O gaură neagră constituie o regiune a spațiului-timp în care colapsul gravitațional a avut loc într-o asemenea măsură încât se formează un orizont al evenimentelor—o hipersuprafață nulă care marchează limita cauzală dincolo de care viteza de evadare este egală sau depășește viteza luminii în vid, c ≈ 2,99792458 × 10⁸ m s⁻¹. În cadrul acestei granițe, toate geodezicile orientate spre viitor și nule se termină la o singularitate centrală (în geometriile idealizate Schwarzschild sau Kerr), unde curbura spațiu-timpului devine infinită și relativitatea generală clasică se descompune. Conform teoremei fără păr (susținută de rezultate de unicitate pentru soluții electrovacuum staționare, axisimetrice, ale ecuațiilor câmpului Einstein), găurile negre astrofizice sunt complet caracterizate doar de trei parametri din familia Kerr–Newman: Masa M Moment unghiular specific a = J/M (unde J este momentul unghiular) Sarcina electrică Q (de obicei neglijabilă în contexte astrofizice, Q ≈ 0) Astfel, găurile negre observate sunt practic obiecte Kerr (rotative, neîncărcate) sau Schwarzschild (nerotative, neîncărcate). Observațiile recente de înaltă precizie cu unde gravitaționale ale fuziunilor binare ale găurilor negre (de exemplu, evenimente analizate în 2025, inclusiv GW250114) au testat riguros și au confirmat natura Kerr a rămășițelor post-fuziune, împreună cu teorema ariei lui Hawking: aria totală a orizontului A = 4π(r₊² + a²) nu poate scădea în timp, nici măcar în timpul fuziunilor, suprafața crescând așa cum era prezis (ΔA ≥ 0). Orizontul evenimentelor în sine rămâne cauzal deconectat de observatorii externi din cauza unui deplasare spre roșu gravitațională infinită; radiația electromagnetică emisă în apropiere sau în interiorul lui r = r₊ (r₊ = M + √(M² - a²) în unități geometrice) este suprimată exponențial. Prin urmare, imagistica directă este imposibilă; în schimb, observațiile surprind emisia din materia din imediata vecinătate: Discuri de acreție — fluxuri geometrice subțiri sau groase de plasmă care spiralează spre interior, încălzite la ~10⁶–10⁹ K prin disipare vâscoasă și reconectare magnetică, producând radiație termică și netermică prin benzile razelor X către radio. Inel fotonic — orbitele instabile ale fotonilor la ~1,5 r₊ (pentru Schwarzschild) creează un inel luminos, asimetric prin lentilă gravitațională a emisiei discului de pe partea îndepărtată. Jeturi relativiste — lansate prin procese Blandford–Znajek sau extracție magnetohidrodinamică a energiei rotaționale, adesea extinzând parseci până la megaparseci. Telescopul Event Horizon (EHT) a fotografiat inelul de umbră și fotoni M87* (2019, rafinat în campanii ulterioare) și Sgr A* (2022, cu studii continue de polarizare și variabilitate până în 2025–2026), oferind teste directe ale gravitației cu câmp puternic, a trasării cadrului (efectul Lentil–Thirring) și a topologiei câmpului magnetic din apropierea orizontului. Progresele recente (2025–2026) includ: Confirmarea creșterii zonei Hawking a ringdown-urilor de fuziuni. Spectroscopia XRISM dezvăluie linii de fier deformate, dominate de reflexie, indicative pentru un spin aproape maxim (un ≈ 0,998) în sisteme cu rotație rapidă. Descoperirile JWST ale găurilor negre supermasive supramasive (SMBH) la z > 8 (de exemplu, în "puncte roșii mici" și în quasare timpurii), cu mase ≳ 10⁸ M_⊙ la o distanță de ~500 Myr după Big Bang, provocând creșterea standard limitată de Eddington și favorizând semințele grele/colaps direct sau fazele super-Eddington/hiper-acreție. Găurile negre cu masă stelară (∼3–100 M_⊙) se formează în principal din colapsul nucleului în stele masive (M ≳ 20–30 M_⊙), în timp ce variantele cu masă intermediară (10²–10⁵ M_⊙) și supermasive (10⁶–10¹⁰ M_⊙) apar probabil prin fuziuni ierarhice, acreție gazoasă și mecanisme de semință în universul timpuriu.