Ein schwarzes Loch ist eine Region der Raumzeit, die so starke Gravitationseffekte aufweist, dass nichts - nicht einmal Partikel und elektromagnetische Strahlung wie Licht - aus ihrem Inneren entweichen können. Die allgemeine Relativitätstheorie sagt voraus, dass eine ausreichend kompakte Masse die Raumzeit zu einem Schwarzen Loch verformen kann. Die Grenze der Region, aus der keine Flucht möglich ist, wird als Ereignishorizont bezeichnet. Obwohl der Ereignishorizont einen enormen Einfluss auf das Schicksal und die Umstände eines Objekts hat, das ihn überquert, scheinen keine lokal erkennbaren Merkmale zu beobachten. In vielerlei Hinsicht wirkt ein schwarzes Loch wie ein idealer schwarzer Körper, da es kein Licht reflektiert. Darüber hinaus sagt die Quantenfeldtheorie in gekrümmter Raumzeit voraus, dass Ereignishorizonte Hawking-Strahlung emittieren, mit demselben Spektrum wie ein schwarzer Körper, dessen Temperatur umgekehrt proportional zu seiner Masse ist. Diese Temperatur liegt in der Größenordnung von einem Milliardstel Kelvin für schwarze Löcher mit stellarer Masse, was eine Beobachtung im Wesentlichen unmöglich macht. Objekte, deren Gravitationsfelder für Licht zu stark sind, um zu entkommen, wurden im 18. Jahrhundert von John Michell und Pierre-Simon Laplace erstmals in Betracht gezogen. Die erste moderne Lösung der allgemeinen Relativitätstheorie, die ein schwarzes Loch charakterisieren würde, wurde 1916 von Karl Schwarzschild gefunden, obwohl seine Interpretation als Raumregion, aus der sich nichts entziehen kann, 1958 von David Finkelstein erstmals veröffentlicht wurde. Schwarze Löcher galten lange als mathematisch Neugierde; In den 1960er Jahren zeigte die theoretische Arbeit, dass sie eine generische Vorhersage der allgemeinen Relativitätstheorie waren. Die Entdeckung der Neutronensterne in den späten 1960er Jahren weckte das Interesse an gravitativ zusammengefallenen kompakten Objekten als einer möglichen astrophysikalischen Realität. Es wird vermutet, dass sich schwarze Löcher von Sternmasse bilden, wenn sehr massive Sterne am Ende ihres Lebenszyklus zusammenbrechen. Nachdem sich ein schwarzes Loch gebildet hat, kann es weiterwachsen, indem es Masse aus seiner Umgebung aufnimmt. Durch die Aufnahme anderer Sterne und das Zusammenfügen mit anderen Schwarzen Löchern können sich supermassive Schwarze Löcher mit Millionen Sonnenmassen bilden. Es besteht allgemeiner Konsens, dass in den Zentren der meisten Galaxien supermassive Schwarze Löcher existieren. Trotz des unsichtbaren Inneren kann auf das Vorhandensein eines Schwarzen Lochs durch die Wechselwirkung mit anderen Stoffen und mit elektromagnetischer Strahlung wie sichtbarem Licht geschlossen werden. Materie, die auf ein schwarzes Loch fällt, kann eine äußere Akkretionsscheibe bilden, die durch Reibung erhitzt wird und einige der hellsten Objekte im Universum bildet. Wenn andere Sterne ein schwarzes Loch umkreisen, können deren Umlaufbahnen zur Bestimmung der Masse und des Ortes des schwarzen Lochs verwendet werden. Solche Beobachtungen können verwendet werden, um mögliche Alternativen wie Neutronensterne auszuschließen. Auf diese Weise haben Astronomen zahlreiche stellare Schwarze Lochkandidaten in Binärsystemen identifiziert und festgestellt, dass die als Schütze A bekannte Radioquelle, die im Herzen der Milchstraße liegt, ein supermassives schwarzes Loch von etwa 4,3 Millionen Sonnenmassen enthält. Am 11. Februar 2016 gab die LIGO-Kollaboration die erste direkte Detektion von Gravitationswellen bekannt, die auch die erste Beobachtung eines Zusammenschlusses eines Schwarzen Lochs darstellte. Bis Dezember 2018 wurden elf Gravitationswellenereignisse beobachtet, die aus zehn zusammenlaufenden schwarzen Löchern (zusammen mit einer binären Neutronenstern-Fusion) entstanden sind. Die Idee eines so massiven Körpers, dass selbst Licht nicht entkommen konnte, wurde vom astronomischen Pionier und englischen Pfarrer John Michell in einem im November 1784 veröffentlichten Brief kurz vorgeschlagen. Michells vereinfachende Berechnungen gehen davon aus, dass ein solcher Körper die gleiche Dichte wie die Sonne haben könnte und schlussfolgerten, dass sich ein solcher Körper bilden würde, wenn der Durchmesser eines Sterns den Faktor 500 um die Sonne überschreitet und die Fluchtgeschwindigkeit die normale Lichtgeschwindigkeit überschreitet. Michell stellte zu Recht fest, dass solche supermassiven, aber nicht strahlenden Körper durch ihre Schwerkraftwirkung auf nahe gelegene sichtbare Körper nachweisbar sein könnten. Gelehrte dieser Zeit waren anfangs begeistert von dem Vorschlag, riesige, aber unsichtbare Sterne könnten sich im Blickfeld verstecken, aber die Begeisterung wurde gedämpft, als sich das wellenförmige Wesen des Lichts im frühen 19. Jahrhundert abzeichnete. Wenn Licht eher eine Welle als ein “Korpuskel” wäre, wäre unklar, welchen Einfluss die Schwerkraft auf austretende Lichtwellen haben könnte. Die moderne Relativitätstheorie diskreditiert Michells Vorstellung von einem Lichtstrahl, der direkt von der Oberfläche eines supermassiven Sterns schießt, durch die Schwerkraft des Sterns abgebremst wird, stoppt und dann wieder zurück auf die Sternoberfläche fällt. 1915 entwickelte Albert Einstein seine allgemeine Relativitätstheorie, nachdem er zuvor gezeigt hatte, dass die Schwerkraft die Bewegung des Lichts beeinflusst. Nur wenige Monate später fand Karl Schwarzschild eine Lösung für die Einstein-Feldgleichungen, die das Gravitationsfeld einer Punktmasse und einer Kugelmasse beschreibt. Einige Monate nach Schwarzschild gab Johannes Droste, ein Schüler von Hendrik Lorentz, unabhängig die gleiche Lösung für die Punktemasse und schrieb ausführlicher über seine Eigenschaften. Diese Lösung hatte ein besonderes Verhalten an dem, was jetzt als Schwarzschild-Radius bezeichnet wird, wo sie singulär wurde, was bedeutet, dass einige der Ausdrücke in den Einstein-Gleichungen unendlich wurden. Die Natur dieser Oberfläche wurde zu dieser Zeit nicht ganz verstanden. Arthur Eddington zeigte 1924, dass die Singularität nach einem Koordinatenwechsel verschwand (siehe Eddington-Finkelstein-Koordinaten), obwohl Georges Lemaître erst 1933 erkannte, dass die Singularität am Schwarzschild-Radius eine nichtphysikalische Koordinatensonularität war. Arthur Eddington äußerte sich jedoch in einem Buch von 1926 zu der Möglichkeit eines Sterns, dessen Masse auf den Schwarzschild-Radius komprimiert war, und stellte fest, dass es Einsteins Theorie erlaubt, übermäßig hohe Dichten für sichtbare Sterne wie Betelgeuse auszuschließen. Die Dichte der Gravitation wäre nicht so hoch wie die der Sonne: Erstens wäre die Gravitationskraft so groß, dass das Licht nicht entweichen kann, die Strahlen fallen wie ein Stein auf die Erde zurück zum Stern und zweitens die Rotverschiebung der Spektrallinien wäre so groß, dass das Spektrum aus dem Dasein verschoben würde. Drittens würde die Masse so viel Krümmung der Raum-Zeit-Metrik erzeugen, dass sich der Raum um den Stern schließen würde.