Un agujero negro es una región del espacio descrita en las ecuaciones de Einstein, cuyo interior posee una concentración de masa lo suficientemente elevada como para generar un campo gravitatorio tal que, salvo un determinado tipo de procesos cuánticos, no hay partícula ni radiación —ni la luz— que pueda escapar de él (en 2021 se observaron reflejos de luz en la parte más lejana de un agujero negro). Los agujeros negros pueden ser capaces de emitir un tipo de radiación, la radiación de Hawking, conjeturada por Stephen Hawking en la década de 1970. La radiación emitida por agujeros negros, como Cygnus X-1, no procede del propio agujero negro sino de su disco de acreción.
La gravedad de un agujero negro, o «curvatura del espacio-tiempo», crea una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es previsto por las ecuaciones del campo de Einstein. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del universo, y una vez dentro de él, ningún tipo de partícula, sea material o electromagnética, puede salir, ni siquiera los fotones. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, teoría que predijo la existencia de los agujeros negros y proporcionó los primeros indicios de su posible existencia. En la década de 1970 Stephen Hawking, George Ellis y Roger Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros. Antes, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasiesférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L.
Se conjetura que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos.
El 11 de febrero de 2016 las colaboraciones LIGO, Virgo y GEO600 anunciaron la primera detección de ondas gravitacionales producidas por la fusión de dos agujeros negros a unos 410 millones de pársecs, megapársecs o Mpc, es decir, a unos 1337 millones de años luz, mega-años luz o Mal de la Tierra. Las observaciones demostraron la existencia de un sistema binario de agujeros negros de masa estelar y la primera observación de la fusión de dos agujeros negros de un sistema binario. Antes la existencia de agujeros negros se apoyaba en observaciones astronómicas de forma indirecta, a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas.
La gravedad de un agujero negro puede atraer el gas a su alrededor, que se arremolina y calienta a temperaturas de hasta 12.000.000 °C, unas 2000 veces más que la superficie del Sol.
El 10 de abril de 2019 el consorcio internacional Telescopio del Horizonte de Sucesos presentó la primera imagen captada de un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia M87.
En octubre de 2024 se dio a conocer el descubrimiento del primer agujero negro triple en la historia de la humanidad.
Los agujeros negros se forman en un proceso de colapso gravitatorio que fue ampliamente estudiado a mediados de siglo XX por diversos científicos, particularmente Robert Oppenheimer, Roger Penrose y Stephen Hawking, entre otros. Hawking, en su libro divulgativo Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros (1988), repasa algunos de los hechos bien establecidos sobre la formación de agujeros negros.
Este proceso comienza después de la «muerte» de una gigante roja (estrella de 10 a 25 o más veces la masa del Sol), entendiéndose por «muerte» la extinción total de su energía. Tras varios miles de millones de años de vida, la fuerza gravitatoria de dicha estrella comienza a ejercer fuerza sobre sí misma originando una masa concentrada en un pequeño volumen, y convirtiéndose en una enana blanca. En este punto dicho proceso puede proseguir hasta el colapso de dicho astro por la auto atracción gravitatoria que termina por convertir a esta enana blanca en un agujero negro. Este proceso acaba por reunir una fuerza de atracción tan fuerte que atrapa hasta la luz en éste.
En palabras más simples, un agujero negro es el resultado final de la acción de la gravedad extrema llevada hasta el límite posible. La misma gravedad que mantiene a la estrella estable, la empieza a comprimir hasta el punto que los átomos comienzan a aplastarse. Los electrones en órbita se acercan cada vez más al núcleo atómico y acaban fusionándose con los protones, formando más neutrones mediante el proceso:
{\displaystyle p^{+}+e^{-}\to n^{0}+{\nu }_{e}}
Este proceso comportaría la emisión de un número elevado de neutrinos. El resultado final es una estrella de neutrones. En este punto, dependiendo de la masa de la estrella, el plasma de neutrones dispara una reacción en cadena irreversible, la gravedad aumenta enormemente al disminuirse la distancia que había originalmente entre los átomos. Las partículas de neutrones implosionan, aplastándose más, dando como resultado un agujero negro, que es una región del espacio-tiempo limitada por el llamado horizonte de sucesos. En la actualidad todavía se desconoce lo que sucede con la materia que cae en el agujero negro atravesando este límite, porque para escalas pequeñas solo una teoría cuántica de la gravedad podría explicarlos adecuadamente, pero no existe una formulación completamente consistente con dicha teoría.
El concepto de un cuerpo tan denso que ni siquiera la luz puede escapar de él fue descrito en un artículo enviado en 1783 a la Royal Society por el geólogo y clérigo inglés John Michell. Por aquel entonces la teoría de Newton de la gravitación y el concepto de velocidad de escape eran muy conocidas. Michell calculó que un cuerpo con una densidad 500 veces mayor que la del Sol, pero con su mismo radio, tendría, en su superficie, una velocidad de escape igual a la de la luz y sería invisible. En 1796 el matemático francés Pierre-Simon Laplace explicó en las dos primeras ediciones de su libro Exposition du Systeme du Monde la misma idea, aunque, al ganar terreno la idea de que la luz era una onda sin masa, en el siglo XIX fue descartada en ediciones posteriores.
En 1915 Einstein desarrolló la relatividad general y demostró que la luz era influida por la interacción gravitatoria. Unos meses después Karl Schwarzschild encontró una solución a las ecuaciones de Einstein, donde un cuerpo pesado absorbería la luz. Se sabe ahora que el radio de Schwarzschild es el radio del horizonte de sucesos de un agujero negro que no gira, pero esto no era bien entendido en aquel entonces. El propio Schwarzschild pensó que no era más que una solución matemática, no física. En 1930 Subrahmanyan Chandrasekhar demostró que un cuerpo con una masa crítica (ahora conocida como límite de Chandrasekhar) y que no emitiese radiación, colapsaría por su propia gravedad porque no habría nada conocido que pudiera frenarla (para dicha masa la fuerza de atracción gravitatoria sería mayor que la proporcionada por el principio de exclusión de Pauli). Sin embargo, Eddington se opuso a la idea de que la estrella alcanzara un tamaño nulo, lo que implicaría una singularidad desnuda de materia, y que debería haber algo que inevitablemente pusiera freno al colapso, línea adoptada por la mayoría de los científicos.
En 1939 Robert Oppenheimer predijo que una estrella masiva podría sufrir un colapso gravitatorio y, por tanto, los agujeros negros podrían ser formados en la naturaleza. Esta teoría no fue objeto de mucha atención hasta los años 1960, porque, después de la Segunda Guerra Mundial se tenía más interés en lo que sucedía a escala atómica.
En 1967 Stephen Hawking y Roger Penrose probaron que los agujeros negros son soluciones a las ecuaciones de Einstein y que en determinados casos no se podría impedir que se crease un agujero negro a partir de un colapso. La idea de agujero negro tomó fuerza con los avances científicos y experimentales que llevaron al descubrimiento de los púlsares. Poco después, en 1969, John Wheeler acuñó la locución «agujero negro» durante una reunión de cosmólogos en Nueva York, para designar lo que anteriormente se llamó «estrella en colapso gravitatorio completo».