Mostrar código-fonte de Buraco negro

[[Ficheiro:Black_hole_-_Messier_87_crop_max_res.jpg|miniaturadaimagem|260x260px| O [[buraco negro supermassivo]] no centro da [[galáxia elíptica]] supergigante [[Messier 87]], com uma massa de ~ 7 bilhões de vezes a do Sol,<ref>{{Citar periódico|titulo=Galaxy structure from multiple tracers – II. M87 from parsec to megaparsec scales|jornal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=457|páginas=421–439|arxiv=1601.01323|bibcode=2016MNRAS.457..421O|doi=10.1093/mnras/stv2982|autor=Oldham, L. J.|autor7=Auger, M. W. | issn = 0035-8711}}</ref> como mostrado na primeira imagem divulgada pelo [[Event Horizon Telescope]] (10 de abril de 2019).<ref name="NYT-20190410">{{Citar jornal|titulo=Black Hole Picture Revealed for the First Time – Astronomers at last have captured an image of the darkest entities in the cosmos – Comments|url=http://www.nytimes.com/2019/04/10/science/black-hole-picture.html?comments#permid=31473598|jornal=[[The New York Times]]|acessodata=10 de março de 2020}}</ref><ref name="APJL-20190410">{{Citar periódico|titulo=First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole|jornal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=87|páginas=L1|bibcode=2019ApJ...875L...1E|doi=10.3847/2041-8213/ab0ec7|authorlink1=Event Horizon Telescope|número=1}}</ref><ref name="NASA-20190410">{{Citar jornal|acessodata=10 de março de 2020|titulo=Black Hole Image Makes History|url=https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=7372|jornal=[[NASA]]}}</ref><ref name="bbc">{{Citar web|autor=<!--staff-->|url=https://www.bbc.com/news/science-environment-47891902|titulo=The woman behind first black hole image|publicação=[[BBC News]]|acessodata=10 de março de 2020}}</ref> 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.]]
{{Relatividade geral}}
'''Buraco negro''' é uma região do [[espaço-tempo]] em que o [[campo gravitacional]] é tão intenso que nada — nenhuma [[partícula]] ou [[radiação eletromagnética]] como a [[luz]] — pode escapar.<ref>{{Harvnb|Wald|1984|pp=299–300}}</ref> A teoria da [[relatividade geral]] prevê que uma [[massa]] suficientemente compacta pode deformar o espaço-tempo para formar um buraco negro.<ref name="wald 1997">{{Citar livro|título=Black Holes, Gravitational Radiation and the Universe|ultimo=Wald|primeiro=R. M.|data=1997|editor-sobrenome=Iyer, B. R.|páginas=69–86|capitulo=Gravitational Collapse and Cosmic Censorship|arxiv=gr-qc/9710068|doi=10.1007/978-94-017-0934-7|isbn=978-9401709347|editor-sobrenome2=Bhawal, B.|publicação=Springer}}</ref><ref name="NYT-20150608">{{Citar jornal|titulo=Black Hole Hunters|url=https://www.nytimes.com/2015/06/09/science/black-hole-event-horizon-telescope.html|jornal=[[NASA]]|arquivodata=9 de junho de 2015|acessodata=10 de março de 2020}}</ref> O limite da região da qual não é possível escapar é chamado de [[horizonte de eventos]]. 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.<ref>{{Citar web|url=https://www.socratease.in/chapters/intro-to-black-holes-1|titulo=Introduction to Black Holes|publicação=socratease.in |acessodata=10 de março de 2020}}</ref> De muitas maneiras, um buraco negro age como um [[corpo negro]] ideal, pois não reflete luz.<ref>{{Citar livro|url=https://books.google.com/books?id=P_T0xxhDcsIC|título=Gravity from the ground up|ultimo=Schutz|primeiro=Bernard F.|data=2003|isbn=978-0-521-45506-0|edição=|publicação=Cambridge University Press}}</ref><ref>{{Citar periódico|primeiro6=P. C. W.|titulo=Thermodynamics of Black Holes|url=http://cosmos.asu.edu/publications/papers/ThermodynamicTheoryofBlackHoles%2034.pdf|jornal=Reports on Progress in Physics|volume=41|páginas=1313–1355|bibcode=1978RPPh...41.1313D|doi=10.1088/0034-4885/41/8/004|arquivodata=10 de maio de 2013|ref=harv|último =Davies|authorlink1=Paul Davies|acessodata=12 de março de 2020}}</ref> Além disso, a [[Teoria quântica de campos em espaço-tempo curvo|teoria quântica de campos no espaço-tempo curvo]] prevê que os horizontes de eventos emitem [[radiação Hawking]], com [[Irradiação térmica|o mesmo espectro]] que um [[Radiação de corpo negro|corpo negro]] de temperatura inversamente proporcional à sua massa. Essa temperatura é da ordem dos bilionésimos de um [[kelvin]] para [[Buraco negro estelar|buracos negros de massa estelar]], o que a torna praticamente impossível de observar.

Objetos cujos [[Campo gravitacional|campos gravitacionais]] são fortes demais para a luz escapar foram considerados pela primeira vez no século XVIII por [[John Michell]] e [[Pierre-Simon Laplace]].<ref name="origin">{{Citar periódico|ano=2009|titulo=Michell, Laplace and the origin of the black hole concept|jornal=Journal of Astronomical History and Heritage|volume=12|páginas=90–96|bibcode=2009JAHH...12...90M}}</ref> 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 [[Estrela de nêutrons|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.<ref>{{Citar web|url=https://www.sciencefriday.com/segments/black-hole-discovery/|titulo=Not Just Dying Stars: A Black Hole That Came From Gas|acessodata=2023-11-12|website=Science Friday|lingua=en-US}}</ref> Uma descoberta de novembro de 2023 é consistente com essa hipótese.<ref>{{Citation|título=646: Euclid Telescope’s First Images {{!}} A Black Hole That Came From Gas|url=https://player.fm/episodes/383158595|data=2023-11-10|acessodata=2023-11-12|língua=en|primeiro=Player|último=FM}}</ref> 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, [[Buraco negro supermassivo|buracos negros supermassivos]] de milhões de [[Massa solar|massas solares]] (<var>M</var><sub>☉</sub>) podem se formar. Há consenso de que existem buracos negros supermassivos no centro da maioria das [[galáxia]]s. 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 [[Quasar|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 [[Estrela binária|sistemas binários]] e estabeleceram que a fonte de rádio conhecida como [[Sagittarius A*|Sagitário A*]], no núcleo da [[Via Láctea]], contém um buraco negro supermassivo de cerca de 4,3 milhões de [[Massa solar|massas solares]].

Em 11 de fevereiro de 2016, a colaboração do [[LIGO]] anunciou a primeira detecção direta de [[Onda gravitacional|ondas gravitacionais]], o que também representou a primeira observação de uma fusão de buracos negros.<ref name="PRL-20160211">{{Citar periódico|numero-autores=etal|ano=2016|titulo=Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger|jornal=Phys. Rev. Lett.|volume=116|páginas=061102|arxiv=1602.03837|bibcode=2016PhRvL.116f1102A|doi=10.1103/PhysRevLett.116.061102|pmid=26918975|autor=Abbott, B.P.}}</ref> 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).<ref name="2018Dec">{{Citar web|url=https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2018/12/04/five-surprising-truths-about-black-holes-from-ligo/|titulo=Five Surprising Truths About Black Holes From LIGO|primeiro=Ethan|último =Siegel|obra=Forbes}}</ref><ref name="ligo list">{{Citar web|titulo=Detection of gravitational waves|url=https://www.ligo.org/detections.php|publicação=[[LIGO]]|acessodata=10 de março de 2020}}</ref> 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 da Via Láctea|centro galáctico de]] [[Messier 87]].<ref name="APJL-20190410">{{Citar periódico|titulo=First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole|jornal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=87|páginas=L1|bibcode=2019ApJ...875L...1E|doi=10.3847/2041-8213/ab0ec7|authorlink1=Event Horizon Telescope|número=1}}</ref><ref name="BoumanJohnson2016">{{Citar livro|título=2016 IEEE Conference on Computer Vision and Pattern Recognition (CVPR)|ultimo=Bouman|primeiro=Katherine L.|ultimo2=Johnson|primeiro2=Michael D.|ultimo3=Zoran|primeiro3=Daniel|ultimo4=Fish|primeiro4=Vincent L.|ultimo5=Doeleman|primeiro5=Sheperd S.|ultimo6=Freeman|ano=2016|páginas=913–922|capitulo=Computational Imaging for VLBI Image Reconstruction|arxiv=1512.01413|doi=10.1109/CVPR.2016.105|isbn=978-1-4673-8851-1|authorlink1=Katie Bouman}}</ref><ref name="NYT-20190412">{{Citar jornal|primeiro3=Aidan|titulo=When a Black Hole Finally Reveals Itself, It Helps to Have Our Very Own Cosmic Reporter – Astronomers announced Wednesday that they had captured the first image of a black hole. The Times's Dennis Overbye answers readers' questions.|url=https://www.nytimes.com/2019/04/12/reader-center/black-holes-dennis-overbye.html|jornal=[[The New York Times]]|acessodata=10 de março de 2020}}</ref>

== História ==
[[Ficheiro:BH_LMC.png|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.]]
[[Ficheiro:Images_of_gas_cloud_being_ripped_apart_by_the_black_hole_at_the_centre_of_the_Milky_Way_ESO.jpg|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).<ref>{{Citar jornal|titulo=Ripped Apart by a Black Hole|url=http://www.eso.org/public/news/eso1332/|jornal=ESO Press Release|arquivodata=21 de julho de 2013}}</ref>]]

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.<ref>{{Citar periódico|primeiro6=J.|titulo=On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose. By the Rev. John Michell, B. D. F. R. S. In a Letter to Henry Cavendish, Esq. F. R. S. and A. S|jornal=[[Philosophical Transactions of the Royal Society]]|volume=74|páginas=35–57|bibcode=1784RSPT...74...35M|doi=10.1098/rstl.1784.0008|jstor=106576|ref=harv|último =Michell|authorlink1=John Michell}}</ref><ref name="origin">{{Citar periódico|ano=2009|titulo=Michell, Laplace and the origin of the black hole concept|jornal=Journal of Astronomical History and Heritage|volume=12|páginas=90–96|bibcode=2009JAHH...12...90M}}</ref><ref name="thorne_123_124">{{Harvnb|Thorne|1994|pp=123–124}}</ref> 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.<ref>{{Citar livro|url=https://books.google.com/books?id=LlePVS9oq7MC|título=Light and Electron Microscopy|ultimo=Slayter|primeiro=Elizabeth M.|ultimo2=Slayter|primeiro2=Henry S.|ano=1992|isbn=978-0-521-33948-3|edição=|publicação=Cambridge University Press}}</ref>

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.<ref name="origin">{{Citar periódico|ano=2009|titulo=Michell, Laplace and the origin of the black hole concept|jornal=Journal of Astronomical History and Heritage|volume=12|páginas=90–96|bibcode=2009JAHH...12...90M}}</ref><ref name="thorne_123_124">{{Harvnb|Thorne|1994|pp=123–124}}</ref> 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.<ref>{{Citar jornal|titulo=Light escaping from black holes|url=https://web.archive.org/web/20150222153554/https://www.ast.cam.ac.uk/public/ask/2633|jornal=[[Universidade de Cambridge]]|acessodata=12 de março de 2020}}</ref>

=== 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 [[Métrica de Schwarzschild|solução]] para as [[Equações de campo de Einstein|equações do campo de Einstein]], que descrevem o [[campo gravitacional]] de uma [[Ponto material|massa pontual]] e de uma massa esférica.<ref name="Schwarzschild1916">{{Citar periódico|primeiro6=K.|titulo=Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie|url=https://archive.org/stream/sitzungsberichte1916deutsch#page/188/mode/2up|jornal=Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften|volume=7|páginas=189–196|bibcode=1916SPAW.......189S|ref=harv|último =Schwarzschild|authorlink1=Karl Schwarzschild}}</ref> 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.<ref>{{Citar periódico|primeiro6=J.|titulo=On the field of a single centre in Einstein's theory of gravitation, and the motion of a particle in that field|url=http://www.dwc.knaw.nl/DL/publications/PU00012325.pdf|jornal=Proceedings Royal Academy Amsterdam|volume=19|páginas=197–215|arquivodata=18 de maio de 2013|ref=harv|último =Droste}}</ref><ref>{{Citar livro|título=Studies in the history of general relativity|ultimo=Kox|primeiro=A. J.|data=1992|editor-sobrenome=Eisenstaedt|capitulo=General Relativity in the Netherlands: 1915–1920|isbn=978-0-8176-3479-7|editor-sobrenome2=Kox|publicação=Birkhäuser}}</ref> Essa solução tinha um comportamento peculiar no que hoje é chamado [[raio de Schwarzschild]], onde se tornou [[Singularidade matemática|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 Stanley Eddington|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.<ref name="HooftHist">{{Citar periódico|primeiro6=G.|titulo=Introduction to the Theory of Black Holes|url=http://www.phys.uu.nl/~thooft/lectures/blackholes/BH_lecturenotes.pdf|páginas=47–48|arquivodata=21 de maio de 2009|ref=harv|último ='t Hooft|authorlink1=Gerard 't Hooft}}</ref> 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).".<ref name="eddington1926">{{Citar livro|url=https://books.google.com/books?id=RjC9DpnWFbkC&lpg=PP1&pg=PA6|título=The Internal Constitution of the Stars|ultimo=Eddington|primeiro=Arthur|data=1926|isbn=978-0-521-33708-3|publicação=Cambridge University Press}}</ref><ref>{{Citar livro|url=https://books.google.com/books?id=GzlrW6kytdoC&lpg=PP1&pg=PA134|título=Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy|ultimo=Thorne|primeiro=Kip S.|ultimo2=Hawking|primeiro2=Stephen|data=1994|páginas=134–135|isbn=978-0-393-31276-8|publicação=W. W. Norton & Company}}</ref>

Em 1931, [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] calculou, usando relatividade especial, que um corpo não rotativo de [[Matéria degenerada|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.<ref name="venkataraman92">{{Citar livro|url=https://books.google.com/books?id=HNSdDFOJ4wkC&pg=PA89|título=Chandrasekhar and his limit|ultimo=Venkataraman|primeiro=G.|data=1992|isbn=978-81-7371-035-3|publicação=Universities Press}}</ref> Seus argumentos foram contestados por muitos de seus contemporâneos, como Eddington e [[Lev Landau]], que argumentavam que algum mecanismo ainda desconhecido impediria o colapso.<ref>{{Citar periódico|primeiro6=S.|titulo=Resource letter BH-1: Black holes|jornal=American Journal of Physics|volume=49|páginas=394–400|bibcode=1981AmJPh..49..394D|doi=10.1119/1.12686|ref=harv|último =Detweiler}}</ref> 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]],<ref>{{Citar livro|url=https://books.google.com/books?id=kd4VEZv8oo0C&pg=PA105|título=Stellar evolution|ultimo=Harpaz|primeiro=A.|data=1994|isbn=978-1-56881-012-6|publicação=A K Peters, Ltd.}}</ref> 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.<ref name="OV1939">{{Citar periódico|primeiro6=J. R.|titulo=On Massive Neutron Cores|jornal=[[Physical Review]]|volume=55|páginas=374–381|bibcode=1939PhRv...55..374O|doi=10.1103/PhysRev.55.374|ref=harv|último =Oppenheimer|authorlink1=J. Robert Oppenheimer}}</ref> 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.<ref name="Bombaci">{{Citar periódico|primeiro6=I.|titulo=The Maximum Mass of a Neutron Star|jornal=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=305|páginas=871–877|bibcode=1996A&A...305..871B|último =Bombaci}}</ref> 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.<ref name="Cho2018">{{Citar periódico|primeiro6=A.|titulo=A weight limit emerges for neutron stars|jornal=Science|volume=359|páginas=724–725|bibcode=2018Sci...359..724C|doi=10.1126/science.359.6377.724|pmid=29449468|último =Cho}}</ref><ref name="Margalit2017">{{Citar periódico|titulo=Constraining the Maximum Mass of Neutron Stars from Multi-messenger Observations of GW170817|jornal=The Astrophysical Journal|volume=850|arxiv=1710.05938|bibcode=2017ApJ...850L..19M|doi=10.3847/2041-8213/aa991c}}</ref><ref name="Shibata2017">{{Citar periódico|ultimo7=Tanaka|titulo=Modeling GW170817 based on numerical relativity and its implications|jornal=Physical Review D|volume=96|páginas=123012|arxiv=1710.07579|bibcode=2017PhRvD..96l3012S|doi=10.1103/PhysRevD.96.123012}}</ref><ref name="Rezzolla2018">{{Citar periódico|titulo=Using Gravitational-wave Observations and Quasi-universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars|jornal=Astrophysical Journal|volume=852|páginas=L25|arxiv=1711.00314|bibcode=2018ApJ...852L..25R|doi=10.3847/2041-8213/aaa401}}</ref>

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.<ref>{{Citar periódico|primeiro6=R.|titulo=Introducing the black hole|url=http://authors.library.caltech.edu/14972/1/Ruffini2009p1645Phys_Today.pdf|jornal=Physics Today|volume=24|páginas=30–41|bibcode=1971PhT....24a..30R|doi=10.1063/1.3022513|arquivodata=25 de julho de 2011|ref=harv|último =Ruffini}}</ref>

==== 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".<ref>{{Citar periódico|primeiro6=D.|titulo=Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle|jornal=[[Physical Review]]|volume=110|páginas=965–967|bibcode=1958PhRv..110..965F|doi=10.1103/PhysRev.110.965|ref=harv|último =Finkelstein}}</ref> 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.<ref>{{Citar periódico|titulo=Maximal Extension of Schwarzschild Metric|jornal=[[Physical Review]]|volume=119|bibcode=1960PhRv..119.1743K|doi=10.1103/PhysRev.119.1743|ref=harv|authorlink1=Martin Kruskal}}</ref>

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 [[pulsar]]es por [[Jocelyn Bell Burnell]] em 1967,<ref>{{Citar periódico|numero-autores=1|titulo=Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source|jornal=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=217|páginas=709–713|bibcode=1968Natur.217..709H|doi=10.1038/217709a0|ref=harv|authorlink1=Antony Hewish}}</ref><ref>{{Citar periódico|autorlink3=Jocelyn Bell Burnell|numero-autores=1|titulo=Observations of some further Pulsed Radio Sources|jornal=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=218|páginas=126–129|bibcode=1968Natur.218..126P|doi=10.1038/218126a0|ref=harv}}</ref> que, em 1969, demonstraram ser [[Estrela de nêutrons|estrelas de nêutrons]] em rotação rápida.<ref name="araa8_265">{{Citar periódico|primeiro6=A.|titulo=Pulsars|jornal=[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]|volume=8|páginas=265–296|bibcode=1970ARA&A...8..265H|doi=10.1146/annurev.aa.08.090170.001405|ref=harv|último =Hewish|authorlink1=Antony Hewish}}</ref>

Nesse período, foram encontradas soluções mais gerais de buraco negro. Em 1963, [[Roy Kerr]] encontrou a [[Métrica de Kerr|solução exata]] para um [[buraco negro em rotação]]. Dois anos depois, [[Ezra Ted Newman|Ezra Newman]] encontrou a solução [[Simetria de rotação|axissimétrica]] para um buraco negro que é rotativo e [[Carga elétrica|carregado eletricamente]].<ref>{{Citar periódico|numero-autores=1|titulo=Metric of a Rotating, Charged Mass|jornal=Journal of Mathematical Physics|volume=6|bibcode=1965JMP.....6..918N|doi=10.1063/1.1704351|ref=harv|authorlink1=Ezra T. Newman}}</ref> Através do trabalho de [[Werner Israel]],<ref>{{Citar periódico|primeiro6=W.|titulo=Event Horizons in Static Vacuum Space-Times|jornal=[[Physical Review]]|volume=164|bibcode=1967PhRv..164.1776I|doi=10.1103/PhysRev.164.1776|ref=harv|último =Israel}}</ref> [[Brandon Carter]]<ref>{{Citar periódico|primeiro6=B.|titulo=Axisymmetric Black Hole Has Only Two Degrees of Freedom|jornal=[[Physical Review Letters]]|volume=26|bibcode=1971PhRvL..26..331C|doi=10.1103/PhysRevLett.26.331|ref=harv|último =Carter|authorlink1=Brandon Carter}}</ref><ref>{{Citar livro|título=Proceedings of the 1st Marcel Grossmann meeting on general relativity|ultimo=Carter|primeiro=B.|data=1977|páginas=243–254|capitulo=The vacuum black hole uniqueness theorem and its conceivable generalisations|authorlink1=Brandon Carter}}</ref> e David Robinson,<ref>{{Citar periódico|titulo=Uniqueness of the Kerr Black Hole|jornal=[[Physical Review Letters]]|volume=34|bibcode=1975PhRvL..34..905R|doi=10.1103/PhysRevLett.34.905|ref=harv}}</ref> 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]].<ref name="HeuslerNoHair">{{Citar periódico|primeiro6=M.|titulo=Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond|jornal=Living Reviews in Relativity|volume=15|páginas=7|arxiv=1205.6112|bibcode=2012LRR....15....7C|doi=10.12942/lrr-2012-7|pmc=5255892|pmid=28179837|ref=harv|último =Heusler}}</ref>

Inicialmente, suspeitava-se que as características estranhas das soluções dos buracos negros fossem artefatos patológicos das condições de simetria impostas e que as singularidades não apareciam em situações genéricas. Essa opinião foi defendida em particular por Vladimir Belinsky, [[Isaak Markovich Khalatnikov|Isaak Khalatnikov]] e [[Evgeny Lifshitz]], que tentaram provar que nenhuma singularidade aparecia em soluções genéricas. No entanto, no final da década de 1960, [[Roger Penrose]]<ref name="penrose1965">{{Citar periódico|titulo=Gravitational Collapse and Space-Time Singularities|jornal=[[Physical Review Letters]]|volume=14|bibcode=1965PhRvL..14...57P|doi=10.1103/PhysRevLett.14.57|ref=harv|authorlink1=Roger Penrose}}</ref> e [[Stephen Hawking]] usaram técnicas globais para provar que as singularidades aparecem genericamente.<ref>{{Citar periódico|titulo=The Classical Singularity Theorems and Their Quantum Loopholes|jornal=International Journal of Theoretical Physics|volume=42|doi=10.1023/A:1025754515197|ref=harv}}</ref>

O trabalho de [[James Maxwell Bardeen|James Bardeen]], [[Jacob David Bekenstein|Jacob Bekenstein]], Carter e Hawking no início dos anos 1970 levou à formulação da [[Termodinâmica do buraco negro|termodinâmica dos buracos negros]].<ref>{{Citar periódico|autorlink3=Stephen Hawking|titulo=The four laws of black hole mechanics|jornal=Communications in Mathematical Physics|volume=31|páginas=161–170|bibcode=1973CMaPh..31..161B|doi=10.1007/BF01645742|mr=0334798|zbl=1125.83309|ref=harv|authorlink1=James M. Bardeen}}</ref> Essas leis descrevem o comportamento de um buraco negro em estreita analogia com as [[leis da termodinâmica]], relacionando massa à energia, área à [[entropia]] e gravidade da superfície à [[temperatura]]. A analogia foi concluída quando Hawking, em 1974, mostrou que a [[teoria quântica de campos]] implica que os buracos negros irradiam como um [[corpo negro]] com uma temperatura proporcional à gravidade na superfície do buraco negro, prevendo o efeito agora conhecido como [[radiação Hawking]].<ref name="Hawking1974">{{Citar periódico|primeiro6=S. W.|titulo=Black hole explosions?|jornal=Nature|volume=248|páginas=30–31|bibcode=1974Natur.248...30H|doi=10.1038/248030a0|ref=harv|último =Hawking|authorlink1=Stephen Hawking}}</ref>

=== Etimologia ===
John Michell usou o termo "estrela negra"<ref>{{Citar web|url=https://www.brainpickings.org/2016/06/27/mapping-the-heavens-natarajan-black-holes/|titulo=Mapping the Heavens: How Cosmology Shaped Our Understanding of the Universe and the Strange Story of How the Term "Black Hole" Was Born|primeiro=Maria|último =Popova|obra=brainpickings.org|acessodata=10 de março de 2020}}</ref> e, no início do século XX, os físicos usaram o termo "objeto gravitacionalmente colapsado". A escritora científica Marcia Bartusiak relacionou o termo "buraco negro" ao físico [[Robert Henry Dicke|Robert H. Dicke]], que no início dos anos 1960 comparou o fenômeno ao Buraco Negro de Calcutá, notório como uma prisão onde as pessoas entravam, mas nunca saíam vivas.<ref name="Bartusiak">{{Citar web|url=https://www.wbur.org/radioboston/2018/10/09/marcia-bartusiak-planet-three|titulo=MIT's Marcia Bartusiak On Understanding Our Place In The Universe|obra=www.wbur.org|acessodata=10 de março de 2020}}</ref>

O termo "buraco negro" foi usado nas publicações da ''[[Life (revista)|Life]]'' and ''[[Science News]]'' em 1963<ref name="Bartusiak">{{Citar web|url=https://www.wbur.org/radioboston/2018/10/09/marcia-bartusiak-planet-three|titulo=MIT's Marcia Bartusiak On Understanding Our Place In The Universe|obra=www.wbur.org|acessodata=10 de março de 2020}}</ref> e pela jornalista científica Ann Ewing em seu artigo {{" '}}Black Holes' in Space", datado de 18 de janeiro de 1964, que era um relatório sobre uma reunião da [[Associação Americana para o Avanço da Ciência]], realizada em [[Cleveland]], nos [[Estados Unidos]].<ref name="scinewsewing">{{Citar web|titulo=50 years later, it's hard to say who named black holes|url=https://www.sciencenews.org/blog/context/50-years-later-it%E2%80%99s-hard-say-who-named-black-holes|obra=Science News|acessodata=10 de março de 2020}}</ref><ref>{{Citar jornal|titulo=Ann E. Ewing, journalist first reported black holes|url=http://archive.boston.com/bostonglobe/obituaries/articles/2010/08/03/ann_e_ewing_journalist_first_reported_black_holes/|jornal=Boston.com|arquivodata=24 de setembro de 2017|acessodata=10 de março de 2020}}</ref>

Em dezembro de 1967, um estudante sugeriu a expressão "buraco negro" em uma palestra de [[John Archibald Wheeler|John Wheeler]];<ref name="scinewsewing"/> Wheeler adotou o termo por sua brevidade e "valor publicitário",<ref>{{Citar jornal|titulo=Pioneering Physicist John Wheeler Dies at 96|url=https://www.scientificamerican.com/article/pioneering-physicist-john-wheeler-dies/|jornal=[[Scientific American]]|arquivodata=28 de novembro de 2016|acessodata=10 de março de 2020}}</ref> o que levou alguns a atribuírem crédito a Wheeler por cunhar o termo.<ref>{{Citar jornal|titulo=John A. Wheeler, Physicist Who Coined the Term 'Black Hole,' Is Dead at 96|url=https://www.nytimes.com/2008/04/14/science/14wheeler.html|jornal=[[The New York Times]]|arquivodata=22 de novembro de 2016|acessodata=10 de março de 2020}}</ref>

== Propriedades e estrutura ==
[[Ficheiro:Black_hole_details.svg|miniaturadaimagem|esquerda|Ilustração simples de um buraco negro que não gira]]

O [[teorema da calvície]] postula que, uma vez atingida uma condição estável após a formação, um buraco negro tem apenas três propriedades físicas independentes: [[massa]], [[Carga elétrica|carga]] e [[momento angular]]; o buraco negro é de outra maneira inexpressivo. Se a [[conjectura]] for verdadeira, quaisquer dois buracos negros que compartilhem os mesmos valores para essas propriedades ou parâmetros são indistinguíveis um do outro. O grau em que a conjectura é verdadeira para buracos negros reais sob as leis da física moderna é atualmente um problema não resolvido.<ref name="HeuslerNoHair">{{Citar periódico|primeiro6=M.|titulo=Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond|jornal=Living Reviews in Relativity|volume=15|páginas=7|arxiv=1205.6112|bibcode=2012LRR....15....7C|doi=10.12942/lrr-2012-7|pmc=5255892|pmid=28179837|ref=harv|último =Heusler}}</ref>

Essas propriedades são especiais porque são visíveis do lado de fora de um buraco negro. Por exemplo, um buraco negro carregado repele outras cargas iguais, como qualquer outro objeto carregado. Da mesma forma, a massa total dentro de uma esfera contendo um buraco negro pode ser encontrada usando o análogo gravitacional da [[lei de Gauss]].<ref>{{Harvnb|Carroll|2004|p=253}}</ref>

Quando um objeto cai em um buraco negro, qualquer informação sobre a forma do objeto ou a distribuição de carga nele é distribuída uniformemente ao longo do horizonte do buraco negro e é perdida para os observadores externos. O comportamento do horizonte nessa situação é um [[sistema dissipativo]] que é estreitamente análogo ao de uma membrana elástica condutora com atrito e [[resistência elétrica]] — o [[paradigma da membrana]].<ref>{{Citar livro|título=Black holes: the membrane paradigm|ultimo=Thorne|primeiro=K. S.|ultimo2=Price|primeiro2=R. H.|data=1986|isbn=978-0-300-03770-8|authorlink1=Kip Thorne|publicação=Yale University Press}}</ref> Isso é diferente de outras [[Campo (física)|teorias de campo]], como o eletromagnetismo, que não têm atrito ou resistividade no nível microscópico, porque são reversíveis no tempo. Como um buraco negro atinge um estado estável com apenas três parâmetros, não há como evitar a perda de informações sobre as condições iniciais: os campos gravitacionais e elétricos de um buraco negro fornecem muito pouca informação sobre o que ocorreu. As informações perdidas incluem todas as quantidades que não podem ser medidas distante do horizonte do buraco negro, incluindo [[Número quântico|números quânticos]] [[Lei de conservação|aproximadamente conservados]], como o total do [[número bariônico]] e do [[número leptônico]]. Esse comportamento é tão intrigante que foi chamado de [[paradoxo da informação em buracos negros]].<ref>{{Citar web|url=http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/BlackHoles/info_loss.html|titulo=The Black Hole Information Loss Problem|obra=Usenet Physics FAQ|último =Anderson|primeiro=Warren G.|acessodata=10 de março de 2020}}</ref><ref>{{Citar conferência|primeiro3=J.|url=http://www.theory.caltech.edu/~preskill/talks/blackholes.pdf|titulo=Black holes|acessodata=10 de março de 2020|editor=[[Caltech]]}}</ref>

=== Propriedades físicas ===
[[Ficheiro:Gravitational_time_dilation_around_a_black_hole.gif|miniaturadaimagem|upright=1.3|Dilatação do tempo gravitacional em torno de um buraco negro]]

Os buracos negros estáticos mais simples têm massa, mas não têm nem carga elétrica nem momento angular. Esses buracos negros são frequentemente chamados de [[Métrica de Schwarzschild|buracos negros de Schwarzschild]], em homenagem a [[Karl Schwarzschild]], que descobriu essa solução em 1916.<ref name="Schwarzschild1916">{{Citar periódico|primeiro6=K.|titulo=Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie|url=https://archive.org/stream/sitzungsberichte1916deutsch#page/188/mode/2up|jornal=Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften|volume=7|páginas=189–196|bibcode=1916SPAW.......189S|ref=harv|último =Schwarzschild|authorlink1=Karl Schwarzschild}}</ref> Segundo o [[Teorema de Birkhoff (relatividade)|teorema de Birkhoff]], é a única [[Solução do vácuo (relatividade geral)|solução a vácuo]] [[Espaço-tempo esfericamente simétrico|esfericamente simétrica]].<ref>{{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=Appendix B}}</ref> Isso significa que não há diferença observável à distância entre o campo gravitacional de um buraco negro e o de qualquer outro objeto esférico da mesma massa. A noção popular de um buraco negro "sugando tudo" em seus arredores é, portanto, correta apenas perto do horizonte de um buraco negro; distante, o campo gravitacional externo é idêntico ao de qualquer outro corpo da mesma massa.<ref>{{Citar livro|url=https://books.google.com/books?id=CXom04KGIL8C&pg=PA167|título=Perspectives on Astronomy|ultimo=Seeds|primeiro=Michael A.|ultimo2=Backman|primeiro2=Dana E.|data=2007|isbn=978-0-495-11352-2|ref=harv|publicação=Cengage Learning}}</ref>

Também existem soluções que descrevem buracos negros mais gerais. [[Buraco negro carregado|Buracos negros carregados]] sem rotação são descritos pela [[métrica de Reissner-Nordström]], enquanto a [[métrica de Kerr]] descreve um [[Buraco negro em rotação|buraco negro rotativo]] sem carga. A solução [[Espaço-tempo estacionário|estacionária]] mais geral de buraco negro conhecida é a [[métrica de Kerr-Newman]], que descreve um buraco negro com carga e momento angular.<ref name="shapiro_teukolsky1983">{{Citar livro|título=Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects|ultimo=Shapiro|primeiro=S. L.|ultimo2=Teukolsky|primeiro2=S. A.|data=1983|isbn=978-0-471-87316-7|publicação=John Wiley and Sons}}</ref>

Enquanto a massa de um buraco negro pode assumir qualquer valor positivo, a carga e o momento angular são restringidos pela massa. Nas [[unidades de Planck]], a carga elétrica total ''Q'' e o momento angular total ''J'' devem satisfazer

: <math>Q^2+\left ( \tfrac{J}{M} \right )^2\le M^2\, </math>

para um buraco negro de massa ''M.'' Buracos negros com a [[massa mínima]] possível que satisfazem essa desigualdade são chamados [[Buraco negro extremo|extremais]]. Existem soluções das equações de Einstein que violam essa desigualdade, mas elas não possuem um horizonte de eventos. Essas soluções têm as chamadas [[Singularidade nua|singularidades nuas]], que podem ser observadas do lado de fora e, portanto, são consideradas ''não físicas''. A [[hipótese da censura cósmica]] exclui a formação de tais singularidades, quando elas são criadas através do colapso gravitacional da [[Condição de energia|matéria realista]].<ref name="wald 1997"/> Isso é apoiado por simulações numéricas.<ref>{{Citar periódico|primeiro6=B. K.|titulo=Numerical Approaches to Spacetime Singularities|jornal=Living Reviews in Relativity|volume=5|páginas=2002–1|arxiv=gr-qc/0201056|bibcode=2002LRR.....5....1B|doi=10.12942/lrr-2002-1|pmc=5256073|pmid=28179859|ref=harv|último =Berger}}</ref>

Devido à força relativamente grande do [[eletromagnetismo]], espera-se que os buracos negros formados pelo colapso das estrelas retenham a carga quase neutra da estrela. Espera-se que a rotação seja uma característica universal de objetos astrofísicos compactos. A fonte de raios X binária candidata a buraco negro GRS 1915 + 105<ref>{{Citar periódico|titulo=The Spin of the Near-Extreme Kerr Black Hole GRS 1915+105|jornal=Astrophysical Journal|volume=652|páginas=518–539|arxiv=astro-ph/0606076|bibcode=2006ApJ...652..518M|doi=10.1086/508457|ref=harv}}</ref> parece ter um momento angular próximo ao valor máximo permitido. Esse limite sem carga é<ref name="50SMBH">{{Citar periódico|primeiro6=B. P.|titulo=GW170104: Observation of a 50-Solar-Mass Binary Black Hole Coalescence at Redshift 0.2|jornal=[[Physical Review Letters]]|volume=118|páginas=221101|arxiv=1706.01812|bibcode=2017PhRvL.118v1101A|doi=10.1103/PhysRevLett.118.221101|pmid=28621973|último =Abbott}}</ref>

: <math>J \le \frac{GM^{2}}{c},</math>

permitindo a definição de um parâmetro de rotação [[Magnitude adimensional|adimensional]], tal que<ref name="50SMBH">{{Citar periódico|primeiro6=B. P.|titulo=GW170104: Observation of a 50-Solar-Mass Binary Black Hole Coalescence at Redshift 0.2|jornal=[[Physical Review Letters]]|volume=118|páginas=221101|arxiv=1706.01812|bibcode=2017PhRvL.118v1101A|doi=10.1103/PhysRevLett.118.221101|pmid=28621973|último =Abbott}}</ref>

: <math> 0 \le \frac{cJ}{GM^{2}}\le 1.</math><ref name="50SMBH">{{Citar periódico|primeiro6=B. P.|titulo=GW170104: Observation of a 50-Solar-Mass Binary Black Hole Coalescence at Redshift 0.2|jornal=[[Physical Review Letters]]|volume=118|páginas=221101|arxiv=1706.01812|bibcode=2017PhRvL.118v1101A|doi=10.1103/PhysRevLett.118.221101|pmid=28621973|último =Abbott}}</ref><ref name="PRL-171016">{{citar periódico|último1 =Abbott |primeiro1 =B. P. |numero-autores=et al |colaboração=[[LIGO Scientific Collaboration]] & Virgo Collaboration |título=GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral |periódico=Physical Review Letters |data=16 de outubro de 2017 |volume=119 |número=16 |páginas=161101 |doi=10.1103/PhysRevLett.119.161101 |pmid=29099225 |arxiv=1710.05832 |bibcode=2017PhRvL.119p1101A}}</ref>

{| class="wikitable" style="float:right; margin:0 0 0.5em 1em;"
|+ Classificações de buracos negros
! Classe
! Massa aprox.
! Raio aprox.
|-
| [[Buraco negro supermassivo]]
| style="text-align: center;" | 10{{exp|5}}–10{{exp|10}} [[Massa solar|''M''<sub>Sol</sub>]]
| style="text-align: center;" | 0,001–400 [[Unidade astronômica|AU]]
|-
| [[Buraco negro de massa intermediária]]
| style="text-align: center;" | 10{{Exp|3}} ''M''<sub>Sol</sub>
| style="text-align: center;" | 10{{Exp|3}} km ≈ [[Raio terrestre|''R''<sub>Terra</sub>]]
|-
| [[Buraco negro estelar]]
| style="text-align: center;" | 10 ''M''<sub>Sol</sub>
| style="text-align: center;" | 30 km
|-
| [[Miniburaco negro|Microburaco negro]]
| style="text-align: center;" | até ''M''<sub>Lua</sub>
| style="text-align: center;" | até 0,1 milímetro
|}
Buracos negros são comumente classificados de acordo com sua massa, independente do momento angular, ''J.'' O tamanho de um buraco negro, conforme determinado pelo raio do horizonte de eventos, ou [[raio de Schwarzschild]], é proporcional à massa ''M'', através de

: <math>r_\mathrm{s}=\frac{2GM}{c^2} \approx 2,95\, \frac{M}{M_\mathrm{Sol}}~\mathrm{km,}</math>

onde ''r''<sub>s</sub> é o raio de Schwarzschild e ''M''<sub>Sol</sub> é a [[Massa solar|massa do Sol]].<ref>{{Harvnb|Wald|1984|pp=124–125}}</ref> Para um buraco negro com rotação diferente de zero e/ou carga elétrica, o raio é menor, até que um [[buraco negro extremo]] possa ter um horizonte de eventos próximo a<ref>{{Citar periódico|titulo=Destroying a near-extremal Kerr–Newman black hole|jornal=Physical Review D|volume=84|páginas=027501|arxiv=1105.3950|bibcode=2011PhRvD..84b7501S|doi=10.1103/PhysRevD.84.027501}}</ref>

: <math>r_\mathrm{+}=\frac{GM}{c^2}.</math>

=== Horizonte de eventos ===
{{AP|Horizonte de eventos}}

{{multiple image |align=right |direction=vertical |width=300
|image1=BH-no-escape-1.svg |caption1=Longe do buraco negro, uma partícula pode se mover em qualquer direção, conforme ilustrado pelo conjunto de setas. É restrita apenas pela velocidade da luz.
|image2=BH-no-escape-2.svg |caption2=Mais perto do buraco negro, o espaço-tempo começa a se deformar. Existem mais caminhos indo em direção ao buraco negro do que caminhos se afastando dele.<ref>{{harvnb|Misner|Thorne|Wheeler|1973|p=848}}</ref>
|image3=BH-no-escape-3.svg |caption3=Dentro do horizonte de eventos, todos os caminhos aproximam a partícula do centro do buraco negro. Não é mais possível que a partícula escape.}}

A característica definidora de um buraco negro é o surgimento de um [[horizonte de eventos]] — um limite no [[espaço-tempo]] através do qual matéria e luz podem passar apenas para dentro em direção à massa do buraco negro. Nada, nem mesmo a luz, pode escapar de dentro do horizonte de eventos. O horizonte de eventos é referido como tal porque se um evento ocorrer dentro dos limites, as informações desse evento não poderão alcançar um observador externo, tornando impossível determinar se esse evento ocorreu.<ref>{{Harvnb|Wheeler|2007|p=179}}</ref>

Como previsto pela relatividade geral, a presença de uma massa deforma o espaço-tempo de tal maneira que os caminhos percorridos pelas partículas se inclinam em direção à massa.<ref>{{Harvnb|Carroll|2004|loc=Ch. 5.4 and 7.3}}</ref> No horizonte de eventos de um buraco negro, essa deformação se torna tão forte que não há caminhos que se afastem do buraco negro.<ref>{{Citar web|titulo=Singularities and Black Holes > Lightcones and Causal Structure|url=https://plato.stanford.edu/entries/spacetime-singularities/lightcone.html|acessodata=10 de março de 2020|publicação=[[Stanford Encyclopedia of Philosophy]]}}</ref>

Para um observador distante, os relógios perto de um buraco negro parecem marcar mais lentamente do que os que estão mais distantes do buraco negro.<ref>{{Harvnb|Carroll|2004|p=217}}</ref> Devido a esse efeito, conhecido como dilatação do tempo gravitacional, um objeto que cai em um buraco negro parece diminuir à medida que se aproxima do horizonte de eventos, levando um tempo infinito para alcançá-lo.<ref>{{Harvnb|Carroll|2004|p=218}}</ref> Ao mesmo tempo, todos os processos nesse objeto diminuem a velocidade, do ponto de vista de um observador externo fixo, fazendo com que qualquer luz emitida pelo objeto pareça mais vermelha e mais escura, um efeito conhecido como [[Desvio para o vermelho gravitacional|desvio gravitacional para o vermelho]].<ref>{{Citar web|url=http://nrumiano.free.fr/Estars/int_bh.html|titulo=Inside a black hole|obra=Knowing the universe and its secrets|acessodata=10 de março de 2020}}</ref> Por fim, o objeto em queda desaparece até não poder mais ser visto. Normalmente, esse processo acontece muito rapidamente, com um objeto desaparecendo da vista em menos de um segundo.<ref>{{Citar web|titulo=What happens to you if you fall into a black holes|url=http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/BlackHoles/fall_in.html|acessodata=10 de março de 2020|publicação=[[John Baez]]}}</ref>

Por outro lado, observadores indestrutíveis que caem em um buraco negro não percebem nenhum desses efeitos à medida que cruzam o horizonte de eventos. De acordo com seus próprios relógios, que lhes parecem marcar normalmente, eles cruzam o horizonte de eventos após um tempo finito sem notar nenhum comportamento singular; na relatividade geral clássica, é impossível determinar a localização do horizonte de eventos a partir de observações locais, devido ao [[Princípio da equivalência|princípio de equivalência]] de Einstein.<ref>{{Harvnb|Carroll|2004|p=222}}</ref><ref>{{Citar jornal|titulo=Watch: Three Ways an Astronaut Could Fall Into a Black Hole|url=https://news.nationalgeographic.com/news/2014/01/140130-black-holes-stephen-hawking-work-space-astronomy/|editor=[[National Geographic (revista)|National Geographic]] |acessodata=12 de março de 2020}}</ref>

A topologia do horizonte de eventos de um buraco negro é sempre aproximadamente esférica.<ref>{{citar periódico|primeiro1 =R. |último1 =Emparan |primeiro2 =H. S. |último2 =Reall |título=Black Holes in Higher Dimensions |periódico=Living Reviews in Relativity |volume=11 |número=6 |páginas=6 |data=2008 |arxiv=0801.3471 |bibcode=2008LRR....11....6E |doi=10.12942/lrr-2008-6 |pmid=28163607 |pmc=5253845 |ref=harv}}</ref><ref>{{citar livro|último1 =Obers |primeiro1 =N. A. |editor-sobrenome1 =Papantonopoulos |editor-nome1 =Eleftherios |título=Black Holes in Higher-Dimensional Gravity |periódico=Physics of Black Holes |volume=769 |páginas=211–258 |data=2009 |doi=10.1007/978-3-540-88460-6 |arxiv=0802.0519 |series=Lecture Notes in Physics |isbn=978-3-540-88459-0 |ref=harv |bibcode=2009LNP...769.....P |url=http://cds.cern.ch/record/1164174/files/978-3-540-88460-6_BookTOC.pdf}}</ref><ref>{{Harvnb|hawking|ellis|1973|loc=Ch. 9.3}}</ref> Para buracos negros não rotativos (estáticos), a geometria do horizonte de eventos é precisamente esférica, enquanto para buracos negros rotativos o horizonte de eventos é oblato.<ref>{{Citar periódico|titulo=Toroidal black holes and topological censorship|url=https://authors.library.caltech.edu/87860/1/PhysRevD.52.6982.pdf|jornal=Physical Review D|volume=52|páginas=6982–6987|bibcode=1995PhRvD..52.6982S|doi=10.1103/PhysRevD.52.6982}}</ref>

=== Singularidade ===
{{AP|Singularidade gravitacional}}
[[Ficheiro:BlackHole_Lensing.gif|esquerda|miniaturadaimagem|Simulação de [[Lente gravitacional|lentes gravitacionais]] por um buraco negro, que distorce a imagem de uma [[galáxia]] no fundo.]]

No centro de um buraco negro, conforme descrito pela [[relatividade geral]], pode estar uma [[singularidade gravitacional]], uma região onde a curvatura do espaço-tempo se torna infinita.<ref>{{Harvnb|Carroll|2004|p=205}}</ref> Para um buraco negro não rotativo, essa região assume a forma de um único ponto e, para um [[Buraco negro em rotação|buraco negro rotativo]], é borrada para formar uma singularidade de anel que fica no plano de rotação.<ref>{{Harvnb|Carroll|2004|pp=264–265}}</ref> Nos dois casos, a região singular possui volume zero. Também pode ser mostrado que a região singular contém toda a massa da solução do buraco negro.<ref>{{Harvnb|Carroll|2004|p=252}}</ref> A região singular pode assim ser pensada como tendo [[densidade]] infinita.<ref>{{Citar jornal|titulo=Sizes of Black Holes? How Big is a Black Hole?|url=https://www.skyandtelescope.com/astronomy-resources/how-big-is-a-black-hole/|jornal=Sky & Telescope}}</ref>

Observadores que caem em um buraco negro de Schwarzschild (ou seja, que não são rotativos e não são carregados) não podem evitar serem transportados para a singularidade, uma vez que cruzam o horizonte de eventos. Eles podem prolongar a experiência acelerando para desacelerar sua descida, mas apenas até um limite.<ref>{{Citar periódico|primeiro6=G. F.|titulo=No Way Back: Maximizing Survival Time Below the Schwarzschild Event Horizon|jornal=Publications of the Astronomical Society of Australia|volume=24|páginas=46–52|arxiv=0705.1029|bibcode=2007PASA...24...46L|doi=10.1071/AS07012|ref=harv|último =Lewis}}</ref> Quando atingem a singularidade, são esmagados em densidade infinita e sua massa é adicionada ao total do buraco negro. Antes que isso aconteça, eles serão dilacerados pelas crescentes [[Força de maré|forças das marés]] em um processo às vezes chamado de [[espaguetificação]] ou "efeito macarrão".<ref>{{Harvnb|Wheeler|2007|p=182}}</ref>

No caso de um buraco negro carregado (Reissner–Nordström) ou rotativo (Kerr), é possível evitar a singularidade. Estender essas soluções o máximo possível revela a possibilidade hipotética de sair do buraco negro em um espaço-tempo diferente, com o buraco atuando como um [[buraco de minhoca]].<ref>{{Harvnb|Carroll|2004|pp=257–259 and 265–266}}</ref> A possibilidade de viajar para outro universo é, no entanto, apenas teórica, pois qualquer perturbação destruiria essa possibilidade.<ref>{{Citar periódico|titulo=Black holes: the inside story|url=http://physicsworldarchive.iop.org/index.cfm?action=summary&doc=9%2F1%2Fphwv9i1a26%40pwa-xml&qt=%28Black%20holes\%3A%20the%20inside%20story%20%3Cin%3E%20%28chtitle%29%29|jornal=Physics World|volume=9|páginas=34–37|bibcode=1996PhyW....9...34D|doi=10.1088/2058-7058/9/1/26|arquivodata=17 de agosto de 2014|ref=harv|acessodata=12 de março de 2020}}</ref> Também parece ser possível seguir [[Curva fechada de tipo tempo|curvas fechadas de tipo tempo]] (retornando ao próprio passado) em torno da singularidade de Kerr, o que leva a problemas de causalidade como o [[paradoxo do avô]].<ref>{{Harvnb|Carroll|2004|p=266}}</ref> Espera-se que nenhum desses efeitos peculiares sobreviva em um tratamento quântico adequado de buracos negros rotativos e carregados.<ref>{{Citar periódico|titulo=Internal structure of black holes|jornal=Physical Review D|volume=41|bibcode=1990PhRvD..41.1796P|doi=10.1103/PhysRevD.41.1796|ref=harv}}</ref>

O aparecimento de singularidades na relatividade geral é geralmente percebido como sinalizador do colapso da teoria.<ref>{{Harvnb|Wald|1984|p=212}}</ref> Esse colapso, no entanto, é esperado; ocorre em uma situação em que os [[Mecânica quântica|efeitos quânticos]] devem descrever essas ações, devido à densidade extremamente alta e, portanto, às interações de partículas. Até o momento, não foi possível combinar efeitos quânticos e gravitacionais em uma única teoria, embora existam tentativas de formular tal teoria da [[Gravitação quântica|gravidade quântica]]. Geralmente, espera-se que tal teoria não apresente singularidades.<ref>{{Citar web|url=http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/bh_hawk.html|titulo=Black Holes and Quantum Gravity|obra=Cambridge Relativity and Cosmology|último =Hamade|primeiro=R.|editor=[[Universidade de Cambridge]]|acessodata=10 de março de 2020}}</ref><ref>{{Citar web|url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/980420b.html|titulo=Ask an Astrophysicist: Quantum Gravity and Black Holes|último =Palmer|primeiro=D.|publicação=NASA}}</ref>

=== Esfera de fótons ===
{{AP|Esfera de fótons}}
A esfera de fótons é um limite esférico de espessura zero, na qual os [[Fotão|fótons]] que se movem [[Tangente (geometria)|tangentes]] a essa esfera ficam presos em uma órbita circular em torno do buraco negro. Para buracos negros não rotativos, a esfera de fótons tem um raio de 1,5 vez o raio de Schwarzschild. Suas órbitas seriam dinamicamente instáveis, portanto, qualquer pequena perturbação, como uma partícula incidente de matéria, causaria uma instabilidade que aumentaria ao longo do tempo, colocando o fóton em uma trajetória externa, fazendo com que ele escapasse do buraco negro ou em uma espiral interior que o levaria a atravessar o horizonte de eventos em um dado momento.<ref name="prd84_6">{{Citar periódico|titulo=Shadows of colliding black holes|jornal=Physical Review D|volume=84|páginas=063008|arxiv=1106.2425|bibcode=2011PhRvD..84f3008N|doi=10.1103/PhysRevD.84.063008|ref=harv}}</ref>

Embora a luz ainda possa escapar da esfera de fótons, qualquer luz que a atravesse em uma trajetória de entrada será capturada pelo buraco negro. Portanto, qualquer luz que alcance um observador externo da esfera de fótons deve ter sido emitida por objetos entre a esfera de fótons e o horizonte de eventos.<ref name="prd84_6"/>

=== Ergosfera ===
{{AP|Ergosfera}}
[[Ficheiro:Ergosphere_and_event_horizon_of_a_rotating_black_hole_(no_animation).gif|miniaturadaimagem| A ergosfera é uma região em forma de abóbora fora do horizonte de eventos, onde os objetos não podem permanecer estacionários.<ref name="viss">{{Citar arXiv|arxiv=0706.0622|titulo=The Kerr spacetime: A brief introduction}}, página [https://arxiv.org/pdf/0706.0622v3.pdf#35 35], Fig. 3</ref>]]
Buracos negros em rotação são cercados por uma região do espaço-tempo na qual é impossível ficar parado, chamada de ergosfera. Este é o resultado de um processo conhecido como [[arrasto de referenciais]]; a relatividade geral prevê que qualquer massa em rotação tenderá a "arrastar" levemente ao longo do espaço-tempo imediatamente ao seu redor. Qualquer objeto próximo à massa rotativa tenderá a começar a se mover na direção da rotação. Para um buraco negro rotativo, esse efeito é tão forte perto do horizonte de eventos que um objeto precisaria se mover mais rápido que a velocidade da luz na direção oposta para ficar parado.<ref>{{Harvnb|Carroll|2004|loc=Ch. 6.6}}</ref>

A ergosfera de um buraco negro é um volume cujo limite interno é o horizonte de eventos [[esferoide]] do buraco negro e um limite externo em forma de abóbora, que coincide com o horizonte de eventos nos polos, mas notavelmente mais amplo ao redor do equador. O limite externo às vezes é chamado de ''ergossuperfície''.<ref name="viss"/>

Objetos e radiação podem escapar normalmente da ergosfera. Através do [[processo Penrose]], os objetos podem emergir da ergosfera com mais energia do que entraram. Essa energia é retirada da energia rotacional do buraco negro, causando a desaceleração do último.<ref>{{Harvnb|Carroll|2004|loc=Ch. 6.7}}</ref> Uma variação do processo Penrose na presença de fortes campos magnéticos, o processo Blandford-Znajek é considerado um mecanismo provável para a enorme luminosidade e jatos relativísticos de [[quasar]]es e outros [[Galáxia ativa|núcleos ativos de galáxias]].

=== Órbita circular estável mais interna (ISCO) ===
Na [[Lei da gravitação universal|gravidade newtoniana]], as partículas de teste podem orbitar estavelmente a distâncias arbitrárias de um objeto central. Na [[relatividade geral]], no entanto, existe uma órbita circular estável mais interna (frequentemente chamada de ISCO, sigla em inglês), dentro da qual quaisquer perturbações infinitesimais a uma órbita circular levarão as partículas a espiralar na direção do buraco negro.<ref>{{Harvnb|Thorne|Misner|Wheeler|1973}}</ref> A localização do ISCO depende da rotação do buraco negro, no caso de um buraco negro de Schwarzschild (rotação zero) é:

: <math>r_{isco}=3 \, r_s=\frac{6 \, GM}{c^2}, </math>

e diminui com o aumento da rotação do buraco negro para partículas que orbitam na mesma direção que a rotação.<ref>{{Citar periódico|titulo=Rotating black holes: locally nonrotating frames, energy extraction, and scalar synchrotron radiation|jornal=The Astrophysical Journal|volume=178|páginas=347–370|bibcode=1972ApJ...178..347B|doi=10.1086/151796}}</ref>

== Formação e evolução ==
[[Ficheiro:BBH_gravitational_lensing_of_gw150914.webm|esquerda|miniaturadaimagem|Simulação da colisão de dois buracos negros]]

Dado o caráter bizarro dos buracos negros, foi questionado há muito tempo se tais objetos poderiam realmente existir na natureza ou se eram apenas soluções patológicas para as equações de Einstein. O próprio Einstein pensou erroneamente que os buracos negros não se formariam, porque sustentava que o momento angular das partículas em colapso estabilizaria seus movimentos em algum raio.<ref>{{Citar periódico|primeiro6=A.|titulo=On A Stationary System With Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses|jornal=Annals of Mathematics|volume=40|páginas=922–936|doi=10.2307/1968902|jstor=1968902|ref=harv|último =Einstein}}</ref> Isso levou a comunidade da relatividade geral a descartar todos os resultados contrários por muitos anos. No entanto, uma minoria de relativistas continuou a afirmar que os buracos negros eram objetos físicos.<ref>{{Citar livro|título=The Kerr Spacetime|ultimo=Kerr|primeiro=R. P.|data=2009|editor-sobrenome=Wiltshire|capitulo=The Kerr and Kerr-Schild metrics|arxiv=0706.1109|bibcode=2007arXiv0706.1109K|isbn=978-0-521-88512-6|editor-sobrenome2=Visser|editor-sobrenome3=Scott|publicação=Cambridge University Press}}</ref>

Penrose demonstrou que, uma vez que um horizonte de eventos se forme, a relatividade geral sem a [[mecânica quântica]] exige que uma singularidade se forme dentro.<ref name="penrose1965">{{Citar periódico|titulo=Gravitational Collapse and Space-Time Singularities|jornal=[[Physical Review Letters]]|volume=14|bibcode=1965PhRvL..14...57P|doi=10.1103/PhysRevLett.14.57|ref=harv|authorlink1=Roger Penrose}}</ref> Logo depois, Hawking mostrou que muitas soluções cosmológicas que descrevem o [[Big Bang]] têm singularidades sem [[Campo escalar|campos escalares]] ou outra [[matéria exótica]] (consulte [[Teoremas de singularidade Penrose-Hawking|teoremas da singularidade de Penrose-Hawking]]). A [[Métrica de Kerr|solução de Kerr]], o [[teorema da calvície]] e as leis da [[Termodinâmica do buraco negro|termodinâmica dos buracos negros]] mostraram que as propriedades físicas dos buracos negros eram simples e compreensíveis, tornando-os assuntos respeitáveis para pesquisa.<ref name="HawkingPenrose1970">{{Citar periódico|primeiro6=S. W.|titulo=The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology|jornal=[[Proceedings of the Royal Society A]]|volume=314|páginas=529–548|bibcode=1970RSPSA.314..529H|doi=10.1098/rspa.1970.0021|jstor=2416467|ref=harv|último =Hawking|authorlink1=Stephen Hawking}}</ref> Buracos negros convencionais são formados pelo [[colapso gravitacional]] de objetos pesados, como estrelas, mas também podem, em teoria, ser formados por outros processos.<ref name="pacucci2016">{{Citar periódico|ano=2016|titulo=First Identification of Direct Collapse Black Hole Candidates in the Early Universe in CANDELS/GOODS-S|jornal=Mon. Not. R. Astron. Soc.|volume=459|páginas=1432|arxiv=1603.08522|bibcode=2016MNRAS.459.1432P|doi=10.1093/mnras/stw725}}</ref><ref name="carr primordial">{{Citar livro|título=Inflating Horizon of Particle Astrophysics and Cosmology|ultimo=Carr|primeiro=B. J.|data=2005|editor-sobrenome=Suzuki|páginas=astro–ph/0511743|capitulo=Primordial Black Holes: Do They Exist and Are They Useful?|arxiv=astro-ph/0511743|bibcode=2005astro.ph.11743C|isbn=978-4-946443-94-7|editor-sobrenome2=Yokoyama|editor-sobrenome3=Suto|editor-sobrenome4=Sato|publicação=Universal Academy Press}}</ref>

=== Colapso gravitacional ===
{{AP|Colapso gravitacional}}

O colapso gravitacional ocorre quando a [[pressão]] interna de um objeto é insuficiente para resistir à sua própria gravidade. Para as estrelas, isso geralmente ocorre porque uma estrela tem muito pouco "combustível" para manter sua temperatura através da [[nucleossíntese estelar]] ou porque uma estrela que seria estável recebe matéria extra de uma maneira que não eleva sua temperatura central. Em ambos os casos, a temperatura da estrela não é mais alta o suficiente para impedir que ela entre em colapso com seu próprio peso.<ref name="Carroll5.8">{{Harvnb|Carroll|2004|loc=Section 5.8}}</ref> O colapso pode ser interrompido pela [[pressão de degenerescência]] dos constituintes da estrela, permitindo a condensação da matéria em um estado exótico [[Matéria degenerada|mais denso]]. O resultado é um dos vários tipos de [[Estrela compacta|estrelas compactas]]. Quais tipos formam isso depende da massa remanescente da estrela original, deixada depois que as camadas externas foram removidas. Tais explosões e pulsações levam à [[nebulosa planetária]].<ref>{{Citar livro|url=https://books.google.com/books?id=Q2aURFWBI8EC&pg=PA11|título=Planetary Nebulae and How to Observe Them|ultimo=Griffiths|primeiro=Martin|ano=2012|isbn=978-1-4614-1781-1|publicação=Springer Science & Business Media|página=11|língua=en}}</ref> Essa massa pode ser substancialmente menor que a estrela original. Restos superiores a 5 massas solares são produzidos por estrelas com mais de 20 massas solares antes do colapso.

[[Ficheiro:Artist’s_impression_of_supermassive_black_hole_seed.jpg|miniaturadaimagem|Impressão artística da semente supermassiva de um buraco negro<ref>{{Citar web|titulo=Artist's impression of supermassive black hole seed|url=http://www.spacetelescope.org/images/heic1610a/}}</ref> ]]

Se a massa remanescente exceder cerca de 3–4 massas solares (o [[limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff]]<ref name="OV1939">{{Citar periódico|primeiro6=J. R.|titulo=On Massive Neutron Cores|jornal=[[Physical Review]]|volume=55|páginas=374–381|bibcode=1939PhRv...55..374O|doi=10.1103/PhysRev.55.374|ref=harv|último =Oppenheimer|authorlink1=J. Robert Oppenheimer}}</ref>), seja porque a estrela original era muito massiva ou porque a remanescente coletava massa adicional através da acumulação de matéria, até a pressão de degenerescência dos [[nêutron]]s é insuficiente para impedir o colapso. Nenhum mecanismo conhecido (exceto possivelmente a pressão de degeneração dos quarks, veja [[estrela de quarks]]) é poderoso o suficiente para parar a implosão e o objeto inevitavelmente entrará em colapso para formar um buraco negro.<ref name="Carroll5.8">{{Harvnb|Carroll|2004|loc=Section 5.8}}</ref>

Presume-se que o colapso gravitacional de estrelas pesadas seja responsável pela formação de [[Buraco negro estelar|buracos negros de massa estelar]]. A [[Formação estelar|formação de estrelas]] no universo primitivo pode ter resultado em estrelas muito massivas, que após o colapso teriam produzido buracos negros de até 10 massas solares. Esses buracos negros podem ser as sementes dos buracos negros supermassivos encontrados no centro da maioria das galáxias.<ref name="ReesVolonteri">{{Citar livro|título=Black Holes from Stars to Galaxies – Across the Range of Masses|ultimo=Rees|primeiro=M. J.|ultimo2=Volonteri|primeiro2=M.|data=2007|editor-sobrenome=Karas|volume=238|páginas=51–58|capitulo=Massive black holes: formation and evolution|arxiv=astro-ph/0701512|bibcode=2007IAUS..238...51R|doi=10.1017/S1743921307004681|isbn=978-0-521-86347-6|editor-sobrenome2=Matt}}</ref> Foi sugerido ainda que buracos negros supermassivos com massas típicas de ~ 10 massas solares poderiam ter se formado a partir do colapso direto das nuvens de gás na fase inicial do universo.<ref name="pacucci2016">{{Citar periódico|ano=2016|titulo=First Identification of Direct Collapse Black Hole Candidates in the Early Universe in CANDELS/GOODS-S|jornal=Mon. Not. R. Astron. Soc.|volume=459|páginas=1432|arxiv=1603.08522|bibcode=2016MNRAS.459.1432P|doi=10.1093/mnras/stw725}}</ref> Alguns candidatos a esses objetos foram encontrados em observações do universo jovem.

Enquanto a maior parte da energia liberada durante o colapso gravitacional é emitida muito rapidamente, um observador externo na verdade não vê o fim desse processo. Embora o colapso leve uma quantidade finita de tempo a partir do [[referencial]] da matéria que cai em direção ao buraco negro, um observador distante verá essa matéria lenta e parada logo acima do horizonte de eventos, devido à dilatação do tempo gravitacional. A luz da matéria em colapso leva cada vez mais tempo para chegar ao observador, com a luz emitida pouco antes da formação do horizonte de eventos atrasar uma quantidade infinita de tempo. Assim, o observador externo nunca vê a formação do horizonte de eventos; em vez disso, a matéria em colapso parece ficar mais escura e cada vez mais deslocada para o vermelho, até que desapareça.<ref>{{Citar periódico|titulo=Gravitational Collapse: The Role of General Relativity|url=http://www.imamu.edu.sa/Scientific_selections/abstracts/Physics/Gravitational%20Collapse%20The%20Role%20of%20General.pdf|jornal=General Relativity and Gravitation|volume=34|bibcode=2002GReGr..34.1141P|doi=10.1023/A:1016578408204|arquivodata=26 de maio de 2013|ref=harv|authorlink1=Roger Penrose}}</ref>

==== Buracos negros primordiais e o Big Bang ====
O colapso gravitacional requer grande densidade. Na época atual do universo, essas altas densidades são encontradas apenas nas estrelas, mas no universo inicial, logo após o [[Big Bang]] as densidades eram muito maiores, possivelmente permitindo a criação de buracos negros. A alta densidade por si só não é suficiente para permitir a formação de buracos negros, uma vez que uma distribuição uniforme de massa não permitirá que ela se agrupe. Para que os [[Buraco negro primordial|buracos negros primordiais]] se formassem em um meio tão denso, deve ter havido perturbações iniciais na densidade que poderiam então crescer sob sua própria gravidade. Diferentes modelos para o universo primitivo variam amplamente em suas previsões da escala dessas flutuações. Vários modelos preveem a criação de buracos negros primordiais, variando em tamanho, de uma [[massa de Planck]] a centenas de milhares de massas solares.<ref name="carr primordial">{{Citar livro|título=Inflating Horizon of Particle Astrophysics and Cosmology|ultimo=Carr|primeiro=B. J.|data=2005|editor-sobrenome=Suzuki|páginas=astro–ph/0511743|capitulo=Primordial Black Holes: Do They Exist and Are They Useful?|arxiv=astro-ph/0511743|bibcode=2005astro.ph.11743C|isbn=978-4-946443-94-7|editor-sobrenome2=Yokoyama|editor-sobrenome3=Suto|editor-sobrenome4=Sato|publicação=Universal Academy Press}}</ref>

Apesar de o universo primitivo ser extremamente [[Densidade|denso]] (muito mais denso do que normalmente é necessário para formar um buraco negro), ele não voltou a colapsar em um buraco negro durante o Big Bang. Modelos para o [[colapso gravitacional]] de objetos de tamanho relativamente constante, como [[estrela]]s, não se aplicam necessariamente da mesma maneira à rápida expansão do espaço, como o Big Bang.<ref>{{Citar web|titulo=Is the Big Bang a black hole?|url=http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/BlackHoles/universe.html|publicação=[[John Baez]]}}</ref>

=== Colisões de alta energia ===
[[Ficheiro:CMS_Higgs-event.jpg|miniaturadaimagem|Evento simulado no detector CMS: uma colisão na qual um micro buraco negro pode ser criado]]

O colapso gravitacional não é o único processo que pode criar buracos negros. Em princípio, buracos negros podem ser formados em colisões de [[Física de partículas|alta energia]] que atingem densidade suficiente. A partir de 2002, nenhum desses eventos foi detectado, direta ou indiretamente, como uma deficiência do balanço de massa em experimentos com [[Acelerador de partículas|aceleradores de partículas]].<ref>{{Citar periódico|primeiro6=S. B.|titulo=High energy colliders as black hole factories: The end of short distance physics|jornal=Physical Review D|volume=65|arxiv=hep-ph/0106219|bibcode=2002PhRvD..65e6010G|doi=10.1103/PhysRevD.65.056010|ref=harv|último =Giddings}}</ref> Isso sugere que deve haver um limite inferior para a massa de buracos negros. Teoricamente, espera-se que esse limite esteja ao redor da [[massa de Planck]], onde se espera que efeitos quânticos invalidem as previsões da relatividade geral.<ref>{{Citar periódico|titulo=Is there a black hole minimum mass?|jornal=Physical Review D|volume=74|arxiv=gr-qc/0609055|bibcode=2006PhRvD..74h4004H|doi=10.1103/PhysRevD.74.084004|ref=harv}}</ref> Isso colocaria a criação de buracos negros firmemente fora do alcance de qualquer processo de alta energia que ocorra na Terra ou próximo a ela. No entanto, certos desenvolvimentos na gravidade quântica sugerem que a massa de Planck poderia ser muito menor: alguns cenários do mundo das [[P-brana]]s, por exemplo, colocam a fronteira tão baixa quanto {{Val|1|u=TeV/c2}}.<ref>{{Citar periódico|primeiro6=N.|titulo=The hierarchy problem and new dimensions at a millimeter|jornal=Physics Letters B|volume=429|páginas=263–272|arxiv=hep-ph/9803315|bibcode=1998PhLB..429..263A|doi=10.1016/S0370-2693(98)00466-3|ref=harv|último =Arkani–Hamed}}</ref> Isso tornaria possível a criação de [[Miniburaco negro|microburacos negros]] nas colisões de alta energia que ocorrem quando os [[Raio cósmico|raios cósmicos]] atingem a [[atmosfera da Terra]], ou possivelmente no [[Grande Colisor de Hádrons|Large Hadron Collider]] do [[Organização Europeia para a Pesquisa Nuclear|CERN]]. Essas teorias são muito especulativas e a criação de buracos negros nesses processos é considerada improvável por muitos especialistas.<ref name="LHCsafety">{{Citar periódico|ano=2008|titulo=Review of the Safety of LHC Collisions|url=http://lsag.web.cern.ch/lsag/LSAG-Report.pdf|jornal=Journal of Physics G: Nuclear Physics|volume=35|páginas=115004|arxiv=0806.3414|bibcode=2008JPhG...35k5004E|doi=10.1088/0954-3899/35/11/115004|arquivodata=14 de abril de 2010|autor=LHC Safety Assessment Group}}</ref> Mesmo que microburacos negros pudessem ser formados, espera-se que eles [[Radiação Hawking|evaporassem]] em cerca de 10 {{Exp|−25}} segundos, não ameaçando a Terra.<ref>{{Citar periódico|primeiro6=M.|titulo=Particle accelerators as black hole factories?|url=http://www.einstein-online.info/spotlights/accelerators_bh/|jornal=Einstein-Online|volume=4|arquivodata=8 de maio de 2013|ref=harv|último =Cavaglià}}</ref>

=== Crescimento ===
Depois que um buraco negro se forma, ele pode continuar a crescer absorvendo [[matéria]] adicional. Qualquer buraco negro absorve continuamente gás e poeira interestelar de seus arredores. Esse é o processo principal pelo qual os buracos negros supermassivos parecem ter crescido.<ref name="ReesVolonteri">{{Citar livro|título=Black Holes from Stars to Galaxies – Across the Range of Masses|ultimo=Rees|primeiro=M. J.|ultimo2=Volonteri|primeiro2=M.|data=2007|editor-sobrenome=Karas|volume=238|páginas=51–58|capitulo=Massive black holes: formation and evolution|arxiv=astro-ph/0701512|bibcode=2007IAUS..238...51R|doi=10.1017/S1743921307004681|isbn=978-0-521-86347-6|editor-sobrenome2=Matt}}</ref> Um processo semelhante foi sugerido para a formação de [[Buraco negro de massa intermediária|buracos negros de massa intermediária]] encontrados em [[Aglomerado globular|aglomerados globulares]].<ref>{{Citar periódico|numero-autores=3|titulo=Intermediate-Mass Black Holes in Early Globular Clusters|jornal=The Astrophysical Journal Letters|volume=713|páginas=L41–L44|arxiv=1003.3470|bibcode=2010ApJ...713L..41V|doi=10.1088/2041-8205/713/1/L41|ref=harv}}</ref> Os buracos negros também podem se fundir com outros objetos, como estrelas ou até outros buracos negros. Pensa-se que isso tenha sido importante, especialmente no crescimento inicial de buracos negros supermassivos, que poderiam ter se formado a partir da agregação de muitos objetos menores. O processo também foi proposto como a origem de alguns [[Buraco negro de massa intermediária|buracos negros de massa intermediária]].<ref>{{Citar periódico|numero-autores=3|titulo=Formation of massive black holes through runaway collisions in dense young star clusters|jornal=Nature|volume=428|páginas=724–726|arxiv=astro-ph/0402622|bibcode=2004Natur.428..724P|doi=10.1038/nature02448|pmid=15085124|ref=harv}}</ref><ref>{{Citar periódico|numero-autores=3|titulo=Binary Mergers and Growth of Black Holes in Dense Star Clusters|jornal=The Astrophysical Journal|volume=637|páginas=937–951|arxiv=astro-ph/0508224|bibcode=2006ApJ...637..937O|doi=10.1086/498446|ref=harv}}</ref>

=== Evaporação ===
{{AP|Radiação Hawking}}

Em 1974, Hawking previu que os buracos negros não são totalmente negros, mas emitem pequenas quantidades de radiação térmica;<ref name="Hawking1974">{{Citar periódico|primeiro6=S. W.|titulo=Black hole explosions?|jornal=Nature|volume=248|páginas=30–31|bibcode=1974Natur.248...30H|doi=10.1038/248030a0|ref=harv|último =Hawking|authorlink1=Stephen Hawking}}</ref> esse efeito ficou conhecido como [[radiação Hawking]]. Ao aplicar a [[teoria quântica de campos]] a um fundo estático de um buraco negro, ele determinou que um buraco negro deveria emitir partículas que exibissem uma [[radiação de corpo negro]]. Desde a publicação de Hawking, muitos outros verificaram o resultado através de várias abordagens.<ref>{{Citar periódico|primeiro6=D. N.|titulo=Hawking radiation and black hole thermodynamics|jornal=New Journal of Physics|volume=7|arxiv=hep-th/0409024|bibcode=2005NJPh....7..203P|doi=10.1088/1367-2630/7/1/203|ref=harv|último =Page}}</ref> Se a teoria de Hawking da radiação do buraco negro estiver correta, espera-se que os buracos negros encolham e evaporem com o tempo, à medida que perdem massa pela emissão de fótons e outras partículas. A temperatura desse espectro térmico ([[Radiação Hawking|temperatura de Hawking]]) é proporcional à gravidade na superfície do buraco negro, que, para um buraco negro de Schwarzschild, é inversamente proporcional à massa. Portanto, grandes buracos negros emitem menos radiação do que pequenos buracos negros.<ref>{{Harvnb|Carroll|2004|loc=Ch. 9.6}}</ref>

Um buraco negro estelar de 1 massa solar tem uma temperatura Hawking de 62 nanokelvins.<ref>{{Citar jornal|titulo=Ask Ethan: Do Black Holes Grow Faster Than They Evaporate?|url=https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2017/08/19/ask-ethan-do-black-holes-grow-faster-than-they-evaporate/|jornal=Forbes ("Starts With A Bang" blog)|acessodata=12 de março de 2020}}</ref> Isso é muito menor do que os 2,7 [[kelvins]] da temperatura da radiação [[Radiação cósmica de fundo em micro-ondas|cósmica de fundo de microondas]]. Buracos negros de massa estelar ou maior recebem mais massa do fundo cósmico de microondas do que emitem pela radiação Hawking e, portanto, crescerão em vez de encolher.<ref>{{Citar periódico|titulo=Black hole Hawking radiation may never be observed!|jornal=General Relativity and Gravitation|volume=33|páginas=175–181|bibcode=2001GReGr..33..175S|doi=10.1023/A:1002753400430}}</ref> Para ter uma temperatura Hawking maior que 2,7 K (e conseguir evaporar), um buraco negro precisaria de uma massa menor que a da [[Lua]]. Tal buraco negro teria um diâmetro menor que um décimo de milímetro.<ref>{{Citar web|url=http://www.einstein-online.info/elementary/quantum/evaporating_bh/?set_language=en|titulo=Evaporating black holes?|obra=Einstein online|editor=Max Planck Institute for Gravitational Physics|acessodata=10 de março de 2020|arquivodata=2012-06-23|arquivourl=https://www.webcitation.org/68e5unXyl?url=http://www.einstein-online.info/elementary/quantum/evaporating_bh/?set_language=en}}</ref>

Se um buraco negro é muito pequeno, espera-se que os efeitos da radiação se tornem muito fortes. Um buraco negro com a massa de um carro teria um diâmetro de cerca de 10 {{Exp|−24}} m e&nbsp;levaria um [[nanossegundo]] para evaporar, período durante o qual teria brevemente uma luminosidade superior a 200 vezes a do Sol. Espera-se que os buracos negros de menor massa evaporem ainda mais rápido; por exemplo, um buraco negro de massa 1 TeV / ''c'' {{Exp|2}} levaria menos de 10 {{Exp|−88}} segundos para evaporar completamente. Para um buraco negro tão pequeno, espera-se que os efeitos da [[gravitação quântica]] desempenhem um papel importante e possam hipoteticamente tornar estável um buraco negro tão pequeno, embora os desenvolvimentos atuais na gravidade quântica não indiquem que esse seja o caso.<ref>{{Citar periódico|titulo=Astrophysical implications of hypothetical stable TeV-scale black holes|jornal=Physical Review D|volume=78|arxiv=0806.3381|bibcode=2008PhRvD..78c5009G|doi=10.1103/PhysRevD.78.035009|ref=harv}}</ref><ref>{{Citar periódico|titulo=The end of the world at the Large Hadron Collider?|jornal=Physics|volume=1|bibcode=2008PhyOJ...1...14P|doi=10.1103/Physics.1.14|ref=harv}}</ref>

Prevê-se que a radiação Hawking para um buraco negro astrofísico seja muito fraca e, portanto, seria extremamente difícil de detectar a partir da Terra. Uma possível exceção, no entanto, é a explosão de raios gama emitida no último estágio da evaporação de buracos negros primordiais. As pesquisas por esses ''flashes'' não tiveram êxito e fornecem limites rigorosos à possibilidade de existência de buracos negros primordiais de baixa massa.<ref>{{Citar periódico|ultimo7=Kanbach|numero-autores=3|titulo=Search of the energetic gamma-ray experiment telescope (EGRET) data for high-energy gamma-ray microsecond bursts|jornal=Astrophysical Journal|volume=434|páginas=557–559|bibcode=1994ApJ...434..557F|doi=10.1086/174758|ref=harv}}</ref> O [[Fermi Gamma-ray Space Telescope|Telescópio Espacial Fermi de raios gama da NASA,]] lançado em 2008, continuará a busca por esses ''flashes''.<ref>{{Citar web|primeiro=R.|último =Naeye|titulo=Testing Fundamental Physics|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/science/testing_fundamental_physics.html|publicação=NASA}}</ref>

Se os buracos negros evaporarem por meio da [[radiação Hawking]], um buraco negro de massa solar evaporará (começando quando a temperatura do fundo cósmico de microondas cair abaixo da temperatura do buraco negro) durante um período de 10{{Exp|64}} anos. Um buraco negro supermassivo com uma massa de 10{{Exp|11}} (100 bilhões) M evaporará em cerca de 2×10{{Exp|100}} anos.<ref name="page">Particle emission rates from a black hole: Massless particles from an uncharged, nonrotating hole, Don N. Page, ''Physical Review D'' '''13''' (1976), pp. 198–206. {{DOI|10.1103/PhysRevD.13.198}}. See in particular equation (27).</ref> Prevê-se que alguns buracos negros monstruosos no universo continuem a crescer até 10{{Exp|14}} M durante o colapso dos superaglomerados de galáxias. Mesmo estes evaporariam em uma escala de tempo de até 10{{Exp|106}} anos.<ref name="Frautschi1982">{{Citar periódico|ano=1982|titulo=Entropy in an Expanding Universe|jornal=Science|volume=217|páginas=593–599|bibcode=1982Sci...217..593F|doi=10.1126/science.217.4560.593|pmid=17817517}} See page 596: table{{Espaços}}1 and section "black hole decay" and previous sentence on that page.</ref>

== Evidência observacional ==
{{multiple image |align=center |total_width=850 |direction=horizontal |header=Galáxia [[Messier 87]] - lar do primeiro buraco negro fotografado |image1=PIA23122-M87-SMBH-SpitzerST-Context-20190424.jpg |caption1=<div align="center">contexto</div> |image2=PIA23122-M87-SMBH-SpitzerST-Closeup-20190424.jpg ||caption2=<div align="center">''closeup''</div> |image3=Black hole - Messier 87 crop max res.jpg |caption3=<div align="center">[[buraco negro supermassivo]]</div> }}

Por natureza, os próprios buracos negros não emitem nenhuma radiação eletromagnética além da hipotética [[radiação Hawking]], de modo que os astrofísicos que procuram buracos negros geralmente devem confiar em observações indiretas. Por exemplo, a existência de um buraco negro às vezes pode ser inferida observando sua influência gravitacional sobre o ambiente ao redor dele.<ref>{{Citar web|titulo=Black Holes {{!}} Science Mission Directorate|url=https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/black-holes|publicação=NASA|acessodata=12 de março de 2020}}</ref>

[[Ficheiro:20190410l.tif|miniaturadaimagem|upright=1.4|A impressão deste artista descreve os caminhos dos fótons nas proximidades de um buraco negro. A curvatura gravitacional e a captura de luz pelo horizonte de eventos é a causa da sombra capturada pelo EHT]]

O [[Event Horizon Telescope]] (EHT), administrado pelo [[Observatório Haystack|Haystack Observatory]] do [[MIT]], é um programa ativo que observa diretamente o ambiente imediato do horizonte de eventos dos buracos negros, como o buraco negro no centro da [[Via Láctea]]. Em abril de 2017, o EHT iniciou a observação do buraco negro no centro de [[Messier 87]].<ref name="eht">{{Citar web|url=https://eventhorizontelescope.org/galleries/2017-observations|titulo=Abril de 2017 Observations|obra=Event Horizon Telescope|acessodata=12 de março de 2020}}</ref> "No total, oito observatórios de rádio em seis montanhas e quatro continentes observaram a galáxia em [[Virgo]] por 10 dias em abril de 2017" para fornecer os dados que renderam a imagem dois anos depois, em abril de 2019.<ref name="OverbyeApril2019">{{Citar jornal|titulo=Darkness Visible, Finally: Astronomers Capture First Ever Image of a Black Hole|url=https://www.nytimes.com/2019/04/10/science/black-hole-picture.html|jornal=The New York Times|acessodata=12 de março de 2020}}</ref> Após dois anos de processamento de dados, a EHT divulgou a primeira imagem direta de um buraco negro, especificamente o buraco negro supermassivo que fica no centro da galáxia acima mencionada.<ref>{{Citar jornal|titulo=Astronomers Reveal the First Picture of a Black Hole|url=https://www.nytimes.com/video/science/space/100000006453594/first-image-black-hole.html|jornal=The New York Times|autor=AP|acessodata=12 de março de 2020}}</ref><ref>{{Citar web|último =Doeleman|primeiro=Shep|titulo=The Event Horizon Telescope: Imaging and Time-Resolving a Black Hole|url=https://www.youtube.com/watch?v=_yGSgUUYDQ8&t=46m50s|obra=Physics @ Berkeley|acessodata=12 de março de 2020}}</ref> O que é visível não é o buraco negro, que se mostra preto por causa da perda de toda a luz nessa região escura, mas sim os gases na borda do horizonte de eventos, exibidos em laranja ou vermelho, que definem a forma do buraco negro.<ref name="GrossmanApril2019">{{Citar jornal|titulo=The first picture of a black hole opens a new era of astrophysics|url=https://www.sciencenews.org/article/black-hole-first-picture-event-horizon-telescope|jornal=Science News|acessodata=12 de março de 2020}}</ref>

Pensa-se que o brilho deste material na metade 'inferior' da imagem EHT processada é causado pelo [[efeito Doppler]], pelo qual o material que se aproxima do espectador a velocidades relativísticas é percebido como mais brilhante do que o material que se afasta. No caso de um buraco negro, esse fenômeno implica que o material visível está girando a velocidades relativísticas (>{{Fmtn|1000}} km/s), as únicas velocidades nas quais é possível equilibrar centrifugamente a imensa atração gravitacional da singularidade e, assim, permanecer em órbita acima do horizonte de eventos. Essa configuração de material brilhante implica que o EHT observou o [[Messier 87|M87 *]] de uma perspectiva que captura o [[disco de acreção]] do buraco negro quase de ponta a ponta, enquanto todo o sistema girava no sentido horário.<ref>{{Citar web|url=https://www.sciencenews.org/article/black-hole-first-picture-event-horizon-telescope|titulo=The first picture of a black hole opens a new era of astrophysics|obra=Science News|lingua=en-US|acessodata=12 de março de 2020}}</ref>

Antes disso, em 2015, o EHT detectou campos magnéticos fora do horizonte de eventos de [[Sagitário A*]] e até discerniu algumas de suas propriedades. As linhas de campo que passam pelo disco de acreção foram consideradas uma mistura complexa de ordenadas e emaranhadas. A existência de campos magnéticos havia sido prevista por estudos teóricos de buracos negros.<ref>{{Citar periódico|primeiro6=M. D.|ultimo7=Akiyama|titulo=Resolved magnetic-field structure and variability near the event horizon of Sagittarius A*|jornal=Science|volume=350|páginas=1242–1245|arxiv=1512.01220|bibcode=2015Sci...350.1242J|doi=10.1126/science.aac7087|pmid=26785487|último =Johnson}}</ref><ref>{{Citar web|titulo=Event Horizon Telescope Reveals Magnetic Fields at Milky Way's Central Black Hole|url=https://www.cfa.harvard.edu/news/2015-28|obra=cfa.harvard.edu|acessodata=12 de março de 2020}}</ref>

=== Detecção de ondas gravitacionais da fusão de buracos negros ===

[[Ficheiro:IonringBlackhole.jpeg|miniaturadaimagem|esquerda|Aparência prevista de buraco negro não rotativo com anel toroidal de matéria ionizada, como foi proposto<ref>O. Straub, F.H. Vincent, M.A. Abramowicz, E. Gourgoulhon, T. Paumard, "Modelling the black hole silhouette in Sgr A* with ion tori", Astron. Astroph 543 (2012) A8</ref> como modelo para [[Sagittarius A*|Sagitário A*]]. A assimetria é devida ao [[efeito Doppler]] resultante da enorme velocidade orbital necessária para o equilíbrio centrífugo da atração gravitacional muito forte do buraco.]]

Em 14 de setembro de 2015, o observatório de ondas gravitacionais [[LIGO]] fez a primeira observação direta bem-sucedida de [[ondas gravitacionais]].<ref name="PRL-20160211"/><ref name="NYT-20160211-db">{{Citar jornal|acessodata=10 de março de 2020|titulo=Physicists Detect Gravitational Waves, Proving Einstein Right|url=https://www.nytimes.com/2016/02/12/science/ligo-gravitational-waves-black-holes-einstein.html|jornal=[[The New York Times]]|arquivodata=11 de fevereiro de 2016}}</ref> O sinal foi consistente com as previsões teóricas para as ondas gravitacionais produzidas pela fusão de dois buracos negros: um com cerca de 36 [[Massa solar|massas solares]] e o outro com 29 massas solares.<ref name="Properties">{{Citar periódico|titulo=Properties of the binary black hole merger GW150914|jornal=Physical Review Letters|volume=116|páginas=241102|arxiv=1602.03840|bibcode=2016PhRvL.116x1102A|doi=10.1103/PhysRevLett.116.241102|pmid=27367378}}</ref>

Mais importante, o sinal observado pelo LIGO também incluiu o início do toque pós-fusão, o sinal produzido quando um objeto compacto recém-formado se estabiliza em um estado estacionário. Indiscutivelmente, o toque é a maneira mais direta de observar um buraco negro.<ref name="Cardoso2016">{{Citar periódico|autor4=Pani, P.|ano=2016|titulo=Is the gravitational-wave ringdown a probe of the event horizon?|jornal=[[Physical Review Letters]]|volume=116|páginas=171101|arxiv=1602.07309|bibcode=2016PhRvL.116q1101C|doi=10.1103/PhysRevLett.116.171101|pmid=27176511|autor7=Franzin, E.}}</ref> A partir do sinal LIGO, é possível extrair a frequência e o tempo de amortecimento do modo dominante do toque. A partir disso, é possível inferir a massa e o momento angular do objeto final, que correspondem a previsões independentes a partir de simulações numéricas da fusão.<ref name="tests">{{Citar web|url=https://dcc.ligo.org/P1500213/public|titulo=Tests of general relativity with GW150914|publicação=[[LIGO]]}}</ref> A frequência e o tempo de decaimento do modo dominante são determinados pela geometria da esfera de fótons. Portanto, a observação desse modo confirma a presença de uma esfera de fótons, no entanto, não pode excluir possíveis alternativas exóticas aos buracos negros que são compactos o suficiente para ter uma esfera de fótons.

A observação também fornece a primeira evidência observacional da existência de buracos negros binários de massa estelar. Além disso, é a primeira evidência observacional de buracos negros de massa estelar pesando 25 massas solares ou mais.<ref name="implications">{{Citar periódico|ano=2016|titulo=Astrophysical Implications of the Binary Black Hole Merger GW150914|url=https://dcc.ligo.org/P1500262/public|jornal=Astrophys. J. Lett.|volume=818|páginas=L22|arxiv=1602.03846|bibcode=2016ApJ...818L..22A|doi=10.3847/2041-8205/818/2/L22|arquivodata=16 de março de 2016|número=2}}</ref>

Em 15 de junho de 2016, foi anunciada uma segunda detecção de um evento de onda gravitacional em colisão de buracos negros<ref name="NYT-20160615">{{Citar jornal|titulo=Scientists Hear a Second Chirp From Colliding Black Holes|url=https://www.nytimes.com/2016/06/16/science/ligo-gravitational-waves-einstein.html|jornal=[[The New York Times]]|arquivodata=15 de junho de 2016}}</ref> e outros eventos de ondas gravitacionais foram observados desde então.<ref name="ligo list"/>

=== Movimentos de estrelas orbitando Sagitário A* ===
[[Imagem:Sagittarius A*.jpg|thumb|[[Sagitário A*]] (indicada pela seta) e dois [[Eco de luz|ecos de luz]] circulados acima.]]

Os [[Movimento próprio|movimentos]] de algumas estrelas próximas do centro da [[Via Láctea]] fornecem fortes evidências observacionais de que essas estrelas estejam orbitando um [[buraco negro supermassivo]].<ref name="Gillessen">{{Citar periódico|ultimo7=Ott|numero-autores=3|titulo=Monitoring Stellar Orbits around the Massive Black Hole in the Galactic Center|jornal=The Astrophysical Journal|volume=692|páginas=1075–1109|arxiv=0810.4674|bibcode=2009ApJ...692.1075G|doi=10.1088/0004-637X/692/2/1075|ref=harv}}</ref> Desde 1995, os astrônomos acompanham os movimentos de 90 estrelas que orbitam um objeto invisível coincidente com a fonte de rádio [[Sagittarius A*|Sagitário A*]]. Ao ajustar suas trajetórias a [[Órbita kepleriana|órbitas keplerianas]], os astrônomos foram capazes de inferir, em 1998, que um objeto de 2,6 milhões de massas solares deve ser contido num volume com um raio de 0,02 [[Ano-luz|anos-luz]] para fazer os movimentos das referidas estrelas.<ref name="Ghez1998">{{Citar periódico|numero-autores=3|titulo=High Proper‐Motion Stars in the Vicinity of Sagittarius A*: Evidence for a Supermassive Black Hole at the Center of Our Galaxy|jornal=The Astrophysical Journal|volume=509|páginas=678–686|arxiv=astro-ph/9807210|bibcode=1998ApJ...509..678G|doi=10.1086/306528|ref=harv}}</ref> Desde então, uma das estrelas — chamada [[S2 (estrela)|S2]] — completou uma órbita completa. A partir dos dados orbitais, os astrônomos foram capazes de refinar os cálculos da massa de 4,3 milhões de massas solares e um raio de menos de 0,002 anos-luz para o objeto causar o movimento orbital dessas estrelas. O limite superior no tamanho do objeto ainda é muito grande para testar se é menor que o raio de Schwarzschild; no entanto, essas observações sugerem fortemente que o objeto central é um buraco negro supermassivo, pois não há outros cenários plausíveis para confinar tanta massa invisível em um volume tão pequeno. Além disso, existem algumas evidências observacionais de que esse objeto pode possuir um horizonte de eventos, um recurso exclusivo dos buracos negros.<ref>{{Citar periódico|primeiro6=Avery|titulo=The Event Horizon of Sagittarius A*|jornal=The Astrophysical Journal|volume=701|páginas=1357–1366|arxiv=0903.1105|bibcode=2009ApJ...701.1357B|doi=10.1088/0004-637X/701/2/1357|último =Broderick}}</ref>

=== Acreção de matéria ===
{{AP|Disco de acreção}}
[[Ficheiro:Black_Holes_-_Monsters_in_Space.jpg|esquerda|miniaturadaimagem|Buraco negro com coroa, fonte de raios-X (conceito artístico)<ref name="NASA-20140812">{{Citar web|autor=<!--Staff writer(s); no by-line.-->|titulo=NASA's NuSTAR Sees Rare Blurring of Black Hole Light|url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-273|obra=[[NASA]]}}</ref>]]
[[Ficheiro:Black_hole's_accretion_disk.jpg|miniaturadaimagem|esquerda|A NASA simulou a visão de fora do horizonte de um buraco negro de Schwarzschild iluminado por um fino disco de acréscimo]]

Devido à [[Momento angular|conservação do momento angular]],<ref>{{Citar jornal|titulo=Researchers clarify dynamics of black hole rotational energy|url=https://phys.org/news/2018-02-dynamics-black-hole-rotational-energy.html}}</ref> o gás que cai no [[poço gravitacional]] criado por um objeto maciço geralmente forma uma estrutura semelhante a um disco ao redor do objeto. As impressões de artistas, como a representação que acompanha um buraco negro com uma coroa, geralmente descrevem o buraco negro como se fosse um corpo de espaço plano escondendo a parte do disco logo atrás dele, mas, na realidade, as lentes gravitacionais distorceriam bastante a imagem do [[disco de acreção]] do buraco negro.<ref>{{Citar periódico|primeiro6=Jean-Alain|titulo=Short-cut method of solution of geodesic equations for Schwarzchild black hole|jornal=Classical and Quantum Gravity|volume=13|páginas=393–402|arxiv=gr-qc/9505010|bibcode=1996CQGra..13..393M|doi=10.1088/0264-9381/13/3/007|issn=0264-9381|último =Marck}}</ref>

Dentro desse disco, o atrito faria com que o momento angular fosse transportado para fora, permitindo que a matéria caísse ainda mais para dentro, liberando energia potencial e aumentando a temperatura do gás.<ref name="McClintockRemillard2006">{{Citar livro|título=Compact Stellar X-ray Sources|ultimo=McClintock|primeiro=J. E.|ultimo2=Remillard|primeiro2=R. A.|data=2006|editor-sobrenome=Lewin|capitulo=Black Hole Binaries|arxiv=astro-ph/0306213|bibcode=2006csxs.book..157M|isbn=978-0-521-82659-4|editor-sobrenome2=van der Klis}} seção 4.1.5.</ref>

Quando o objeto acumulador é uma [[estrela de nêutrons]] ou um buraco negro, o gás no disco interno de acumulação orbita em velocidades muito altas devido à sua proximidade com o [[Estrela compacta|objeto compacto]]. O atrito resultante é tão significativo que aquece o disco interno a temperaturas nas quais emite grandes quantidades de radiação eletromagnética (principalmente raios X). Essas fontes brilhantes de raios-X podem ser detectadas por telescópios. Esse processo de acreção é um dos processos de produção de energia mais eficientes conhecidos; até 40% da massa restante do material acumulado pode ser emitida como [[radiação]].<ref name="McClintockRemillard2006"/> (Na fusão nuclear, apenas cerca de 0,7% da massa restante será emitida como energia.) Em muitos casos, os discos de acreção são acompanhados por [[Jato relativístico|jatos relativísticos]] emitidos ao longo dos polos, que consomem grande parte da energia. O mecanismo para a criação desses jatos atualmente não é bem conhecido, em parte devido a dados insuficientes.<ref>{{Citar jornal|titulo=What powers a black hole's mighty jets?|url=http://www.sciencemag.org/news/2014/11/what-powers-black-holes-mighty-jets|jornal=Science {{!}} AAAS}}</ref>

Como tal, muitos dos fenômenos mais energéticos do universo foram atribuídos à acumulação de matéria nos buracos negros. Em particular, acredita-se que [[Galáxia ativa|núcleos]] e [[quasar]]es [[Galáxia ativa|galácticos ativos]] sejam os discos de acreção de buracos negros supermassivos.<ref name="CMS1999">{{Citar periódico|titulo=Astrophysical evidence for the existence of black holes|url=http://cds.cern.ch/record/411555/files/9912186.pdf|jornal=Classical and Quantum Gravity|volume=16|páginas=A3–A21|arxiv=astro-ph/9912186|bibcode=1999CQGra..16A...3C|doi=10.1088/0264-9381/16/12A/301|ref=harv}}</ref> Da mesma forma, os binários de raios-X são geralmente aceitos como sistemas [[Estrela binária|estelares binários]] nos quais uma das duas estrelas é um objeto compacto que agrega matéria de seu companheiro. Também foi sugerido que algumas fontes de raios X ultraluminosas podem ser os discos de acreção de [[Buraco negro de massa intermediária|buracos negros de massa intermediária]].<ref>{{Citar periódico|primeiro6=L. M.|titulo=XMM‐Newton Archival Study of the Ultraluminous X‐Ray Population in Nearby Galaxies|jornal=The Astrophysical Journal|volume=649|páginas=730–752|arxiv=astro-ph/0512480|bibcode=2006ApJ...649..730W|doi=10.1086/506579|ref=harv|último =Winter}}</ref>

Em novembro de 2011, foi relatada a primeira observação direta de um disco de acreção de um [[quasar]] ao redor de um buraco negro supermassivo.<ref>{{Citar web|url=https://www.spacetelescope.org/news/heic1116/|titulo=Hubble directly observes the disk around a black hole|último =information@eso.org|obra=www.spacetelescope.org -GB}}</ref><ref>{{Citar periódico|primeiro6=José A.|titulo=A Study of Gravitational Lens Chromaticity with the Hubble Space Telescope|jornal=The Astrophysical Journal|volume=742|páginas=67|arxiv=1107.5932|bibcode=2011ApJ...742...67M|doi=10.1088/0004-637X/742/2/67|último =Muñoz}}</ref>

==== Binários de raio-X ====
{{AP|Binário de raio X}}
[[Ficheiro:A_star_is_consumed_by_a_black_hole.ogv|miniaturadaimagem|Simulação por computador de uma estrela sendo consumida por um buraco negro. O ponto azul indica a localização do buraco negro]]
[[Ficheiro:RXTE_Detects_Heartbeat_Of_Smallest_Black_Hole_Candidate.ogv|miniaturadaimagem|Essa animação compara os "batimentos cardíacos" dos raios-X do GRS 1915 e do IGR J17091, dois buracos negros que ingerem gás das estrelas companheiras]]
[[Ficheiro:Chandra_image_of_Cygnus_X-1.jpg|miniaturadaimagem| Uma imagem do [[Cygnus X-1|Cygnus X-1 do]] [[Observatório de raios-X Chandra|Observatório de Raios-X Chandra]], que foi o primeiro candidato a buraco negro descoberto ]]
Os [[Binário de raio X|binários de raios-X]] são sistemas [[Estrela binária|estelares binários]] que emitem a maior parte de sua radiação na forma de [[Raios X|raios-X]] do espectro. Pensa-se que essas emissões de raios-X resultem quando uma das estrelas (objeto compacto) acumula matéria de outra estrela (regular). A presença de uma estrela comum em tal sistema oferece uma oportunidade para estudar o objeto central e determinar se ele pode ser um buraco negro.<ref name="CMS1999">{{Citar periódico|titulo=Astrophysical evidence for the existence of black holes|url=http://cds.cern.ch/record/411555/files/9912186.pdf|jornal=Classical and Quantum Gravity|volume=16|páginas=A3–A21|arxiv=astro-ph/9912186|bibcode=1999CQGra..16A...3C|doi=10.1088/0264-9381/16/12A/301|ref=harv}}</ref>

Se esse sistema emitir sinais que podem ser rastreados diretamente de volta ao objeto compacto, não poderá ser um buraco negro. A ausência de tal sinal, no entanto, não exclui a possibilidade de o objeto compacto ser uma estrela de nêutrons. Ao estudar a estrela companheira, muitas vezes é possível obter os parâmetros orbitais do sistema e uma estimativa da massa do objeto compacto. Se for muito maior que o [[limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff]] (a massa máxima que uma estrela pode ter sem desmoronar), então o objeto não pode ser uma estrela de nêutrons e geralmente se espera que seja um buraco negro.<ref name="CMS1999">{{Citar periódico|titulo=Astrophysical evidence for the existence of black holes|url=http://cds.cern.ch/record/411555/files/9912186.pdf|jornal=Classical and Quantum Gravity|volume=16|páginas=A3–A21|arxiv=astro-ph/9912186|bibcode=1999CQGra..16A...3C|doi=10.1088/0264-9381/16/12A/301|ref=harv}}</ref>

O primeiro forte candidato a um buraco negro, [[Cygnus X-1]], foi descoberto por Charles Thomas Bolton,<ref>{{Citar periódico|primeiro6=C. T.|titulo=Identification of Cygnus X-1 with HDE 226868|jornal=Nature|volume=235|páginas=271–273|bibcode=1972Natur.235..271B|doi=10.1038/235271b0|ref=harv|último =Bolton}}</ref> Louise Webster e Paul Murdin<ref>{{Citar periódico|titulo=Cygnus X-1 – a Spectroscopic Binary with a Heavy Companion ?|jornal=Nature|volume=235|páginas=37–38|bibcode=1972Natur.235...37W|doi=10.1038/235037a0|ref=harv}}</ref> em 1972.<ref>{{Citar web|último =Rolston|primeiro=B.|url=http://news.utoronto.ca/bin/bulletin/nov10_97/art4.htm|titulo=The First Black Hole|obra=The bulletin|editor=[[Universidade de Toronto]]|acessodata=10 de março de 2020}}</ref><ref>{{Citar periódico|primeiro6=H. L.|titulo=The implausible history of triple star models for Cygnus X-1 Evidence for a black hole|jornal=Astrophysical Letters|volume=16|páginas=9–12|bibcode=1975ApL....16....9S|doi=10.1016/S0304-8853(99)00384-4|ref=harv|último =Shipman}}</ref> Alguma dúvida, no entanto, permaneceu devido às incertezas resultantes da estrela companheira ser muito mais pesada que o buraco negro candidato. Atualmente, melhores candidatos a buracos negros são encontrados em uma classe de binários de raios-X chamados transientes de raios-X moles. Nesta classe de sistema, a estrela companheira é de massa relativamente baixa, permitindo estimativas mais precisas da massa do buraco negro. Além disso, esses sistemas emitem ativamente raios X por apenas alguns meses, uma vez a cada 10 a 50 anos. Durante o período de baixa emissão de raios X (chamado quiescência), o disco de acreção é extremamente fraco, permitindo observação detalhada da estrela companheira durante esse período. Um dos melhores candidatos é o [[V404 Cygni]].<ref name="CMS1999">{{Citar periódico|titulo=Astrophysical evidence for the existence of black holes|url=http://cds.cern.ch/record/411555/files/9912186.pdf|jornal=Classical and Quantum Gravity|volume=16|páginas=A3–A21|arxiv=astro-ph/9912186|bibcode=1999CQGra..16A...3C|doi=10.1088/0264-9381/16/12A/301|ref=harv}}</ref>

===== Quiescência e fluxo de acreção dominado por advecção =====
Suspeita-se que a fraqueza do disco de acréscimo de um binário de raios-X durante a inatividade seja causada pelo fluxo de massa que entra em um modo chamado [[Disco de acreção|fluxo de acreção dominado por advecção]] (ADAF, sigla em inglês). Nesse modo, quase toda a energia gerada pelo atrito no disco é varrida junto com o fluxo, em vez de ser irradiada. Se esse modelo estiver correto, ele formará fortes evidências qualitativas para a presença de um horizonte de eventos,<ref>{{Citar periódico|titulo=Advection-dominated accretion and the black hole event horizon|jornal=New Astronomy Reviews|volume=51|páginas=733–751|arxiv=0803.0322|bibcode=2008NewAR..51..733N|doi=10.1016/j.newar.2008.03.002|ref=harv}}</ref> porque, se o objeto no centro do disco tivesse uma superfície sólida, ele emitiria grandes quantidades de radiação como gás altamente energético. atinge a superfície, um efeito observado para estrelas de nêutrons em um estado semelhante.<ref name="McClintockRemillard2006"/>

Às vezes, as emissões de raios-X dos discos de acúmulo piscam em determinadas frequências. Esses sinais são chamados de [[Oscilação quase periódica|oscilações quase periódicas]] e acredita-se que sejam causados pelo movimento do material ao longo da borda interna do disco de acreção (a órbita circular estável mais interna). Como tal, sua frequência está ligada à massa do objeto compacto. Assim, eles podem ser usados como uma maneira alternativa de determinar a massa de buracos negros candidatos.<ref>{{Citar comunicado de imprensa|url=http://www.eurekalert.org/pub_releases/2008-04/nsfc-nsi040108.php|titulo=NASA scientists identify smallest known black hole |acessodata=10 de março de 2020 |data=1 de abril de 2008}}</ref>

==== Núcleos galácticos ====
{{AP|Galáxia ativa}}
[[Ficheiro:PIA19822-MagneticBlackHoleWaves-AlfvenS-waves-20150709.jpg|esquerda|upright|miniaturadaimagem| Ondas magnéticas, chamadas [[Onda de Alfvén|onda S de Alfvén]], fluem da base dos jatos dos buracos negros. ]]
Os astrônomos usam o termo "[[galáxia ativa]]" para descrever galáxias com características incomuns, como emissão de [[Raia espectral|linhas espectrais]] incomuns e emissão de rádio muito forte. Estudos teóricos e observacionais mostraram que a atividade nesses núcleos galácticos ativos (AGN, sigla em inglês) pode ser explicada pela presença de [[Buraco negro supermassivo|buracos negros supermassivos]], que podem ser milhões de vezes mais massivos que os estelares.<ref name="krolik1999"/>

Os modelos desses AGN consistem em um buraco negro central que pode ser milhões ou bilhões de vezes mais massivo que o [[Sol]]; um disco de [[Meio interestelar|gás]] e poeira chamado disco de acreção; e dois [[Jato relativístico|jatos]] perpendiculares ao disco de acreção.<ref name="krolik1999">{{Citar livro|url=https://books.google.com/?id=oRK8otMiWIgC&printsec=frontcover&dq=Active+Galactic+Nuclei#v=onepage|título=Active Galactic Nuclei|ultimo=Krolik|primeiro=J. H.|data=1999|isbn=978-0-691-01151-6|publicação=Princeton University Press}}</ref><ref name="sparkegallagher2000">{{Citar livro|url=https://books.google.com/?id=N8Hngab5liQC&printsec=frontcover&dq=Galaxies+in+the+Universe:+An+Introduction#v=onepage|título=Galaxies in the Universe: An Introduction|ultimo=Sparke|primeiro=L. S.|ultimo2=Gallagher|primeiro2=J. S.|data=2000|isbn=978-0-521-59740-1|publicação=Cambridge University Press}}</ref>

Embora se espere encontrar buracos negros supermassivos na maioria dos AGN, apenas os núcleos de algumas galáxias foram estudados com mais cuidado na tentativa de identificar e medir as massas reais dos candidatos a buracos negros supermassivos centrais. Algumas das galáxias mais notáveis com candidatos a buracos negros supermassivos incluem a [[Galáxia de Andrômeda]], [[Messier 32|M32]], [[Messier 87|M87]], [[NGC 3115]], [[NGC 3377]], [[Messier 106|NGC 4258]], [[NGC 4884|NGC 4889]], [[NGC 1277]], OJ 287, APM 08279 + 5255 e a [[Galáxia do Sombreiro]].<ref name="kormendyrichstone1995">{{Citar periódico|primeiro6=J.|titulo=Inward Bound – The Search For Supermassive Black Holes In Galactic Nuclei|jornal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=33|páginas=581–624|bibcode=1995ARA&A..33..581K|doi=10.1146/annurev.aa.33.090195.003053|ref=harv|último =Kormendy}}</ref>

Hoje é amplamente aceito que o centro de quase todas as galáxias, não apenas as ativas, contém um buraco negro supermassivo.<ref name="King">{{Citar periódico|primeiro6=A.|titulo=Black Holes, Galaxy Formation, and the MBH-σ Relation|jornal=The Astrophysical Journal Letters|volume=596|páginas=27–29|arxiv=astro-ph/0308342|bibcode=2003ApJ...596L..27K|doi=10.1086/379143|ref=harv|último =King}}</ref> A estreita correlação observacional entre a massa desse buraco e a dispersão da velocidade da [[Bojo (astronomia)|protuberância]] da galáxia hospedeira, conhecida como [[relação M-sigma]], sugere fortemente uma conexão entre a formação do buraco negro e a própria galáxia.<ref name="msigma2000">{{Citar periódico|primeiro6=L.|titulo=A Fundamental Relation Between Supermassive Black Holes and their Host Galaxies|jornal=The Astrophysical Journal Letters|volume=539|páginas=9–12|arxiv=astro-ph/0006053|bibcode=2000ApJ...539L...9F|doi=10.1086/312838|ref=harv|último =Ferrarese}}</ref>

=== Microlente (proposto) ===
[[Ficheiro:X-RayFlare-BlackHole-MilkyWay-20140105.jpg|miniaturadaimagem| Detecção de [[raios X]] incomumente brilhantes em [[Sagittarius A*|Sagitário A*]], um buraco negro no centro da [[Via Láctea]] em 5 de janeiro de 2015.<ref name="NASA-20150105">{{Citar web|titulo=RELEASE 15-001 – NASA's Chandra Detects Record-Breaking Outburst from Milky Way's Black Hole|url=http://www.nasa.gov/press/2015/january/nasa-s-chandra-detects-record-breaking-outburst-from-milky-way-s-black-hole/|obra=[[NASA]]|acessodata=12 de março de 2020}}</ref>]]
[[Ficheiro:A_simulation_of_how_a_gas_cloud_that_has_been_observed_approaching_the_supermassive_black_hole_at_the_centre_of_the_galaxy.jpg|miniaturadaimagem| Simulação de nuvem de gás após abordagem próxima ao buraco negro no centro da Via Láctea.<ref>{{Citar jornal|titulo=A Black Hole's Dinner is Fast Approaching|url=http://www.eso.org/public/news/eso1151/|jornal=ESO Press Release|arquivodata=13 de fevereiro de 2012|acessodata=12 de março de 2020}}</ref>]]

Outra maneira de testar a natureza de um buraco negro no futuro é através da observação de efeitos causados por um forte campo gravitacional nas proximidades. Um desses efeitos é [[Lente gravitacional|a lente gravitacional]]: a deformação do espaço-tempo em torno de um objeto maciço faz com que os raios de luz sejam desviados tanto quanto a luz que passa através de uma [[lente]] óptica. Foram feitas observações de lentes gravitacionais fracas, nas quais os raios de luz são desviados em apenas alguns segundos de arco. No entanto, nunca foi observado diretamente para um buraco negro. Uma possibilidade para observar as lentes gravitacionais por um buraco negro seria observar estrelas em órbita ao redor do buraco negro. Existem vários candidatos para essa observação em órbita em torno de [[Sagittarius A*|Sagitário A*]].<ref name="Bozza">{{Citar periódico|titulo=Gravitational Lensing by Black Holes|jornal=General Relativity and Gravitation|volume=42|páginas=2269–2300|arxiv=0911.2187|bibcode=2010GReGr..42.2269B|doi=10.1007/s10714-010-0988-2|ref=harv}}</ref>

=== Alternativas ===
{{AP|Estrela exótica}}
A evidência para buracos negros estelares depende fortemente da existência de um limite superior para a massa de uma estrela de nêutrons. O tamanho desse limite depende muito das suposições feitas sobre as propriedades da matéria densa. Novas [[Fase (matéria)|fases]] exóticas da matéria poderiam elevar esse limite.<ref name="CMS1999">{{Citar periódico|titulo=Astrophysical evidence for the existence of black holes|url=http://cds.cern.ch/record/411555/files/9912186.pdf|jornal=Classical and Quantum Gravity|volume=16|páginas=A3–A21|arxiv=astro-ph/9912186|bibcode=1999CQGra..16A...3C|doi=10.1088/0264-9381/16/12A/301|ref=harv}}</ref> Uma fase de [[quark]]s livres em alta densidade pode permitir a existência de [[Estrela de quarks|estrelas quark]] densas<ref>{{Citar periódico|titulo=Can stellar mass black holes be quark stars?|jornal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=400|páginas=1632–1642|arxiv=0908.2672|bibcode=2009MNRAS.400.1632K|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15571.x|ref=harv}}</ref> e alguns modelos [[Supersimetria|supersimétricos]] preveem a existência de [[Estrela Q|estrelas Q.]]<ref>{{Citar arXiv|arxiv=hep-ph/0612159|titulo=Properties and signatures of supersymmetric Q-balls|autor=Alexander Kusenko}}</ref> Algumas extensões do [[Modelo Padrão|modelo padrão]] postulam a existência de [[préon]]s como blocos fundamentais de quarks e [[Lépton|leptons]], que poderiam hipoteticamente formar estrelas de préon.<ref>{{Citar periódico|titulo=Preon stars: a new class of cosmic compact objects|jornal=Physics Letters B|volume=616|páginas=1–7|arxiv=astro-ph/0410417|bibcode=2005PhLB..616....1H|doi=10.1016/j.physletb.2005.04.034|ref=harv}}</ref> Esses modelos hipotéticos poderiam potencialmente explicar uma série de observações de candidatos a buracos negros estelares. No entanto, pode ser demonstrado a partir de argumentos na relatividade geral que qualquer objeto desse tipo terá uma massa máxima.

Como a densidade média de um buraco negro dentro de seu raio de Schwarzschild é inversamente proporcional ao quadrado de sua massa, os buracos negros supermassivos são muito menos densos que os buracos negros estelares (a densidade média de 10<sup>8</sup> massas solares de um buraco negro é comparável com a da água).<ref name="CMS1999">{{Citar periódico|titulo=Astrophysical evidence for the existence of black holes|url=http://cds.cern.ch/record/411555/files/9912186.pdf|jornal=Classical and Quantum Gravity|volume=16|páginas=A3–A21|arxiv=astro-ph/9912186|bibcode=1999CQGra..16A...3C|doi=10.1088/0264-9381/16/12A/301|ref=harv}}</ref> Consequentemente, a física da matéria que forma um buraco negro supermassivo é muito melhor compreendida e as possíveis explicações alternativas para observações de um buraco negro supermassivo são muito mais mundanas. Por exemplo, um buraco negro supermassivo pode ser modelado por um grande aglomerado de objetos muito escuros. No entanto, essas alternativas geralmente não são estáveis o suficiente para explicar os candidatos a buracos negros supermassivos.

A evidência da existência de buracos negros estelares e supermassivos implica que, para que os buracos negros não se formem, a relatividade geral deve falhar como uma teoria da gravidade, talvez devido ao início de correções [[Mecânica quântica|mecânicas quânticas]]. Uma característica muito antecipada de uma teoria da gravidade quântica é que ela não apresentará singularidades ou horizontes de eventos e, portanto, os buracos negros não seriam artefatos reais.<ref>{{Citar periódico|titulo=Quantum gravity: general introduction and recent developments|jornal=Annalen der Physik|volume=15|páginas=129–148|arxiv=gr-qc/0508120|bibcode=2006AnP...518..129K|doi=10.1002/andp.200510175|ref=harv}}</ref> Por exemplo, no modelo de ''fuzzball'' baseado na [[teoria das cordas]], os estados individuais de uma solução de buraco negro geralmente não têm horizonte de eventos ou singularidade, mas para um observador clássico/semiclássico, a média estatística de tais estados aparece como um ordinário buraco negro deduzido da relatividade geral.<ref>{{Citar periódico|titulo=The fuzzball proposal for black holes|jornal=Physics Reports|volume=467|arxiv=0804.0552|bibcode=2008PhR...467..117S|doi=10.1016/j.physrep.2008.08.001|ref=harv}}</ref>

Alguns objetos teóricos foram conjecturados para corresponder às observações de candidatos astronômicos a buracos negros de forma idêntica ou quase idêntica, mas que funcionam por meio de um mecanismo diferente. Isso inclui a [[gravastar]], a [[estrela negra]]<ref>{{Citar jornal|titulo=Black Hole Pretenders Could Really Be Bizarre Quantum Stars|url=https://www.scientificamerican.com/article/black-hole-pretenders-could-really-be-bizarre-quantum-stars/|jornal=Scientific American|acessodata=12 de março de 2020}}</ref> e a [[estrela de energia escura]].<ref>{{Citar jornal|titulo=Black holes 'do not exist'|url=https://www.nature.com/news/2005/050328/full/news050328-8.html|jornal=Nature News|doi=10.1038/news050328-8|acessodata=12 de março de 2020}}</ref>

== Perguntas em aberto ==

=== Entropia e termodinâmica ===
{{AP|Termodinâmica do buraco negro}}
[[Ficheiro:Black Hole Merger.jpg|thumb|esquerda|Uma descrição artística da fusão de dois buracos negros, um processo no qual as [[leis da termodinâmica]] são confirmadas.]]

Em 1971, Hawking mostrou em condições gerais que a área total dos horizontes de eventos de qualquer coleção de buracos negros clássicos nunca pode diminuir, mesmo que colidam e se fundam.<ref>{{Citar periódico|primeiro6=S. W.|titulo=Gravitational Radiation from Colliding Black Holes|jornal=Physical Review Letters|volume=26|páginas=1344–1346|bibcode=1971PhRvL..26.1344H|doi=10.1103/PhysRevLett.26.1344|ref=harv|último =Hawking}}</ref> Esse resultado, agora conhecido como a [[Termodinâmica do buraco negro|segunda lei da mecânica dos buracos negros]], é notavelmente semelhante à [[segunda lei da termodinâmica]], que afirma que a [[entropia]] total de um sistema isolado nunca pode diminuir. Assim como os objetos clássicos em temperatura [[Zero absoluto|zero absoluta]], assumiu-se que os buracos negros tinham entropia zero. Se fosse esse o caso, a segunda lei da termodinâmica seria violada pela matéria carregada de entropia entrando em um buraco negro, resultando em uma diminuição da entropia total do universo. Portanto, Bekenstein propôs que um buraco negro deveria ter uma entropia e ser proporcional à sua área do horizonte.<ref name="wald99">{{Citar periódico|primeiro6=R. M.|titulo=The Thermodynamics of Black Holes|jornal=Living Reviews in Relativity|volume=4|arxiv=gr-qc/9912119|bibcode=2001LRR.....4....6W|doi=10.12942/lrr-2001-6|pmc=5253844|pmid=28163633|ref=harv|último =Wald}}</ref>

O vínculo com as leis da termodinâmica foi reforçado pela descoberta de Hawking de que a [[teoria quântica de campos]] prevê que um buraco negro irradia [[Radiação de corpo negro|radiação do corpo negro]] a uma temperatura constante. Aparentemente, isso causa uma violação da segunda lei da mecânica dos buracos negros, uma vez que a radiação retira energia do buraco negro, causando seu encolhimento. A radiação, no entanto, também elimina a entropia e pode-se provar, sob suposições gerais, que a soma da entropia da matéria em torno de um buraco negro e um quarto da área do horizonte, medida em [[unidades de Planck]], está sempre aumentando. Isso permite a formulação da [[Termodinâmica do buraco negro|primeira lei da mecânica dos buracos negros]] como um análogo da [[primeira lei da termodinâmica]], com a massa atuando como energia, a gravidade na superfície como temperatura e a área como entropia.<ref name="wald99">{{Citar periódico|primeiro6=R. M.|titulo=The Thermodynamics of Black Holes|jornal=Living Reviews in Relativity|volume=4|arxiv=gr-qc/9912119|bibcode=2001LRR.....4....6W|doi=10.12942/lrr-2001-6|pmc=5253844|pmid=28163633|ref=harv|último =Wald}}</ref>

Uma característica intrigante é que a entropia de um buraco negro escala com sua área e não com seu volume, uma vez que a entropia é normalmente uma [[Propriedades extensivas e intensivas|quantidade extensa]] que escala linearmente com o volume do sistema. Essa propriedade estranha levou [[Gerardus 't Hooft|Gerard 't Hooft]] e [[Leonard Susskind]] a propor o [[princípio holográfico]], o que sugere que tudo o que acontece em um volume do [[espaço-tempo]] que pode ser descrito por dados na fronteira desse volume.<ref>{{Citar livro|título=Basics and highlights in fundamental physics|ultimo='t Hooft|primeiro=G.|data=2001|editor-sobrenome=Zichichi|series=Subnuclear series|volume=37|páginas=72–100|capitulo=The Holographic Principle|arxiv=hep-th/0003004|bibcode=2001bhfp.conf...72T|doi=10.1142/9789812811585_0005|isbn=978-981-02-4536-8}}</ref>

Embora a relatividade geral possa ser usada para realizar um cálculo semiclássico da entropia do buraco negro, essa situação é teoricamente insatisfatória. Na [[mecânica estatística]], a entropia é entendida como a contagem do número de configurações microscópicas de um sistema que possui as mesmas qualidades macroscópicas (como [[massa]], [[carga]], [[pressão]] etc.) Sem uma teoria satisfatória da [[Gravitação quântica|gravidade quântica]], não se pode realizar tal cálculo para buracos negros. Algum progresso foi feito em várias abordagens da gravidade quântica. Em 1995, [[Andrew Strominger]] e [[Cumrun Vafa]] mostraram que a contagem dos microestados de um buraco negro [[Supersimetria|supersimétrico]] específico na [[teoria das cordas]] reproduzia a entropia de Bekenstein-Hawking.<ref>{{Citar periódico|titulo=Microscopic origin of the Bekenstein-Hawking entropy|jornal=Physics Letters B|volume=379|páginas=99–104|arxiv=hep-th/9601029|bibcode=1996PhLB..379...99S|doi=10.1016/0370-2693(96)00345-0|ref=harv}}</ref> Desde então, resultados semelhantes foram relatados para diferentes buracos negros, tanto na teoria das cordas quanto em outras abordagens da gravidade quântica, como a [[gravidade quântica em loop]].<ref>{{Citar livro|título=Physics of Black Holes|ultimo=Carlip|primeiro=S.|data=2009|series=Lecture Notes in Physics|volume=769|páginas=89–123|capitulo=Black Hole Thermodynamics and Statistical Mechanics|arxiv=0807.4520|bibcode=2009LNP...769...89C|doi=10.1007/978-3-540-88460-6_3|isbn=978-3-540-88459-0|ref=harv}}</ref>

=== Paradoxo da perda de informações ===
{{AP|Paradoxo da informação em buracos negros}}
{{Não resolvido|física|A informação física é perdida em um buraco negro?}}

Como um buraco negro possui apenas alguns parâmetros internos, a maioria das informações sobre a matéria que foi usada para formar o buraco negro é perdida. Independentemente do tipo de matéria que entra em um buraco negro, parece que apenas as informações relativas à massa total, carga e momento angular são conservadas. Enquanto se pensava que os buracos negros persistissem para sempre, essa perda de informação não é tão problemática, pois pode-se pensar que a informação existe dentro do buraco negro, inacessível do lado de fora, mas representada no horizonte de eventos de acordo com o [[princípio holográfico]]. No entanto, os buracos negros evaporam lentamente emitindo [[radiação Hawking]]. Essa radiação parece não conter nenhuma informação adicional sobre o assunto que formou o buraco negro, o que significa que essa informação parece ter desaparecido para sempre.<ref name="PlayDice000">{{Citar web|titulo=Does God Play Dice?|primeiro=S. W.|último=Hawking|url=http://www.hawking.org.uk/does-god-play-dice.html|obra=www.hawking.org.uk|acessodata=10 de março de 2020|arquivodata=2012-01-11|arquivourl=https://web.archive.org/web/20120111012413/http://www.hawking.org.uk/does-god-play-dice.html}}</ref>

A questão de saber se a informação é realmente perdida nos buracos negros (o [[Paradoxo da informação em buracos negros|paradoxo da informação sobre os buracos negros]]) dividiu a comunidade teórica da física. Na mecânica quântica, a perda de informações corresponde à violação de propriedades vitais denominada [[Unitaridade (física)|unitariedade]], que tem a ver com a conservação da probabilidade. Argumentou-se que a perda de unidade também implicaria violação da conservação de energia.<ref name="giddings1995">{{Citar conferência|bibcode=1995hep.th....8151G|titulo=The black hole information paradox}}</ref> Nos últimos anos, foram construídas evidências de que, de fato, a informação e a unitariedade são preservadas em um tratamento gravitacional quântico completo do problema.<ref>{{Citar conferência|bibcode=2012Prama..79.1059M|titulo=The information paradox: Conflicts and resolutions|acessodata=12 de março de 2020}}</ref>

=== Paradoxo do ''firewall'' ===
De acordo com a [[Teoria quântica de campos em espaço-tempo curvo|teoria quântica de campos no espaço-tempo curvo]], uma [[Radiação de corpo negro|única emissão]] de [[radiação Hawking]] envolve duas partículas mutuamente [[Entrelaçamento quântico|entrelaçadas]]. A partícula de saída escapa e é emitida como um quantum de radiação Hawking; a partícula que se dirige ao buraco negro é engolida por ele. Suponha que um buraco negro formou um tempo finito no passado e evapore completamente em algum tempo finito no futuro. Então, ele emitirá apenas uma quantidade finita de informações codificadas dentro da radiação Hawking. Suponha que no momento <math>t</math>, mais da metade das informações já foram emitidas. De acordo com pesquisas amplamente aceitas por físicos como [[Don Page]]<ref>{{Citar periódico|titulo=Information in black hole radiation|jornal=Phys. Rev. Lett.|volume=71|páginas=3743–3746|arxiv=hep-th/9306083|bibcode=1993PhRvL..71.3743P|doi=10.1103/PhysRevLett.71.3743|pmid=10055062}}</ref><ref>{{Citar periódico|titulo=Average entropy of a subsystem|jornal=Phys. Rev. Lett.|volume=71|páginas=1291–1294|arxiv=gr-qc/9305007|bibcode=1993PhRvL..71.1291P|doi=10.1103/PhysRevLett.71.1291|pmid=10055503}}</ref> e [[Leonard Susskind]], uma partícula emitida no momento <math>t</math> deve estar emaranhada com toda a radiação Hawking que o buraco negro emitiu anteriormente. Isso cria um paradoxo: um princípio chamado "monogamia do enredamento" exige que, como qualquer sistema quântico, a partícula que sai não possa ser totalmente enredada com dois sistemas independentes ao mesmo tempo; no entanto, aqui a partícula de saída parece estar enredada tanto com a partícula que entra quanto, independentemente, com a radiação Hawking do passado.<ref>{{Citar jornal|titulo=Astrophysics: Fire in the hole!|url=http://www.nature.com/news/astrophysics-fire-in-the-hole-1.12726|jornal=Nature|páginas=20–23|bibcode=2013Natur.496...20M|doi=10.1038/496020a|arquivodata=8 de dezembro de 2016}}</ref>

Para resolver o paradoxo, os físicos podem eventualmente ser forçados a desistir de uma das três teorias testadas pelo tempo: [[princípio da equivalência]] de Einstein, [[Unitaridade (física)|unitariedade]] ou [[teoria quântica de campos]] existente. Uma solução possível, que viola o princípio da equivalência, é que uma parede de fogo ("''firewall''") destrói as partículas recebidas no horizonte de eventos.<ref name="sciam/Confound">{{Citar jornal|titulo=Black Hole Firewalls Confound Theoretical Physicists|url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=black-hole-firewalls-confound-theoretical-physicists|jornal=Scientific American|arquivodata=9 de novembro de 2013}} [http://www.simonsfoundation.org/quanta/20121221-alice-and-bob-meet-the-wall-of-fire/ Originally published] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20140603204112/http://www.simonsfoundation.org/quanta/20121221-alice-and-bob-meet-the-wall-of-fire/|data=3 de junho de 2014|acessodata=10 de março de 2020}}</ref> Uma análise de 2016 dos dados do LIGO mostra sinais experimentais de ecos causados por um horizonte de eventos nebulosos; esses ecos podem ser possíveis nas teorias do ''firewall'' ou do ''fuzzball'', mas não devem ocorrer na relatividade geral clássica.<ref>{{Citar periódico|titulo=LIGO black hole echoes hint at general-relativity breakdown|jornal=Nature|volume=540|doi=10.1038/nature.2016.21135}}</ref>

== Ver também ==
{{dividir em colunas}}
* [[Big Bang]]
* [[Buraco branco]]
* [[Cosmologia]]
* [[Buraco negro em rotação]]
* [[Buraco-de-minhoca]]
* [[Buraco negro supermassivo]]
* [[Quasares]]
{{dividir em colunas fim}}

{{Referências}}

=== Bibliografia ===
;Leitura popular 
{{refbegin|2}}
* {{citar livro|último1 =Ferguson |primeiro1 =Kitty |título=Black Holes in Space-Time |publicado=Watts Franklin |data=1991 |isbn=978-0-531-12524-3 |ref=harv}}
* {{citar livro|primeiro1 =Stephen |último1 =Hawking |autorlink1 =Stephen Hawking |título=A Brief History of Time |publicado=Bantam Books, Inc |data=1988 |isbn=978-0-553-38016-3 |ref=harv}}
* {{citar livro|primeiro1 =Stephen |último1 =Hawking |autorlink1 =Stephen Hawking |primeiro2 =Roger |último2 =Penrose |autorlink2 =Roger Penrose |título=The Nature of Space and Time |data=1996 |publicado=Princeton University Press |isbn=978-0-691-03791-2 |url=https://books.google.com/?id=LstaQTXP65cC |ref=harv}}
* {{citar livro|último1 =Melia |primeiro1 =Fulvio |título=The Black Hole at the Center of Our Galaxy |publicado=Princeton U Press |data=2003 |isbn=978-0-691-09505-9 |ref=harv |url=https://archive.org/details/blackholeatcente0000meli}}
* {{citar livro|último1 =Melia |primeiro1 =Fulvio |título=The Edge of Infinity. Supermassive Black Holes in the Universe |publicado=Cambridge U Press |data=2003 |isbn=978-0-521-81405-8 |ref=harv |url=https://archive.org/details/edgeofinfinitysu00meli}}
* {{citar livro|último1 =Pickover |primeiro1 =Clifford |título=Black Holes: A Traveler's Guide |publicado=Wiley, John & Sons, Inc |data=1998 |isbn=978-0-471-19704-1}}
* {{citar livro|último1 =Thorne |primeiro1 =Kip S. |título=Black Holes and Time Warps |publicado=Norton, W. W. & Company, Inc |data=1994 |isbn=978-0-393-31276-8 |ref=harv}}
* {{citar livro|último1 =Susskind |primeiro1 =Leonard |autorlink =Leonard Susskind|título=The Black Hole War: My Battle with Stephen Hawking to Make the World Safe for Quantum Mechanics |publicado= Little, Brown and Company |data=2008 |isbn=978-0316016407|ref=harv}}
* {{citar livro|último =Wheeler |primeiro =J. Craig |título=Cosmic Catastrophes |edição=2nd |publicado=Cambridge University Press |data=2007 |isbn=978-0-521-85714-7 |ref=harv}}
{{refend}}

;Livros didáticos e monografias universitárias 
{{refbegin|2}}
* {{citar livro|último1 =Carroll |primeiro1 =Sean M. |título=Spacetime and Geometry |data=2004 |publicado=Addison Wesley |isbn=978-0-8053-8732-2 |ref=harv}}, the lecture notes on which the book was based are available for free from Sean Carroll's [https://www.preposterousuniverse.com/spacetimeandgeometry/ website].
* {{citar livro|último1 =Carter |primeiro1 =B. |data=1973 |capítulo=Black hole equilibrium states |título=Black Holes |editor-sobrenome =DeWitt |editor-nome =B. S. |editor-sobrenome2 =DeWitt |editor-nome2 =C. |ref=harv}}
* {{citar livro|último1 =Chandrasekhar |primeiro1 =Subrahmanyan |authorlink1=Subrahmanyan Chandrasekhar |título=Mathematical Theory of Black Holes |publicado=Oxford University Press |data=1999 |isbn=978-0-19-850370-5 |ref=harv}}
* {{citar periódico|último1 =Frolov |primeiro1 =V. P. |último2 =Novikov |primeiro2 =I. D. |data=1998 |título=Black hole physics |ref=harv}}
* {{citar livro|último1 =Frolov |primeiro1 =Valeri P. |último2 =Zelnikov |primeiro2 =Andrei |título=Introduction to Black Hole Physics |publicado=Oxford University Press |data=2011 |local=Oxford |url=https://books.google.com/books?id=r_l5AK9DdXsC&lpg=PA34 |isbn=978-0-19-969229-3 |zbl=1234.83001 |ref=harv}}
* {{citar livro|último1 =Hawking |primeiro1 =S. W. |último2 =Ellis |primeiro2 =G. F. R. |authorlink1=Stephen Hawking |título=Large Scale Structure of space time |publicado=Cambridge University Press |data=1973 |url=https://books.google.com/?id=QagG_KI7Ll8C |isbn=978-0-521-09906-6 |ref=harv}}
* {{citar livro|último1 =Melia |primeiro1 =Fulvio|título=The Galactic Supermassive Black Hole |publicado=Princeton U Press |data=2007 |isbn=978-0-691-13129-0 |ref=harv}}
* {{citar livro|último1 =Misner |primeiro1 =Charles |último2 =Thorne |primeiro2 =Kip S. |último3 =Wheeler |primeiro3 =John |autorlink3 =John Archibald Wheeler |título=Gravitation |publicado=W. H. Freeman and Company |data=1973 |isbn=978-0-7167-0344-0 |ref=harv}}
* {{citar livro|último1 =Taylor |primeiro1 =Edwin F. |último2 =Wheeler |primeiro2 =John Archibald |autorlink2 =John Archibald Wheeler |título=Exploring Black Holes |publicado=Addison Wesley Longman |data=2000 |isbn=978-0-201-38423-9 |ref=harv}}
* {{citar livro|último =Wald |primeiro =Robert M. |autorlink =Robert Wald |título=General Relativity |publicado=University of Chicago Press |data=1984 |isbn=978-0-226-87033-5 |url=https://books.google.com/books?id=9S-hzg6-moYC&printsec=frontcover |ref=harv}}
* {{citar livro|último1 =Wald |primeiro1 =Robert M. |título=Space, Time, and Gravity: The Theory of the Big Bang and Black Holes |publicado=University of Chicago Press |data=1992 |isbn=978-0-226-87029-8 |ref=harv}}
* {{citar periódico|doi=10.4249/scholarpedia.4277|bibcode=2008SchpJ...3.4277C|título=Black holes|ano=2008|último1 =Price|primeiro1 =Richard|último2 =Creighton|primeiro2 =Teviet|periódico=Scholarpedia|volume=3|número=1|páginas=4277}}
{{refend}}

;Artigos de revisão
{{refbegin|2}}
* {{citar periódico|último1 =Gallo |primeiro1 =Elena |último2 =Marolf |primeiro2 =Donald |doi=10.1119/1.3056569 |título=Resource Letter BH-2: Black Holes |data=2009 |número=4 |páginas=294–307 |volume=77 |periódico=American Journal of Physics |arxiv=0806.2316 |bibcode=2009AmJPh..77..294G |ref=harv}}
* {{citar arXiv|eprint=hep-ph/0511217 |último1 =Hughes |primeiro1 =Scott A. |título=Trust but verify: The case for astrophysical black holes |data=2005}} Lecture notes from 2005 [[SLAC]] Summer Institute.
{{refend}}

== Ligações externas ==
{{Correlatos
|commons      = Black hole
|wikidata     = Q589
}}
* ''[[The Stanford Encyclopedia of Philosophy|Enciclopédia Stanford de Filosofia]]'' : " [http://plato.stanford.edu/entries/spacetime-singularities/ Singularidades e Buracos Negros] ", de Erik Curiel e Peter Bokulich.
* [http://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/ Buracos negros: atração implacável da gravidade] - Site multimídia interativo sobre física e astronomia dos buracos negros do Instituto de Ciências do Telescópio Espacial
* [https://www.esa.int/gsp/ACT/phy/Projects/Blackholes/WebGL.html Visualização de um buraco negro] pela [[Agência Espacial Europeia|ESA]]

{{Buraco negro}}
{{controle de autoridade}}
{{Portal3|Astronomia|Ciência|Física|Cosmologia}}
{{artigo destacado}}

{{DEFAULTSORT:Buraco Negro}}
[[Categoria:Buracos negros]]