La noción sobre la existencia de los agujeros negros, aunque distinta de la actual, data por más de doscientos años. Originalmente se planteó la posible existencia de las estrellas oscuras, objetos de masa parecida a la del Sol, pero exageradamente compactos, de cuyo campo gravitacional no sería fácil escapar, pues para lograrlo se necesitaría alcanzar velocidades superiores a la de la luz. Usualmente, este planteamiento se atribuye a Pierre-Simon Laplace; sin embargo, el científico inglés John Michell se le adelantó y en 1784 calculó que un astro con la misma densidad que la Tierra y con un diámetro 250 mayor que el del Sol, no permitiría escapar la luz.
          Aunque dichos objetos no se pudieran ver, Michell, apoyado en la Ley de la Gravitación de Newton, predijo que las trayectorias de los objetos cercanos a las estrellas oscuras serían elipses muy alargadas, lo cual contrastaría con las que describen los planetas del Sistema Solar, que son casi circulares.  En este sentido, las estrellas oscuras se parecen mucho a lo que se entiende hoy por agujeros negros, pero hay una diferencia de carácter fundamental: el modelo de estrella oscura parte de la Teoría Corpuscular de la Luz de Newton, basada en que la luz es un haz de partículas con masa, sensibles a la gravedad producida por una estrella y, si dicha estrella produce un campo gravitacional suficientemente intenso, la luz no podrá escapar de ella; de tal manera que la trayectoria de la luz emitida desde su superficie sería la de un tiro parabólico; es decir los corpúsculos de luz se levantarían por encima de la superficie de la estrella pero volverían a caer sobre ella, como si se tratara de una piedra lanzada al aire, cuya velocidad disminuye hasta alcanzar una altura máxima y cae nuevamente al suelo (ver figura 1).

          En el marco de la Teoría de la Relatividad General, los agujeros negros son un concepto diferente, donde el modelo de Michell y Laplace se convierte en una primera aproximación. La luz tiene la velocidad máxima a la que se puede desplazar cualquier interacción o partícula, la cual es independiente a la del estado de movimiento de la fuente que la emite; incluso, según dicha teoría, también lo es de la naturaleza misma de la luz, ya sea como onda electromagnética o como partícula –fotón–, de acuerdo con la Mecánica Cuántica. Siendo la luz el mensajero más veloz, las trayectorias de ésta determinan la estructura causal del espacio-tiempo. ¿Qué significa estructura causal? Que no todos los eventos pueden estar causalmente conectados o afectarse el uno al otro. Por ejemplo, si una explosión solar como una eyección de masa coronal ocurriera en este momento en el Sol, no nos afectaría ahora, ni siquiera podríamos verla de inmediato, sino 8 minutos después, ya que éste es el tiempo que tarda la luz en llegar desde el Sol. El viento solar -que viaja a una velocidad menor a la luz- tardará mucho más tiempo en llegar a la Tierra. Por tanto, la eyección coronal no afectará a ningún evento previo en la Tierra, sólo a los eventos que ocurran 8 minutos después. Veamos ahora la diferencia, la estrella oscura fue descrita con la Teoría de la Gravitación Universal de Newton, donde los efectos de la gravedad son instantáneos mientras que, según la Teoría de la Relatividad General, éstos se trasmiten a lo más con la velocidad de la luz que es finita.
          Formalmente, un agujero negro es un espacio-tiempo, es decir una solución de las ecuaciones de la Relatividad General, las cuales relacionan la presencia de materia con la geometría del espacio, incluyendo al tiempo: un espacio de cuatro dimensiones. Los puntos que describen dicho espacio, al que llamamos espacio-tiempo, se conocen como eventos y sus coordenadas incluyen la posición y el tiempo. El evento es una idealización, sin tamaño en el espacio o el tiempo; por ejemplo, la explosión de un petardo a una altura de 10 metros en el zócalo de la Ciudad de México se podría considerar como un evento; en cambio, una partícula elemental, digamos un electrón, por pequeña que sea, no sería un evento porque continúa existiendo. De esta forma, el conjunto de la totalidad de eventos conforma el espacio-tiempo.
          Una de las primeras soluciones de las ecuaciones de Einstein fue construida por Karl Schwarzschild en 1915, desde el frente de batalla durante la Primera Guerra Mundial; tan solo unos meses después de que Einstein publicara su Teoría General de la Relatividad. Schwarzschild encontró dicha solución considerando una distribución de masa puntual. Al conocer su resultado, Einstein, entusiasmado, le escribiría: “No me esperaba que se pudiera encontrar una solución exacta a este problema, su tratamiento analítico me parece espléndido”. Schwarzschild había sentado las bases matemáticas para el entendimiento de los agujeros negros. Sin embargo, Einstein publicaría un artículo en contra de la existencia de los agujeros negros, en parte por algunas propiedades matemáticas de la solución y por otra, considerar que la naturaleza no permitiría la formación de objetos tan extremos. La razón es que la solución de Schwarzschild correspondía al campo gravitacional producido por una distribución de materia extremadamente compacta.
          Era difícil imaginar que la solución de Schwarzschild le diera sentido a un espacio-tiempo donde toda la masa del Sol estuviese concentrada en una esfera con radio de 3 km. Este radio es conocido como radio crítico o radio de Schwarzschild. Arthur Eddington, apoyando a Einstein, también defendía que la naturaleza no permitiría a una estrella, o un cúmulo de estrellas, colapsar en una esfera con radio menor al radio crítico, por ejemplo, una configuración de 100 estrellas, cada una de ellas con una masa igual a la del Sol, no podría concentrarse en una zona de 300 km de radio.
          Para ilustrar los efectos de un espacio-tiempo pensemos en el asociado a la presencia del Sol. Las características que dicho espacio-tiempo debe cumplir es que los objetos cercanos –como los planetas–, deben moverse en órbitas casi circulares; y que la luz emitida desde la superficie del Sol llegue a la Tierra ligeramente más roja que cuando la abandonó, efecto conocido como corrimiento al rojo; además, el Sol debe desviar la luz proveniente de las estrellas que pasa cerca de su superficie. Este espacio-tiempo particular sería parecido a un embudo, pero de cuatro dimensiones, con el Sol en su centro (ver figura 2). Todos los objetos dentro de dicho espacio-tiempo estarían cayendo hacía el Sol, pero aquellos moviéndose con la velocidad suficiente no caerían o lo harían lentamente mientras lo orbitan alrededor. No obstante, la Ley de Gravitación Universal de Newton puede describir la trayectoria de casi todos los planetas alrededor Sol. Pero, desde el siglo XIX, los astrónomos habían notado que el punto de máximo acercamiento de Mercurio hacia el Sol, se desplaza de manera inexplicable si se parte de la gravitación de Newton. Einstein resolvió el problema del moviendo de Mercurio en noviembre de 1914, usando su Teoría General de la Relatividad. Exaltado, comprendió que los efectos relativistas se manifestaban en el Sistema Solar.
          Ahora consideremos el espacio-tiempo asociado a un agujero negro cuya masa sea igual a la del Sol. Primero, tendríamos que confinar dicha masa en un radio menor a 3 km. ¿Qué densidad tendría? El material más denso que conocemos es el Osmio, con una densidad de 22.6 gramos por centímetro cúbico; pero, el Sol reducido a agujero negro alcanzaría una densidad 800 billones de veces más alta que el Osmio. Todo es exagerado en el espacio-tiempo tiempo de un agujero negro, por eso cuesta trabajo comprenderlo. Siguiendo con la analogía del embudo, para un agujero negro, es espacio-tiempo sería muy agudo y los objetos cercanos no podrían escapar de ser devorados por éste a menos que se movieran muy rápido al pasar cerca, es decir, en trayectorias muy alargadas. También, se infiere que el tiempo transcurre más lento mientras más nos acerquemos al agujero negro: el efecto puede ser tal que parecería detenerse en regiones cercanas al radio crítico.
          En un agujero negro la materia está tan concentrada, que fuera de ella hay una superficie límite conocida como horizonte de eventos, cuyo radio corresponde al radio de Schwarzschild. Todos los eventos dentro del horizonte están causalmente desconectados de los observadores externos; es decir, una vez que un objeto –o la luz–, cruza el horizonte de eventos, ya no volvemos a saber de él y la luz emitida desde su interior jamás nos alcanzará. Por eso el nombre de agujero negro es apropiado para estos espacio-tiempos.
          La Teoría de la Relatividad General tardó mucho en ser aceptada, pues hacían falta más comprobaciones experimentales y una mayor comprensión de sus consecuencias. Fue hasta 1967, que John Wheeler acuñó el nombre de “agujero negro” para nombrar las soluciones como las de Schwarzschild. A pesar de todo, los agujeros negros han conquistado la imaginación de todos y sus propiedades se vuelven cada vez más familiares, tanto que su existencia ha sido revelada mediante dos observaciones recientes. La primera fue la detección de ondas gravitacionales producidas por el choque de dos agujeros negros el pasado 14 de septiembre de 2015, mientras que la segunda apenas fue reportada el pasado 10 de abril: se trata de la primera imagen del  agujero negro  en la galaxia M87.
          Si la región de espacio-tiempo encerrada por el horizonte de eventos no se puede ver, entonces ¿qué se muestra en la famosa imagen del agujero negro obtenida con el Telescopio del Horizonte de Eventos (EHT)? Como dijimos anteriormente, el horizonte de eventos encierra una zona de la cual no se tiene ninguna información, por tanto, lo que en realidad se ha visto es la luz que emite el gas cercano, pero fuera del horizonte.
          ¿Cómo saber si se trató del gas alrededor de un agujero negro y no una nube cualquiera de gas en el espacio alrededor de algún otro objeto? Para ello se estudian los efectos de desviación y corrimiento al rojo de la luz emitida por dicho gas. La imagen de una nube ordinaria en el espacio o en torno a una estrella común, sería muy distinta a la de una nube de gas alrededor de un agujero negro. El espacio-tiempo del agujero negro produce sombras y puntos brillantes en la imagen del gas como la que se muestra en la famosa imagen.
          A partir de esta imagen se tiene que resolver un problema importante: ¿Cómo se distribuye la materia que ha sido retratada alrededor del agujero negro? Puede hacerlo de distintas maneras, por ejemplo, como una nube casi esférica o formando un disco – disco de acrecentamiento–. Entonces se coteja la imagen observada con imágenes simuladas –generadas por computadora–, de distribuciones tanto esféricas como de disco. La imagen capturada del centro de M87 es consistente con la producida por discos, mientras que el centro oscuro es la sombra del agujero negro. Este ejercicio se puede refinar para obtener más información sobre el agujero negro. Pero no es todo, en 1962 el matemático neozelandés Roy Kerr construyó el espacio-tiempo de los agujeros negros rotantes o agujeros negros de Kerr. Éstos contrastan con los agujeros negros descritos por el espacio-tiempo de Schwarzschild que representan espacio-tiempos estáticos y con geometría esférica. Los de Kerr son más generales y, al rotar, arrastran el espacio-tiempo produciendo efectos en las partículas que se encuentran a su alrededor. Se encontró que las imágenes simuladas de un disco en torno a un agujero de Kerr se ajustan mejor a la imagen obtenida con el EHT.  También se pudo observar que el agujero negro en M87 tiene una masa 6,500 millones de veces la masa del Sol; por lo tanto, el radio de su horizonte de eventos es de, aproximadamente, 20 mil millones de kilómetros, apenas un 10% más grande que el Sistema Solar.