuro dos observadores que caem em um buraco negro. Uma extensão completa já havia sido encontrada por Martin Kruskal, que foi instado a publicá-la.
Esses resultados surgiram no início da era de ouro da relatividade geral, marcada pela relatividade geral e pelos buracos negros, tornando-se os principais objetos de pesquisa. Esse processo foi ajudado pela descoberta de pulsares por Jocelyn Bell Burnell em 1967, que, em 1969, demonstraram ser estrelas de nêutrons em rotação rápida.
Nesse período, foram encontradas soluções mais gerais de buraco negro. Em 1963, Roy Kerr encontrou a solução exata para um buraco negro em rotação. Dois anos depois, Ezra Newman encontrou a solução axissimétrica para um buraco negro que é rotativo e carregado eletricamente. Através do trabalho de Werner Israel, Brandon Carter e David Robinson, o teorema da calvície surgiu, afirmando que uma solução estacionária de buraco negro é completamente descrita pelos três parâmetros da métrica de Kerr-Newman: massa, momento angular e carga elétrica.