De acordo com a Teoria Geral da Relatividade, um buraco negro é uma região do espaço da qual nada, nem mesmo objetos que se movam na velocidade da luz, podem escapar.
Este é o resultado da deformação do espaço-tempo causada por uma matéria maciça e altamente compacta. Um buraco negro é limitado pela superfície denominada horizonte de eventos, que marca a região a partir da qual não se pode mais voltar.
O adjetivo negro em buraco negro se deve ao fato deste não refletir a nenhuma parte da luz que atinja seu horizonte de eventos, atuando assim, como se fosse um corpo negro perfeito em termodinâmica. Acredita-se, também, com base na mecânica quântica, que buracos negros emitam radiação térmica, da mesma forma que os corpos negros da termodinâmica a temperaturas finitas. Esta temperatura, entretanto, é inversamente proporcional à massa do buraco negro, de modo que observar-se a radiação térmica proveniente destes objetos torna-se difícil quando estes possuem massas comparáveis às das estrelas. Apesar de os buracos negros serem praticamente invisíveis, estes podem ser detectados por meio de sua interação com a matéria em sua vizinhança. Um buraco negro pode, por exemplo, ser localizado por meio da observação do movimento de estrelas em uma dada região do espaço. Outra possibilidade da localização de buracos negros diz respeito a detecção da grande quantidade de radiação emitida quando matéria proveniente de uma estrela companheira espirala para dentro do buraco negro, aquecendo-se a altas temperaturas. Embora o conceito de buraco negro tenha surgido em bases teóricas, astrônomos têm identificado inúmeros candidatos a buracos negros estelares e também indícios da existência de buracos negros super maciços no centro de galáxias maciças. Há indícios de que no centro da própria Via Lactea, nas vizinhanças de Sagitário A*, deve haver um buraco negro com mais de 2 milhões de massas solares.
Uma simulação de uma lente gravitacional por um buraco negro, o que distorce a imagem de um galáxia em segundo plano.
A ideia de um corpo maciço que iguala não pode fugir foi formado primeiro pelo geólogo John Michell em uma carta escrita para Henry Cavendish em 1783 para a Royal Society:
Se um semi-diâmetro de uma esfera da mesma densidade do sol estava além do sol em uma proporção de 500 vezes, um corpo caindo de uma altura infinita para ele teria adquirido em sua superfície maior velocidade que a da luz e, consequentemente, supondo que a luz seja atraído pela mesma força em proporção ao sua inércia com outros organismos, toda a luz emitida por um corpo como este ser feito para retornar em direção a ele por sua própria gravidade adequada (John Michell).
Em 1796, o matemático Pierre-Simon Laplace promoveu a ideia mesmo na primeira e segunda edição do livro Exposition du système du Monde. Mesmo as "estrelas negras (mecânica newtoniana)" foi muitas vezes ignorada no século XIV, pois não era compreendido como uma onda sem massa, como a luz poderia influenciar na gravidade.
Relatividade: Em 1915, Albert Einstein desenvolveu a teoria da relatividade geral, tendo sempre apresentando que a gravidade pode influenciar no movimento da luz. Pouco tempo depois, Karl Schwarzschild fez um sistema de unidade: Sistema métrico de Schwarzschild para as equações de campo de Einstein , onde é descrito o campo gravitacional de um ponto de massa e a massa esférica. Poucos meses depois de Schwarzschild, Johannes Droste, um estudante de Hendrik Lorentz, independentemente deu a mesma solução para o ponto de massa e escreveu mais extensamente sobre suas propriedades. Esta solução tem um funcionamento de que é chamado de raio de Schwarzschild , onde tornou-sesingularidade matemática, o que significa que alguns dos termos nas equações de Einstein tornou-se infinito. A natureza dessa superfície não era bem compreendida na época. Em 1924, Arthur Eddington mostrou que a singularidade desapareceu depois de uma mudança de coordenadas , embora tenha demorado até 1933 para a Georges Lemaître percebesse que isso significava a singularidade no raio de Schwarzschild não era uma propriedade física, mas matemática, a partir da descoberta da singularidade matemática.
Era aúrea: Em 1958, David Finkelstein identificou a superfície de Schwarzschild como um horizonte de eventos, "uma membrana um perfeito unidirecional": as influências causais podem atravessá-lo em uma única direção". Isto não estritamente contradizem os resultados de Oppenheimer, mas estendeu-os a incluir o ponto de vista de observadores. A Solução Finkelstein estenderam a solução de Schwarzschild para o futuro de observadores cair em um buraco negro. A extensão completa já haviam sido encontrados por Martin Kruskal, que foi publicador desta descoberta.
