Ver o código fonte de «Burato negro»

{{1000}}
{{1000 artigos icona título|materia=Cultura científica}}
[[Ficheiro:Black hole - Messier 87.jpg|miniatura|upright|Burato Negro de [[Messier 87]]. Primeira imaxe real dun burato negro: amósase en unidades de temperatura de brillo, <math>{T}_{{\rm{b}}}=S{\lambda }^{2}/2{k}_{{\rm{B}}}{\rm{\Omega }}</math>, onde S é a densidade de fluxo, λ é a lonxitude de onda de observación, <math>{k}_{{\rm{B}}}</math> é a constante de Boltzmann e Ω é o ángulo sólido do elemento de resolución.]]
[[Ficheiro:Black hole lensing web.gif|miniatura|upright|Simulación animada dun [[Métrica de Schwarzschild|burato negro de Schwarzschild]] cunha galaxia que pasa por detrás. Ao redor do tempo de aliñamento, obsérvase unha [[Lente gravitacional|lente gravitatoria]] extrema da galaxia.]]
Un '''buraco negro''',<ref>{{DRAG|Buraco}} (ver frases e expresións con buraco)</ref> '''furado negro''' ou '''burato negro''' é unha rexión do [[espazo-tempo]] onde a [[gravidade]] é tan forte que nada, incluída a [[luz]] ou outras [[radiación electromagnética|ondas electromagnéticas]], teñen a enerxía suficiente para escapar dela.<ref>{{harvnb|Wald|1984|pp=299–300}}</ref> De aí o nome, xa que non só non emiten luz senón que absorben todo tipo de [[radiación]] ou [[materia]] que se achegue demasiado. A teoría da [[relatividade xeral]] predece que unha [[masa]] suficientemente compacta pode deformar o espazo-tempo para formar un burato negro.<ref name="wald 1997">{{cita libro |apelido=Wald |nome=R. M. |ligazón-autor=Robert Wald |título=Black Holes, Gravitational Radiation and the Universe |editor1=Iyer, B. R. |editor2=Bhawal, B. |capítulo=Gravitational Collapse and Cosmic Censorship |arxiv=gr-qc/9710068 |data=1997 |páxinas=69–86 |lugar=Dordrecht |editorial=Springer |doi=10.1007/978-94-017-0934-7 |isbn=978-9401709347}}</ref><ref name="NYT-20150608">{{cita novas |apelido=Overbye |nome=Dennis |ligazón-autor=Dennis Overbye |título=Black Hole Hunters |url=https://www.nytimes.com/2015/06/09/science/black-hole-event-horizon-telescope.html |date=8 de xuño de 2015 |work=[[NASA]] |data-acceso=24 de novembro do 2022 |archive-url=https://web.archive.org/web/20150609023631/http://www.nytimes.com/2015/06/09/science/black-hole-event-horizon-telescope.html |data-arquivo=9 de xuño de2015}}</ref> O [[fronteira (topoloxía)|límite]] da rexión da que non é posible escapar chámase [[horizonte de sucesos]]. Aínda que ten un grande efecto sobre o destino e as circunstancias dun obxecto que o atravesa, non ten características locais detectables segundo a relatividade xeral.<ref name ="HamiltonA">{{cite web|autor=Hamilton, A.|url=http://jila.colorado.edu/~ajsh/insidebh/schw.html|título=Journey into a Schwarzschild black hole|website=jila.colorado.edu|data-acceso=24 de novembro do 2022|data-arquivo=3 de setembro de 2019|archive-url=https://web.archive.org/web/20190903235853/https://jila.colorado.edu/~ajsh/insidebh/schw.html}}</ref> En moitos sentidos, un burato negro actúa como un [[corpo negro]] ideal, xa que non reflicte luz.<ref>{{cita libro |título=Gravity from the ground up |nome1=Bernard F. |apelido1=Schutz |ligazón-autor1=Bernard F. Schutz |publisher=Cambridge University Press |date=2003 |isbn=978-0-521-45506-0 |páxina=110 |url=https://books.google.com/books?id=P_T0xxhDcsIC |archive-url=https://web.archive.org/web/20161202222711/https://books.google.com/books?id=P_T0xxhDcsIC |data-arquivo=2 de decembro de 2016}}</ref><ref>{{cita xornal |apelido=Davies |nome=P. C. W. |ligazón-autor1=Paul Davies |título=Thermodynamics of Black Holes |url=http://cosmos.asu.edu/publications/papers/ThermodynamicTheoryofBlackHoles%2034.pdf |xornal=[[Reports on Progress in Physics]] |volume=41 |date=1978 |issue=8 |páxinas=1313–1355 |doi=10.1088/0034-4885/41/8/004 |bibcode=1978RPPh...41.1313D |archive-url=https://web.archive.org/web/20130510184530/http://cosmos.asu.edu/publications/papers/ThermodynamicTheoryofBlackHoles%2034.pdf |data-arquivo=10 de maio de 2013 }}</ref> Ademais, a [[teoría cuántica de campos no espazo-tempo]] predece que os horizontes de eventos emiten [[radiación Hawking]], co [[radiación térmica|mesmo espectro]] que un corpo negro cuxa [[temperatura]] é inversamente proporcional á súa masa. Esta temperatura é da orde de mil millonésimas de [[kelvin]] para os [[buratos negros estelares]], o que fai que sexa esencialmente imposible de observar directamente.

Os obxectos cuxos [[campo gravitatorio|campos gravitatorios]] son demasiado fortes como para que a [[luz]] lles escape foron considerados por primeira vez no século XVIII por [[John Michell]] e [[Pierre Simon Laplace]].<ref name="origin">{{cita xornal|apelido1=Montgomery|nome1=Colin|apelido2=Orchiston|nome2=Wayne|apelido3=Whittingham|nome3=Ian|ano=2009|título=Michell, Laplace and the origin of the black hole concept|xornal=Journal of Astronomical History and Heritage|volume=12|issue=2|páxinas=90–96|bibcode=2009JAHH...12...90M}}</ref> En 1916, [[Karl Schwarzschild]] atopou a primeira solución moderna da relatividade xeral que caracterizaría un burato negro. [[David Finkelstein]], en 1958, publicou por primeira vez a interpretación do "burato negro" como unha rexión do espazo da que nada pode escapar. Os buratos negros foron considerados durante moito tempo unha curiosidade matemática; Non foi ata a década de 1960 cando os traballos teóricos demostraron que eran unha predición xenérica da relatividade xeral. O descubrimento das [[estrela de neutróns|estrelas de neutróns]] por [[Jocelyn Bell Burnell]] en 1967 espertou o interese polos obxectos compactos [[colapso gravitatorio |colapsados gravitacionalmente]] como unha posible realidade astrofísica. O primeiro burato negro coñecido foi [[Cygnus X-1]], identificado por varios investigadores de forma independente en 1971.<ref>{{cita libro | apelido1=Webster | nome1=B. Louise | apelido2=Murdin | nome2=Paul | date=1972 | título=Cygnus&nbsp;X-1—a Spectroscopic Binary with a Heavy Companion? | xornal=Nature | volume=235 | issue=5332 | páxinas=37–38 | doi=10.1038/235037a0 | bibcode = 1972Natur.235...37W }}</ref><ref>{{cita libro | apelido=Bolton | nome=C. T. | date=1972 | título=Identification of Cygnus&nbsp;X-1 with HDE&nbsp;226868 | xornal=Nature | volume=235 | issue=5336 | páxinas=271–273 | doi=10.1038/235271b0 | bibcode = 1972Natur.235..271B }}</ref>

Os buratos negros de masa estelar fórmanse cando estrelas masivas colapsan ao final do seu ciclo de vida.<ref name="CMS1999">{{Cita publicación periódica |apelido1=Celotti |nome1=A.|apelido2=Miller |nome2=J.C.|apelido3=Sciama |nome3=D.W.
 |título= Astrophysical evidence for the existence of black holes|xornal=Classical and Quantum Gravity|volume=16|issue=12A|páxinas=A3–A21 |date=1999|arxiv=astro-ph/9912186|doi = 10.1088/0264-9381/16/12A/301|ref=harv}}</ref> Despois de que se formou un burato negro, pode crecer absorbendo masa do seu contorno. Ao absorber outras estrelas e fusionarse con outros buratos negros, pódense formar [[Burato negro supermasivo|buratos negros supermasivos]] de millóns de masas solares (<var>M</var><sub>☉</sub>) pode formarse ao absorber outras estrelas e fusionarse con outros buratos negros. Hai consenso en que os buratos negros supermasivos existen nos centros da maioría das [[galaxia]]s. 

A presenza dun burato negro pode deducirse a través da súa interacción con outra [[materia]] e coa radiación electromagnética, tal como a luz visible. Calquera materia que caia dentro dun burato negro pode formar un [[disco de acreción]] externo quentado pola [[fricción]], formando [[quásar]]es, algúns dos obxectos máis brillantes do universo. As estrelas que pasan demasiado preto dun burato negro supermasivo poden ser esnaquizadas en forma de serpentinas que brillan moito antes de ser "tragadas" por este.<ref name="pmid32001633">{{cita xornal | autor=Clery D | título=Black holes caught in the act of swallowing stars | xornal=[[Science]] | volume=367 | issue=6477 | páxina=495 | ano=2020 | doi = 10.1126/science.367.6477.495 | pmid=32001633| bibcode=2020Sci...367..495C}}</ref> Se outras estrelas orbitan ao redor dun burato negro, as súas órbitas poden determinar a masa e a localización do burato negro. Estas observacións poden utilizarse para excluír posibles alternativas, como as estrelas de neutróns. Deste xeito, os astrónomos identificaron numerosos candidatos a buratos negros estelares en [[estrela binaria|sistemas binarios]] e estableceron que a fonte de radio coñecida como [[Saxitario A*]], no núcleo da [[Vía Láctea]], contén un burato negro supermasivo<ref>Reynolds, C. (4 September 2008). "Astrophysics: Bringing black holes into focus". Nature 455 (7209): 39–40. Bibcode:2008Natur.455...39R. doi:10.1038/455039a. PMID 18769426.</ref> duns 4,3&nbsp;millóns de masas de [[enerxía solar]].

O 11 de febreiro de 2016, a colaboación do [[LIGO Scientific Collaboration|LIGO]] e do [[Virgo (interferómetro)|Virgo]] anunciou que Marco Drago, físico no Instituto Albert Einstein en [[Hannover]], Alemaña, tivo éxito en facer a primeira [[Detección de ondas gravitacionais|observación ondulatoria gravitacional]] o 14 de setembro de 2015.<ref>{{Cita noticia|título = Gravitational Waves Exist: The Inside Story of How Scientists Finally Found Them|url = http://www.newyorker.com/tech/elements/gravitational-waves-exist-heres-how-scientists-finally-found-them|xornal= The New Yorker|data-acceso = 24 de novembro do 2022|issn = 0028-792X|nome = Nicola|apelido = Twilley}}</ref><ref name="PRL-20160211">{{Cita publicación periódica|autor = Abbott, B.P. et al.|título = Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger|url = http://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.116.061102|publicación = [[Phys. Rev. Lett.]]|volume = 116|páxinas = 061102|ano = 2016|doi = 10.1103/PhysRevLett.116.061102}}</ref><ref name="Naeye">{{Cita novas|apelido = Naeye|nome = Robert|url = http://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/gravitational-wave-detection-heralds-new-era-of-science-0211201644/|título = Gravitational Wave Detection Heralds New Era of Science|obra = Sky and Telescope|data = 11 de febreiro de 2016|data-acceso = 24 de novembro do 2022}}</ref><ref name="Nature_11Feb16">{{Cita publicación|título = Einstein's gravitational waves found at last|publicación = Nature News|url = http://www.nature.com/news/einstein-s-gravitational-waves-found-at-last-1.19361|data = 11 de febreiro de 2016|apelido = Castelvecchi|nome = Davide|apelido2 = Witze|nome2 = Alexandra|doi = 10.1038/nature.2016.19361|data-acceso = 24 de novembro do 2022}}</ref>

O 10 de abril de 2019 publicouse a primeira imaxe directa dun burato negro e as súas proximidades, tras as observacións realizadas polo [[Telescopio de Horizonte de Eventos|Event Horizon Telescope]] (EHT) en 2017 do burato negro supermasivo do [[centro galáctico]] [[Galaxia elíptica M87|Messier 87]].<ref name="APJL-20190410">{{cita xornal|apelido1=Telescopio de Horizonte de Eventos|nome1=The|ligazón-autor1=Telescopio de Horizonte de Eventos|date=2019|título=First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole|xornal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=875|páxina=L1|arxiv=1906.11238|bibcode=2019ApJ...875L...1E|doi=10.3847/2041-8213/ab0ec7|número=1 }}</ref><ref name="BoumanJohnson2016">{{cita libro |apelido1=Bouman |nome1=Katherine L. |título=2016 IEEE Conference on Computer Vision and Pattern Recognition (CVPR) |ligazón-autor1=Katie Bouman |apelido2=Johnson |nome2=Michael D. |apelido3=Zoran |nome3=Daniel |apelido4=Fish |nome4=Vincent L. |apelido5=Doeleman |nome5=Sheperd S. |apelido6=Freeman |nome6=William T. |chapter=Computational Imaging for VLBI Image Reconstruction |ano=2016 |páxinas=913–922 |doi=10.1109/CVPR.2016.105 |hdl=1721.1/103077 |arxiv=1512.01413|isbn=978-1-4673-8851-1 }}</ref><ref name="NYT-20190412">{{cita novas |apelido=Gardiner |nome=Aidan |título=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 |url-arquivo=https://ghostarchive.org/archive/20220101/https://www.nytimes.com/2019/04/12/reader-center/black-holes-dennis-overbye.html |data-arquivo=2022-01-01 |data=12 de abril de 2018 |work=[[The New York Times]] |data-acceso=24 de novembro do 2022}}{{cbignore}}</ref> A partir de 2021, o corpo coñecido máis próximo que se pensa que é un burato negro está a 1.500 [[Ano luz|anos luz]] (460 [[parsec]]s) de distancia. Aínda que ata agora só se atoparon un par de ducias de buratos negros na [[Vía Láctea]], pénsase que hai centos de millóns, a maioría dos cales son solitarios e non causan emisión de radiación.<ref>{{cita web |título=ESO Instrument Finds Closest Black Hole to Earth |url=https://www.eso.org/public/news/eso2007/ |editorial=[[Observatorio Europeo Austral]] |data= 6 de maio de 2020 |data-acceso=24 de novembro do 2022 |data-arquivo=6 de maio de 2020 |url-arquivo=https://web.archive.org/web/20200506232455/https://www.eso.org/public/news/eso2007/ }}</ref> Polo tanto, só serían detectables mediante [[Lente gravitacional|lentes gravitacionais]].

== Historia ==
[[Ficheiro:BH LMC.png|miniatura|upright|Vista simulada dun burato negro fronte á [[Gran Nebulosa de Magalhães]]. Teña en conta o efecto de lente gravitacional, que produce dúas vistas ampliadas pero moi distorsionadas da Nube. Na parte superior, o disco da [[Vía Láctea]] aparece distorsionado nun arco. Publicado en 2019.<ref>{{cita xornal |ligazón-autor= Alain Riazuelo |nome= Alain |apelido= Riazuelo |título= Seeing relativity -- I. Ray tracing in a Schwarzschild metric to explore the maximal analytic extension of the metric and making a proper rendering of the stars |xornal= International Journal of Modern Physics D |data= 2019|volume= 28 |issue= 2 |páxina=1950042 |doi= 10.1142/S0218271819500421 |arxiv= 1511.06025 |bibcode= 2019IJMPD..2850042R  }}</ref>]]
[[Ficheiro:Crab Nebula pulsar x-ray.jpg|miniatura|upright|Pulsar da Nebulosa do Cangrexo]]
O primeiro astrónomo en falar de estrelas escuras foi o crego e astrónomo John Michell (1724-1793) que propuxo  nun artigo publicado no ano 1783 publicado nas ''"Philosophical Transactions of the Royal Society of London"'' <ref>{{Cita libro|título=Historia del Tiempo|apelidos=Hawking|nome=Stephen|editorial=Alianza Editorial|ano=1990|ISBN=84-206-3971-0}}</ref> que se a gravidade dunha estrela fose maior que a [[velocidade de escape]] da luz esta non podería saír nunca da estrela o que daría lugar a unha estrela negra.<ref>{{cita xornal |ligazón-autor= Simon Schaffer |nome= Simon |apelido= Schaffer |título= John Michell and black holes |url= http://jha.sagepub.com/content/10/1/42.extract |xornal= Journal for the History of Astronomy |volume= 10 |páxinas= 42–43 |data= 1979 |doi= 10.1177/002182867901000104 |bibcode= 1979JHA....10...42S  |data-acceso=25 de novembro do 2022 |archive-date= 22 May 2020 |archive-url= https://web.archive.org/web/20200522223131/http://jha.sagepub.com/content/10/1/42.extract/  }}</ref> Os cálculos simplistas de Michell asumiron que este corpo podería ter a mesma densidade que a do Sol e concluíu que tal corpo formaríase cando o diámetro dunha estrela superase a do Sol nun factor de 500 e a velocidade de escape da superficie superase a velocidade habitual da luz. Michell observou correctamente que estes corpos supermasivos pero non radiantes poden ser detectados polos seus efectos gravitatorios sobre os corpos próximos visibles.<ref>{{Cita xornal|nome=J.|título=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|xornal=[[Philosophical Transactions of the Royal Society]]|volume=74|páxinas=35–57|bibcode=1784RSPT...74...35M|doi=10.1098/rstl.1784.0008|jstor=106576|ref=harv|apelido=Michell|authorlink1=John Michell}}</ref><ref name="origin"/> O astrónomo e matemático francés Pierre-Simón de Laplace no ano 1795 chegou a mesma conclusión sinalando que é consonte a gravidade de Newton. Ámbolos dous pensadores consideraban que a velocidade da luz podía frearse consonte a física clásica.<ref>{{Cita web |url=http://www.narit.or.th/en/files/2009JAHHvol12/2009JAHH...12...90M.pdf |apelidos=Montgomery|nome=Colin|apelidos2=Orchiston|nome2=Wayne|apelidos3=Whittingham|nome3=Ian|páxina-web=|título=MICHELL, LAPLACE AND THE ORIGIN OF THE BLACK HOLE CONCEPT|data-acceso=25 de novembro do 2022|formato=pdf|urlarquivo=https://web.archive.org/web/20140502005017/http://www.narit.or.th/en/files/2009JAHHvol12/2009JAHH...12...90M.pdf|dataarquivo=02 de maio de 2014|urlmorta=yes}}</ref>

Os estudosos da época estaban inicialmente entusiasmados coa proposta de que as "estrelas escuras" xigantes pero invisibles poderían estar escondidas á vista, pero o entusiasmo diminuíu cando a natureza ondulatoria da luz se fixo patente a principios do século XIX,<ref>{{cita libro |título=Light and Electron Microscopy |nome1=Elizabeth M. |apelido1=Slayter |nome2=Henry S. |apelido2=Slayter |publisher=Cambridge University Press |ano=1992 |isbn=978-0-521-33948-3 |url=https://books.google.com/books?id=LlePVS9oq7MC |url-arquivo=https://web.archive.org/web/20171130151044/https://books.google.com/books?id=LlePVS9oq7MC |data-arquivo=30 de novembro de  2017}}</ref> como se a luz fose unha onda máis que unha partícula, non estaba claro que influencia tería a gravidade na fuga das ondas luminosas.<ref name=origin /><ref name=thorne_123_124>{{harvnb|Thorne|1994|pp=123–124}}</ref>

A física moderna desacredita a idea de Michell de que un raio de luz que sae directamente da superficie dunha estrela supermasiva, é freado pola gravidade da estrela, detense e volve en caída libre á superficie da estrela.<ref>{{cita novas |apelido1=Crass |nome1=Institute of Astronomy – Design by D.R. Wilkins and S.J. |título=Light escaping from black holes |url=https://www.ast.cam.ac.uk/public/ask/2633 |data-acceso=25 de novembro do 2022 |editor=www.ast.cam.ac.uk |data-arquivo=6 de xullo de 2019 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190706164013/https://www.ast.cam.ac.uk/public/ask/2633}}</ref>
=== Relatividade xeral ===
En 1915, [[Albert Einstein]] desenvolveu a súa teoría da [[relatividade xeral]], xa que demostrou anteriormente que a gravidade inflúe no movemento da luz. Só uns meses despois, [[Karl Schwarzschild]] atopou unha [[métrica de Schwarzschild|solución]] para as [[ecuacións de campo de Einstein]] que describen o [[campo gravitatorio]] dunha [[Punto material|masa puntual]] e unha masa esférica.<ref name="Levy">{{cita xornal |apelido1=Levy |nome1=Adam |título=How black holes morphed from theory to reality |xornal=Knowable Magazine |data= 11 de xaneiro de 2021 |doi=10.1146/knowable-010921-1 |url=https://knowablemagazine.org/article/physical-world/2021/how-black-holes-morphed-theory-reality |data-acceso=25 de novembro do 2022}}</ref><ref name="Schwarzschild1916">{{Cita xornal |apelido=Schwarzschild |nome=K. |author-link1=Karl Schwarzschild |data=1916 |título=Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie |url=https://archive.org/stream/sitzungsberichte1916deutsch#page/188/mode/2up |xornal=Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften |volume=7 |pages=189–196|bibcode=1916SPAW.......189S}}
:*Tradución: {{cita arXiv |apelido1=Antoci |nome1=S. |apelido2=Loinger |nome2=A. |ano=1999 |título=On the gravitational field of a mass point according to Einstein's theory |eprint=physics/9905030}} e {{Cita xornal |apelido=Schwarzschild |nome=K. |ligazón-autor1=Karl Schwarzschild |data=1916 |título=Über das Gravitationsfeld einer Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie |url=https://archive.org/stream/sitzungsberichte1916deutsch#page/424/mode/2up |xornal=Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften |volume=18 |pages=424–434|bibcode=1916skpa.conf..424S}}
:*Tradución: {{cita arXiv |apelido1=Antoci |nome1=S. |ano=1999 |título=On the gravitational field of a sphere of incompressible fluid according to Einstein's theory |eprint=physics/9912033}}</ref> Uns meses despois de Schwarzschild, Johannes Droste, un estudante de [[Hendrik Lorentz]], deu independentemente a mesma solución para a masa puntual e escribiu máis extensamente sobre as súas propiedades.<ref>{{Cita xornal |apelido=Droste |nome=J. |título=On the field of a single centre in Einstein's theory of gravitation, and the motion of a particle in that field |xornal=Proceedings Royal Academy Amsterdam |data=1917 |volume=19 |issue=1 |pages=197–215 |url=http://www.dwc.knaw.nl/DL/publications/PU00012325.pdf|url-arquivo=https://web.archive.org/web/20130518034708/http://www.dwc.knaw.nl/DL/publications/PU00012325.pdf |data-arquivo=18 de maio de 2013 |data-acceso=25 de novembro do 2022 }}</ref><ref>{{cita libro |título=Studies in the history of general relativity |apelido-editor1=Eisenstaedt |nome-editor1=Jean |apelido-editor2=Kox |nome-editor2=A. J. |isbn=978-0-8176-3479-7 |data=1992 |editorial=Birkhäuser |capítulo=General Relativity in the Netherlands: 1915–1920 |apelido=Kox |nome=A. J. |url-capítulo=https://books.google.com/books?id=vDHCF_3vIhUC&pg=PA41 |páxina=41 |data-acceso=25 de novembro do 2022 |data-arquivo=10 de agosto de 2016 |url-arquivo=https://web.archive.org/web/20160810215219/https://books.google.com/books?id=vDHCF_3vIhUC&pg=PA41 }}</ref> Esta solución tivo un comportamento peculiar no que agora se chama [[raio de Schwarzschild]], onde se converteu en [[singularidade matemática|singular]], o que significa que algúns dos termos das ecuacións de Einstein volvéronse infinitos. A natureza desta superficie non se entendía moi ben naquel momento. 

En 1924, [[Arthur Eddington]] demostrou que a singularidade desapareceu despois dun cambio de coordenadas, aínda que [[Georges Lemaître]] tardou ata 1933 en darse conta de que isto significaba que a singularidade no raio de Schwarzschild era unha [[singularidade de coordenadas]] non física.<ref name="HooftHist">{{Cita web |apelido='t Hooft |nome=G. |ligazón-autor1=Gerard 't Hooft |data=2009 |título=Introduction to the Theory of Black Holes |url=http://www.phys.uu.nl/~thooft/lectures/blackholes/BH_lecturenotes.pdf |editorial=Institute for Theoretical Physics / Spinoza Institute |páxinas=47–48 |url-arquivo=https://web.archive.org/web/20090521082736/http://www.phys.uu.nl/~thooft/lectures/blackholes/BH_lecturenotes.pdf |data-arquivo=21 de maio de 2009 |data-acceso=25 de novembro do 2022 }}</ref> Arthur Eddington con todo, comentou a posibilidade dunha estrela con masa comprimida ao raio de Schwarzschild nun libro de 1926, sinalando que a teoría de Einstein permítenos descartar densidades demasiado grandes para as estrelas visibles como [[Alpha Orionis|Betelgeuse]] porque "unha estrela de 250 millóns de km de radio non podería ter unha densidade tan alta como a do Sol". En primeiro lugar, a forza da gravitación sería tan grande que a luz sería incapaz de escapar dela, os raios caerían de volta á estrela como unha pedra á terra. En segundo lugar, o [[desprazamento ao vermello]] das liñas espectrais sería tan grande que o espectro quedaría fóra da existencia. En terceiro lugar, a masa produciría tanta curvatura da métrica espazo-temporal que o espazo pecharíase arredor da estrela, deixándonos fóra (é dicir, en ningunha parte)."<ref name=eddington1926>{{cita libro|nome=Arthur |apelido=Eddington |author-link=Arthur Eddington |data=1926 |título=The Internal Constitution of the Stars |journal=Science |volume=52 |issue=1341 |páxinas=233–40 |url=https://books.google.com/books?id=RjC9DpnWFbkC&pg=PA6 |editorial=Cambridge University Press |isbn=978-0-521-33708-3 |url-arquivo=https://web.archive.org/web/20160811034409/https://books.google.com/books?id=RjC9DpnWFbkC&lpg=PP1&pg=PA6 |data-arquivo=11 de agosto de 2016 |pmid=17747682 |doi=10.1126/science.52.1341.233|bibcode=1920Sci....52..233E }}</ref><ref>{{cita libro |apelido1=Thorne |nome1=Kip S. |apelido2=Hawking |nome2=Stephen |título=Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy |data=1994 |editorial=W. W. Norton & Company |isbn=978-0-393-31276-8 |páxina=[https://archive.org/details/blackholestimewa0000thor/page/134 134]–135 |url=https://archive.org/details/blackholestimewa0000thor |data-acceso=25 de novembro do 2022 |cita=A primeira conclusión foi a versión newtoniana de que a luz non escapa; a segunda era unha descrición semi-precisa e relativista; e a terceira era a típica hipérbole eddingtoniana{{nbsp}}... cando unha estrela é tan pequena como a circunferencia crítica, a curvatura é forte pero non infinita, e o espazo definitivamente non está envolto arredor da estrela. Eddington puido saber isto, pero a súa descrición fixo unha boa historia e captou dun xeito caprichoso o espírito da curvatura espazo-temporal de Schwarzschild".}}</ref>

En 1931, [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] calculou, utilizando a relatividade especial, que un corpo non xiratorio de [[materia dexenerada]] por [[electrón]]s por encima dunha certa masa límite ({{Masa solar|1.44}}, agora chamada [[límite de Chandrasekhar]]) non ten solucións estables.<ref name=venkataraman92>{{cita libro|first=G. |apelido=Venkataraman |título=Chandrasekhar and his limit |páxina=89 |editorial=Universities Press |data=1992 |url=https://books.google.com/books?id=HNSdDFOJ4wkC&pg=PA89 |isbn=978-81-7371-035-3 |url-arquivo=https://web.archive.org/web/20160811035848/https://books.google.com/books?id=HNSdDFOJ4wkC&pg=PA89 |data-arquivo=11 de agosto de 2016}}</ref> Aos seus argumentos opuxéronse moitos dos seus contemporáneos, como Eddington e [[Lev Landau]], que sostiñan que algún mecanismo aínda descoñecido detería o colapso.<ref>{{Cita xornal |apelido=Detweiler |nome=S. |data=1981 |título=Resource letter BH-1: Black holes |xornal=[[American Journal of Physics]] |volume=49 |issue=5 |páxinas=394–400 |doi=10.1119/1.12686|bibcode=1981AmJPh..49..394D}}</ref>

Tiñan razón en parte: unha [[anana branca]] lixeiramente máis masiva que o límite de Chandrasekhar colapsará nunha [[estrela de neutróns]],<ref>{{cita libro |last1=Harpaz |first1=A. |data=1994 |title=Stellar evolution |url=https://books.google.com/books?id=kd4VEZv8oo0C&pg=PA105 |publisher=[[A K Peters, Ltd.|A K Peters]] |page=105 |isbn=978-1-56881-012-6 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160811025449/https://books.google.com/books?id=kd4VEZv8oo0C&pg=PA105 |archive-date=11 de agosto de 2016}}</ref> que á súa vez é estable. Pero en 1939, [[Robert Oppenheimer]] e outros predixeron que as estrelas de neutróns por encima doutro límite (o [[límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff]]) colapsarían aínda máis polas razóns presentadas por Chandrasekhar, e concluíron que non era probable que ningunha lei da física interviñese e impedise que polo menos algunhas estrelas colapsasen ata converterse en buracos negros.<ref name="OV1939">{{Cita xornal |last1=Oppenheimer |first1=J. R. |author-link1=J. Robert Oppenheimer |last2=Volkoff |first2=G. M. |author-link2=George Volkoff |data=1939 |title=On Massive Neutron Cores |url=https://archive.org/details/sim_physical-review_1939-02-15_55_4/page/n50 |journal=[[Physical Review]] |volume=55 |issue=4 |pages=374–381 |doi=10.1103/PhysRev.55.374|bibcode=1939PhRv...55..374O}}</ref> Os seus cálculos orixinais, baseados no [[principio de exclusión de Pauli]], dábana como {{Masa solar|0,7}}; a consideración posterior da repulsión neutrón-neutrón mediada pola forza forte elevou a estimación a aproximadamente {{Masa solar|1,5}} a {{Masa solar|3,0}}.<ref name="Bombaci">{{cita xornal |first=I. |last=Bombaci |data=1996 |title=The Maximum Mass of a Neutron Star |url=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1996-01_305_3/page/871 |journal=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=305 |pages=871–877 |bibcode=1996A&A...305..871B}}</ref> As observacións da fusión de estrelas de neutróns [[GW170817]], que se cre que xerou un buraco negro pouco despois, refinaron a estimación do límite TOV a {{Masa solar|2,17}}.<ref name="Cho2018">{{cita xornal |last=Cho |first=A. |title=A weight limit emerges for neutron stars |journal=Science |volume=359 |issue=6377 |pages=724–725 |data=16 de febreiro de 2018 |doi=10.1126/science.359.6377.724 |pmid=29449468 |bibcode=2018Sci...359..724C}}</ref><ref name="Margalit2017">{{cita xornal |last1=Margalit |first1=B. |last2=Metzger |first2=B. D. |title=Constraining the Maximum Mass of Neutron Stars from Multi-messenger Observations of GW170817 |journal=The Astrophysical Journal |volume=850 |issue=2 |data=1 de decembro de 2017 |page=L19 |doi=10.3847/2041-8213/aa991c |arxiv=1710.05938 |bibcode=2017ApJ...850L..19M }}</ref><ref name="Shibata2017">{{cita xornal |last1=Shibata |first1=M. |last2=Fujibayashi |first2=S. |last3=Hotokezaka |first3=K. |last4=Kiuchi |first4=K. |last5=Kyutoku |first5=K. |last6=Sekiguchi |first6=Y. |last7=Tanaka |first7=M. |title=Modeling GW170817 based on numerical relativity and its implications |xornal=Physical Review D |volume=96 |issue=12 |page=123012 |data=22 de decembro de 2017 |doi=10.1103/PhysRevD.96.123012 |arxiv=1710.07579 |bibcode=2017PhRvD..96l3012S}}</ref><ref name="Ruiz2018">{{cita xornal |last1=Ruiz |first1=M. |last2=Shapiro |first2=S. L. |last3=Tsokaros |first3=A. |title=GW170817, general relativistic magnetohydrodynamic simulations, and the neutron star maximum mass |xornal=Physical Review D |volume=97 |issue=2 |page=021501 |data=11 de xaneiro de 2018 |doi=10.1103/PhysRevD.97.021501 |pmid=30003183 |pmc=6036631 |arxiv=1711.00473 |bibcode=2018PhRvD..97b1501R}}</ref><ref name="Rezzolla2018">{{cita xornal |last1=Rezzolla |first1=L. |last2=Most |first2=E. R. |last3=Weih |first3=L. R. |title=Using Gravitational-wave Observations and Quasi-universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars |xornal=Astrophysical Journal |volume=852 |issue=2 |data=9 de xaneiro de 2018 |page=L25 |doi=10.3847/2041-8213/aaa401 |arxiv=1711.00314 |bibcode=2018ApJ...852L..25R}}</ref> Oppenheimer e os seus coautores interpretaron que a singularidade no límite do radio de Schwarzschild indicaba que este era o límite dunha burbulla na que o tempo se detiña. Este punto de vista é válido para os observadores externos, pero non para os observadores internos. Debido a esta propiedade, as estrelas colapsadas recibiron o nome de "estrelas conxeladas", porque un observador externo vería a superficie da estrela conxelada no tempo no instante en que o seu colapso a leva ao radio de Schwarzschild.<ref>{{Cita xornal |last1=Ruffini |first1=R. |author-link1=Remo Ruffini |last2=Wheeler |first2=J. A. |author-link2=John Archibald Wheeler |data=1971 |title=Introducing the black hole |url=http://authors.library.caltech.edu/14972/1/Ruffini2009p1645Phys_Today.pdf |xornal=[[Physics Today]] |volume=24 |issue=1 |pages=30–41 |doi=10.1063/1.3022513|bibcode=1971PhT....24a..30R |archive-url=https://web.archive.org/web/20110725133758/http://authors.library.caltech.edu/14972/1/Ruffini2009p1645Phys_Today.pdf |archive-date=25 de xullo de 2011 |data-acceso=28 de novembro do 2023 }}</ref>

Tamén en 1939, [[Albert Einstein]] tentaría demostrar que os buratos negros eran imposibles na súa publicación no xornal ''Annals of Mathematics'', "On a Stationary System with Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses" (''Sobre un sistema estacionario con simetría esférica formado por moitas masas gravitatorias''), utilizando a súa teoría da relatividade xeral para defender o seu argumento.<ref name=":0">{{Cita xornal |last=Bernstein |first=Jeremy |title=The Reluctant Father of Black Holes |url=https://www.scientificamerican.com/article/the-reluctant-father-of-black-holes-2007-04/ |data-acceso=14 de decembro do 2023 |xornal=[[Scientific American]] |data=2007 |volume=17 |pages=4–11 |doi=10.1038/scientificamerican0407-4sp |language=en}}</ref> Meses máis tarde, Oppenheimer e o seu estudante [[Hartland Snyder]] proporcionarían o [[modelo Oppenheimer-Snyder]] no seu artigo "On Continued Gravitational Contraction",<ref>{{cita xornal |last1=Oppenheimer |first1=J.R. |last2=Snyder |first2=H. |author-link2=Hartland Snyder |ano=1939 |title=On Continued Gravitational Contraction |xornal=[[Physical Review]] |volume=56 |issue=5 |pages=455–459 |bibcode=1939PhRv...56..455O |doi=10.1103/PhysRev.56.455 }}</ref> que predicía a existencia dos buracos negros. No artigo, que non facía referencia á recente publicación de Einstein, Oppenheimer e Snyder utilizaron a teoría da relatividade xeral do propio Einstein para mostrar as condicións nas que podería desenvolverse un burato negro por primeira vez na física contemporánea.<ref name=":0" />
Coa chegada da concepción cuántica da luz (a dualidade onda partícula do fotón), da teoría da relatividade xeral (velocidade da luz coma unha constante básica da natureza, o espazo tempo como unha entidade cuatridimensional e a gravidade como unha curvatura), e da física da fusión nuclear (o que permitiu descubrir  a secuencia básica da produción de enerxía das estrelas ata o esgotamento do combustible estelar, as supernovas)  permitiu desenvolver o marco teórico actual sobre a existencia de buratos negros. O termo burato negro para referirse a estes obxectos astrofísicos foi usado por primeira vez polo físico teórico norteamericano [[John Archibald Wheeler]] (1911-2008) no ano 1969.
==== Idade de ouro ====
En 1958, [[David Finkelstein]] identificou a superficie de Schwarzschild como un [[horizonte de sucesos]], "unha membrana unidireccional perfecta: as influencias causales só poden atravesala nunha dirección".<ref>{{Cita xornal |last=Finkelstein |first=D. |author-link1=David Finkelstein |data=1958 |title=Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle |xornal=[[Physical Review]] |volume=110 |issue=4 |pages=965–967 |doi=10.1103/PhysRev.110.965|bibcode=1958PhRv..110..965F}}</ref> Isto non contradicía estritamente os resultados de Oppenheimer, senón que os ampliaba para incluír o punto de vista dos observadores que caen nun burato negro. A solución de Finkelstein ampliou a solución de Schwarzschild para o futuro dos observadores que caen nun buraco negro. Unha [[coordenadas de Kruskal-Szekeres|extensión completa]] xa fora atopada por [[Martin Kruskal]], a quen se instou a publicala.<ref>{{cita xornal |last1=Kruskal |first1=M. |author-link1=Martin Kruskal |data=1960 |title=Maximal Extension of Schwarzschild Metric |xornal=[[Physical Review]] |volume=119 |issue=5 |páxina=1743 |doi=10.1103/PhysRev.119.1743 |bibcode=1960PhRv..119.1743K}}</ref>

Estes resultados producíronse ao comezo da [[idade de ouro da relatividade xeneral]], que estivo marcada polo feito de que a relatividade xeneral e os buratos negros convertéronse en temas principais de investigación. A este proceso contribuíu o descubrimento de [[púlsar]]es por [[Jocelyn Bell Burnell]] en 1967,<ref>{{Cita xornal |last1=Hewish |first1=A. |author-link1=Antony Hewish |last2=Bell |first2=S. J. |author-link2=Jocelyn Bell Burnell |last3=Pilkington |first3=J. D. H. |last4=Scott |first4=P. F. |last5=Collins |first5=R. A. |display-authors=1 |date=1968 |title=Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source |xornal=[[Nature]] |volume=217 |issue=5130 |pages=709–713 |doi=10.1038/217709a0|bibcode=1968Natur.217..709H}}</ref><ref>{{Cita xornal |last1=Pilkington |first1=J. D. H. |last2=Hewish |first2=A. |author-link2=Antony Hewish |last3=Bell |first3=S. J. |author-link3=Jocelyn Bell Burnell |last4=Cole |first4=T. W. |display-authors=1 |date=1968 |title=Observations of some further Pulsed Radio Sources |journal=[[Nature]] |volume=218 |issue=5137 |pages=126–129 |doi=10.1038/218126a0|bibcode=1968Natur.218..126P}}</ref> que, en 1969, demostraron ser estrelas de neutróns en rápida rotación.<ref name="araa8_265">{{cita xornal |last=Hewish |first=A. |author-link1=Antony Hewish |date=1970 |title=Pulsars |journal=[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]] |volume=8 |issue=1 |pages=265–296 |bibcode=1970ARA&A...8..265H |doi=10.1146/annurev.aa.08.090170.001405}}</ref> Até entón, as estrelas de neutróns, do mesmo xeito que os buratos negros, considerábanse meras curiosidades teóricas; pero o descubrimento dos púlsares demostrou a súa relevancia física e espoleou un maior interese por todo tipo de obxectos compactos que puidesen formarse por colapso gravitatorio.<ref>{{Cita web |url=https://www.smithsonianmag.com/science-nature/Fifty-years-ago-grad-students-discovery-changed-course-astrophysics-180968288/ |title=Fifty Years Ago, a Grad Student's Discovery Changed the Course of Astrophysics |data=2018-02-28 |data-acceso=4 de marzo do 2024 |website=Smithsonian Magazine |last=Boissoneault |first=Lorraine}}</ref>

Neste período atopáronse solucións máis xerais para os buracos negros. En 1963, [[Roy Kerr]] atopou [[a métrica de Kerr|a solución exacta]] para un [[buraco negro en rotación]]. Dous anos máis tarde, [[Ezra T. Newman|Ezra Newman]] atopou a solución [[Simetría rotacional|axisimétrica]] para un buraco negro que é á vez xiratorio e [[carga eléctrica|cargado eléctricamente]].<ref>{{Cita xornal |last1=Newman |first1=E. T. |author-link1=Ezra T. Newman |last2=Couch |first2=E. |last3=Chinnapared |first3=K. |last4=Exton |first4=A. |last5=Prakash |first5=A. |last6=Torrence |first6=R. |display-authors=1 |date=1965 |title=Metric of a Rotating, Charged Mass |journal=[[Journal of Mathematical Physics]] |volume=6 |issue=6 |page=918 |doi=10.1063/1.1704351 |bibcode=1965JMP.....6..918N}}</ref> A través do traballo de [[Werner Israel]],<ref>{{cita xornal |last=Israel |first=W. |date=1967 |title=Event Horizons in Static Vacuum Space-Times |journal=[[Physical Review]] |volume=164 |issue=5 |page=1776 |doi=10.1103/PhysRev.164.1776 |bibcode=1967PhRv..164.1776I}}</ref> [[Brandon Carter]],<ref>{{cite journal |last=Carter |first=B. |author-link1=Brandon Carter |date=1971 |title=Axisymmetric Black Hole Has Only Two Degrees of Freedom |journal=[[Physical Review Letters]] |volume=26 |issue=6 |page=331 |doi=10.1103/PhysRevLett.26.331 |bibcode=1971PhRvL..26..331C}}</ref><ref>{{cita libro |last=Carter |first=B. |author-link1=Brandon Carter |date=1977 |chapter=The vacuum black hole uniqueness theorem and its conceivable generalisations |title=Proceedings of the 1st Marcel Grossmann meeting on general relativity |pages=243–254 }}</ref> e David Robinson<ref>{{cite journal |last1=Robinson |first1=D. |date=1975 |title=Uniqueness of the Kerr Black Hole |journal=[[Physical Review Letters]] |volume=34 |issue=14 |page=905 |doi=10.1103/PhysRevLett.34.905 |bibcode=1975PhRvL..34..905R}}</ref> xurdiu o [[teorema do non-pelo]], que afirma que a solución dun buraco negro estacionario está completamente descrita polos tres parámetros da [[métrica de Kerr-Newman]]: [[masa]], [[momento angular]] e carga eléctrica.<ref name="HeuslerNoHair">{{Cita xornal |last=Heusler |first=M. |data=2012 |title=Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond |xornal=Living Reviews in Relativity |volume=15 |issue=7 |page=7|doi=10.12942/lrr-2012-7  |pmid=28179837 |pmc=5255892 |arxiv=1205.6112 |bibcode=2012LRR....15....7C}}</ref>

Ao principio, sospeitábase que as estrañas características das solucións dos buratos negros eran artefactos patolóxicos das condicións de simetría impostas, e que as singularidades non aparecerían en situacións xenéricas. Esta opinión foi sostida en particular por [[Vladimir A. Belinsky|Vladimir Belinsky]], [[Isaak Markovich Khalatnikov|Isaak Khalatnikov]], e [[Evgeny Lifshitz]], que tentaron demostrar que non aparecen singularidades en solucións xenéricas. Con todo, a finais da década de 1960 [[Roger Penrose]]<ref name="penrose1965">{{cita novas |last1=Penrose |first1=R. |author-link1=Roger Penrose |data=1965 |title=Gravitational Collapse and Space-Time Singularities |xornal=[[Physical Review Letters]] |volume=14 |issue=3 |page=57 |doi=10.1103/PhysRevLett.14.57 |bibcode=1965PhRvL..14...57P |url=http://pdfs.semanticscholar.org/faad/1f4358fddf70df2e00c0a290b7e4501c27de.pdf |archive-url=https://web.archive.org/web/20201011221750/http://pdfs.semanticscholar.org/faad/1f4358fddf70df2e00c0a290b7e4501c27de.pdf |archive-date=11 de outubro de 2020 }}</ref> e [[Stephen Hawking]] utilizaron técnicas globais para demostrar que as singularidades aparecen xenericamente.<ref>{{cita novas |last1=Ford |first1=L. H. |data=2003 |title=The Classical Singularity Theorems and Their Quantum Loopholes |xornal=[[International Journal of Theoretical Physics]] |volume=42 |issue=6 |pages=1219–1227 |doi=10.1023/A:1025754515197 |arxiv=gr-qc/0301045 |bibcode=2003gr.qc.....1045F }}</ref> Por este traballo, Penrose recibiu a metade do [[Premio Nobel de Física]] de 2020, xa que Hawking faleceu en 2018.<ref>{{Cita web|title=The Nobel Prize in Physics 2020|url=https://www.nobelprize.org/prizes/physics/2020/summary/|data-acceso=3 de decembro do 2024|website=NobelPrize.org|archive-date=24 de abril de 2021|archive-url=https://web.archive.org/web/20210424115309/https://www.nobelprize.org/prizes/physics/2020/summary/}}</ref> A partir das observacións realizadas nos observatorios de [[Real Observatorio de Greenwich|Greenwich]] e [[Observatorio David Dunlap|Toronto]] a principios da década de 1970, [[Cygnus X-1]], unha fonte galáctica de [[raios X]] descuberta en 1964, converteuse no primeiro obxecto astronómico comunmente aceptado como burato negro.<ref>{{cita web | last=Rolston | first=Bruce | data=10 de novembro de 1997 | url=http://news.utoronto.ca/bin/bulletin/nov10_97/art4.htm | title=The First Black Hole | publisher=University of Toronto | data-acceso=3 de decembro do 2024 | archive-url = https://web.archive.org/web/20080307181205/http://www.news.utoronto.ca/bin/bulletin/nov10_97/art4.htm | archive-date = 7 de marzo de 2008 }}</ref><ref>{{cita libro | last1=Shipman | first1=H. L. | data=1975 | title=The implausible history of triple star models for Cygnus&nbsp;X-1 Evidence for a black hole | xornal=Astrophysical Letters | volume=16 | issue=1 | pages=9–12 | bibcode=1975ApL....16....9S | doi=10.1016/S0304-8853(99)00384-4 | last2=Yu | first2=Z | last3=Du | first3=Y.W }}</ref>

[[Nebulosa do Cangrexo|Catro]] descubrimentos astronómicos viñeron a confirmar a existencia dos buratos negros:
[[Ficheiro:Chandra image of Cygnus X-1.jpg|miniatura|upright|Sistema binario estrela-burato negro Cygnus X1.]]O descubrimento do pulsar NP0532 no centro da [[Nebulosa do Cangrexo|nebulosa do Cangrexo (]]<nowiki/>remanente da supernova de 1054) por Jocelyn Bell Burnell e Tony Hewish  (a estrela ten 30&nbsp;km de diámetro e xera un pulsar cada 33 milisegundos) e os traballos posteriores para explicar o que era un pulsar, o que deu lugar ao descubrimento de que a enerxía da rotación da [[estrela de neutróns]] é a fonte do período do pulsar (a emisión de chorros periódicos de radiación electromagnética na frecuencia das [[ondas de radio]], na dos [[raios X]] e na  dos [[Radiación gamma|raios gamma]]), o que serviu para comezar establecer a secuencia de eventos posteriores ás  supernovas de estrelas masivas.

- O descubrimento de gromos de raios gamma (GRBs consonte o seu acrónimo en inglés). O descubrimento tivo lugar en 1967 polos satélites militares Vela dos Estados Unidos, que estaban adicados á detección de explosións nucleares terrestres que vulnerasen o tratado americano-soviético de prohibición parcial de ensaios nucleares de 1963. Os datos foron desclasificados nos anos 70, e  non puideron ser correctamente interpretados ata a década de 1990, aínda hoxe se debate sobre o mecanismo concreto de emisión dos GRBs, entre posibles eventos en estrelas de neutróns, magnetares e buratos negros, e nos sistemas binarios destes obxectos estelares.

- O descubrimento de ''Cygnus X-1'', considerada a primeira fonte de raios X xerada por un burato negro. A fonte foi descuberta por un foguete de investigación de raios X no ano 1964. Calcúlase que o burato negro e un obxecto compacto cunha masa equivalente a 11,8 veces a masa do sol, e o radio do seu horizonte de eventos é de só 44 quilómetros. O burato negro forma parte dun sistema estelar binario de raios X situado a 6070 anos luz do Sol. Os raios X xéranse ao caer materia ordinaria da estrela compañeira cara ao burato negro sendo acelerada consonte se achega ao horizonte de sucesos, esta aceleración quenta a materia facendo que emita fotóns en frecuencias cada vez máis altas.
[[Ficheiro:Best image of bright quasar 3C 273 (10953173335).jpg|miniatura|upright|O quásar ·3C273 esta xerado por un burato negro supermasivo cunha masa equivalente a 5600 millóns de soles]]
-O descubrimento do ''[[quásar]] 3C 273''  (o código significa: ''obxecto nº 273 en ascensión recta do Catálogo de Cambridge de Radio Fontes'', publicado en 1959) na constelación de Virgo, que foi o primeiro quásar coñecido e a primeira radio fonte localizada fóra da nosa galaxia no ano 1970. En 2005 calculouse que está producido por un burato negro supermasivo cunha masa de 5,6 mil millóns de soles<ref>{{Cita publicación periódica|apelidos=Paltani|nome=Stephane|apelidos2=Türler|nome2=M.|data=2005|título=The mass of the black hole in 3C 273|url=http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2005/21/aa1206-04.pdf|PMC=|revista=Astronomy & Astrophysics|número=3|páxinas=811-820|doi=10.1051/0004-6361:20041206|ISSN=|PMID=|volume=435}}</ref>. A posición de 3C273 é (J2000) [[ascensión recta]] 12<sup>h</sup> 29<sup>m</sup> 6,7<sup>s</sup>, [[Declinación (astronomía)|declinación]] +2<sup>d</sup> 3<sup>m</sup> 8,6<sup>s</sup>,  e é visible na [[primavera]] en ámbolos dous hemisferios. É suficientemente brillante para ser localizable con telescopios de afeccionado grandes.

Hoxe en día, existen varias fontes confirmadas de buratos negros, incluídos varios buratos negros supermasivos en centros galácticos, tamén existen sistemas binarios estrela-burato negro, e sistemas binarios de buratos negros colapsantes coma os que deron lugar á detección de [[Onda gravitacional|ondas gravitacionais]] polo observatorio LIGO de ondas gravitacionais.

No ano [[2019]] conseguiuse a primeira imaxe dun burato negro por parte do [[Telescopio de Horizonte de Eventos]].<ref>{{Cita web|título=Astronomers capture first image of a black hole|url=https://www.symmetrymagazine.org/article/astronomers-capture-first-image-of-a-black-hole|páxina-web=symmetry magazine|data-acceso=2019-04-11|lingua=en}}</ref> No ano 2020 descubiruse no [[Galaxia|cluster de galaxias]] de [[Ophiuchus|Ofiúco]] unha explosión producida polo contorno dun burato negro que eclipsa a todas as coñecidas con anterioridade.<ref>{{Cita web|título=The most powerful black hole eruption in the Universe|url=http://www.esa.int/ESA_Multimedia/Images/2020/02/The_most_powerful_black_hole_eruption_in_the_Universe|páxina-web=www.esa.int|data-acceso=2020-03-04|lingua=en}}</ref>

== Clasificación ==
Poden existir polo menos tres clases de buratos negros pola súa masa:

*'''buratos negros supermasivos''', con masas equivalentes a varios millóns de soles, estes fórmanse no mesmo proceso que dá orixe ás compoñentes esféricas das [[galaxia]]s. 
*'''buratos negros de masa estelar,''' que se forman  cando unha [[Estrela (astronomía)|estrela]] de [[masa]] 2.5 maior que a do [[Sol]] se converte en [[supernova]] e [[implosión|implosiona]]. O seu núcleo concéntrase nun volume moi pequeno que cada vez vaise reducindo máis. Este é o tipo de buratos negros postulados por primeira vez dentro da [[Teoría científica|teoría]] da [[relatividade xeral]].
* '''micro buratos negros''', son obxectos hipotéticos, algo máis pequenos que os estelares. Se son pequenos abondo, poden chegar a evaporarse nun período relativamente curto mediante emisión de [[radiación de Hawking]]. Este tipo de entidades físicas é postulado nalgúns enfoques da [[gravidade cuántica]], pero non poden ser xerados por un proceso convencional de [[colapso gravitatorio]], o cal require masas superiores á do Sol.

== Caracterización ==
Un burato negro está limitado por un horizonte de sucesos do que nada pode fuxir, nin sequera a [[luz]], coa excepción da [[radiación de Hawking]], de aí que sexan "negros". A materia atrapada no campo gravitatorio dun burato negro usualmente forma un disco de [[acreción]] arredor do horizonte de sucesos, e a materia que disipa o seu [[momento angular]] no disco vai caendo no burato.

A [[ergosfera]] é unha superficie elipsoide que rodea ó [[horizonte de sucesos|horizonte de eventos]], da que, en teoría, aínda se pode fuxir. Nela a materia encóntrase xirando ó redor a altísimas velocidades pretas ás da luz. O horizonte de eventos é a superficie que marca o límite dende o que xa non se pode fuxir. A [[singularidade]] é un punto ou zona de [[densidade]] e [[gravidade]] infinitas que se alcanza cun [[Volume (física)|volume]] nulo e un [[raio (xeometría)|raio]] cero. Estes ''infinitos'' e ''ceros'' o que realmente din é que a [[relatividade xeral]] non é axeitada para describilo, e probablemente precisa dunha [[teoría cuántica da gravidade]].

Un burato negro pode ser caracterizado ao completo con tres cantidades: [[masa]], [[carga eléctrica]] e [[momento angular]]. A masa e o momento angular determinan as propiedades do horizonte de sucesos do burato pero non nos di nada do seu interior, isto ten grandes implicacións, de xeito que un burato negro dun diámetro de 1&nbsp;cm podería ter un radio até o centro (ou singularidade) de millóns de quilómetros debido a distorsión que a singularidade central do burato exerce no tecido espazotemporal.  Un burato negro sen carga e sen momento angular é un [[burato negro de Schwarzschild]], namentres que un furado negro rotatorio (con momento angular maior que 0) denomínase [[burato negro de Kerr]] e só estes últimos son os que dispoñen de ergosfera (o principio de conservación do movemento angular nos di que a rotación é a mesma da estrela nai do burato). As solucións das ecuacións en ámbolos casos predín a existencia de [[burato de verme|buratos de verme]], que, en teoría, poden ser portas no [[espazo]]-[[tempo]] que poderían comunicar dous puntos afastados do [[Universo]] ou do [[tempo]], aínda que o seu propio 'inventor', [[Stephen Hawking]], renegou recentemente desta idea.

Crese que no centro da maioría das [[galaxia]]s (entre elas a [[Vía Láctea]]) hai buratos negros supermasivos, aínda que moitos deles están na actualidade inactivos.

Segundo [[Stephen Hawking]], a pesar da imposibilidade física de fuxida dun furado negro, estes terminarán evaporándose pola chamada [[Radiación de Hawking]].

== Notas ==
{{Listaref|30em}}

== Véxase tamén ==
{{Commonscat}}
=== Bibliografía ===
{{refempeza}}
* {{Cita libro|apelido1=Carroll |nome1=Sean M. |título=Spacetime and Geometry |data=2004 |publisher=Addison Wesley |isbn=978-0-8053-8732-2  }}, as notas da conferencia nas que se baseou o libro están dispoñibles gratuitamente desde Sean Carroll's [https://www.preposterousuniverse.com/spacetimeandgeometry/ website] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170323013522/http://www.preposterousuniverse.com/spacetimeandgeometry/ |data=23 de marzo de 2017 }}.
* {{Cita libro |apelido1=Carter |nome1=B. |author-link1=Brandon Carter |data=1973 |chapter=Black hole equilibrium states |título=Black Holes |editor-last=DeWitt |nome-editor=B. S. |editor1-link=Bryce De Witt |editor2-last=DeWitt |editor2-first=C.  |ref=none}}
* {{Cita libro |apelido1=Chandrasekhar |nome1=Subrahmanyan |author-link1=Subrahmanyan Chandrasekhar |título=Mathematical Theory of Black Holes |publisher=Oxford University Press |data=1999 |isbn=978-0-19-850370-5  |ref=none}}
* {{Cita libro |doi=10.1007/978-94-011-5139-9 |título=Black Hole Physics |series=Fundamental Theories of Physics |year=1998 |volume=96 |isbn=978-0-7923-5146-7 |ref=none |apelido1=Frolov |nome1=Valeri P. |apelido2=Novikov |nome2=Igor D. }}
* {{Cita libro |apelido1=Frolov |nome1=Valeri P. |apelido2=Zelnikov |nome2=Andrei |título=Introduction to Black Hole Physics |publisher=Oxford University Press |data=2011 |lugar=Oxford |url=https://books.google.com/books?id=r_l5AK9DdXsC&pg=PA34 |isbn=978-0-19-969229-3 |zbl=1234.83001 |ref=none |data-acceso=24 de novembro do 2022 |data-arquivo=22 de marzo de2022 |url-arquivo=https://web.archive.org/web/20220322142008/https://books.google.com/books?id=r_l5AK9DdXsC&pg=PA34 }}
* {{Cita libro |apelido1=Hawking |nome1=S. W. |apelido2=Ellis |nome2=G. F. R. |author-link1=Stephen Hawking |título=Large Scale Structure of space time |publisher=Cambridge University Press |data=1973 |url=https://books.google.com/books?id=QagG_KI7Ll8C |isbn=978-0-521-09906-6 |data-acceso=24 de novembro do 2022 |data-arquivo=21 de xullo de 2020 |url-arquivo=https://web.archive.org/web/20200721064932/https://books.google.com/books?id=QagG_KI7Ll8C }}
* {{Cita libro |apelido1=Melia |nome1=Fulvio |author1-link=Fulvio Melia |título=The Galactic Supermassive Black Hole |url=https://archive.org/details/galacticsupermas0000meli |publisher=Princeton U Press |data=2007 |isbn=978-0-691-13129-0  |ref=none}}
* {{Cita libro |apelido1=Misner |nome1=Charles |apelido2=Thorne |nome2=Kip S. |apelido3=Wheeler |nome3=John |ligazón-autor1=Kip Thorne |ligazón-autor2=Charles W. Misner|author3-link=John Archibald Wheeler |título=Gravitation |url=https://archive.org/details/gravitation0000misn |publisher=W. H. Freeman and Company |data=1973 |isbn=978-0-7167-0344-0  }}
* {{Cita libro |apelido1=Taylor |nome1=Edwin F. |apelido2=Wheeler |nome2=John Archibald |author2-link=John Archibald Wheeler |título=Exploring Black Holes |publisher=Addison Wesley Longman |data=2000 |isbn=978-0-201-38423-9  |ref=none}}
* {{Cita libro |apelido=Wald |nome=Robert M. |author-link=Robert Wald |título=General Relativity |publisher=University of Chicago Press |data=1984 |isbn=978-0-226-87033-5 |url=https://books.google.com/books?id=9S-hzg6-moYC |data-acceso=24 de novembro do 2022 |data-arquivo=11 de agosto de 2016 |url-arquivo=https://web.archive.org/web/20160811035125/https://books.google.com/books?id=9S-hzg6-moYC }}
* {{Cita libro |apelido1=Wald |nome1=Robert M. |título=Space, Time, and Gravity: The Theory of the Big Bang and Black Holes |publisher=University of Chicago Press |data=1992 |isbn=978-0-226-87029-8  |ref=none}}
* {{cita xornal |doi=10.4249/scholarpedia.4277|bibcode=2008SchpJ...3.4277C|título=Black holes|year=2008|apelido1=Price|nome1=Richard|apelido2=Creighton|nome2=Teviet|xornal=Scholarpedia|volume=3|issue=1|páxina=4277 |ref=none}}
{{reftermina}}
===Outros artigos===
* [[Burato de verme]]
* [[Burato negro estelar]]
* [[Raio de Schwarzschild]]

{{Glosario-astronomía}}
{{Control de autoridades}}

[[Categoría:Obxectos astronómicos]]
[[Categoría:Artigos que toda Wikipedia debería ter (Ciencia)]]