Todos los agujeros negros conocidos hasta ahora han sido identificados a partir de rayos X emitidos por gas acretado desde una estrella compañera. Estos sistemas binarios contienen invariablemente agujeros negros con masas inferiores a 30 veces la masa del Sol. Los modelos teóricos predicen, sin embargo, que los sistemas con emisión en rayos X constituyen una minoría dentro de la población de sistemas binarios con agujeros negros. Cuando el agujero negro no acreta gas puede ser identificado a partir de cambios en la velocidad radial de la estrella compañera. En este artículo presentamos medidas de velocidad radial de una estrella de tipo B de nuestra Galaxia, LB-1, obtenidas a lo largo de 2 años. Dicha estrella fue inicialmente descubierta en una campaña de seguimiento realizada con el telescopio de 4-m LAMOST y, posteriormente, estudiada en detalle con los telescopios de clase 10-m GTC y Keck. Encontramos que el movimiento de la estrella B y su línea de emisión Hα superpuesta (véase figura) requieren de la presencia de un compañero invisible con una masa equivalente a 68 masas solares, que no puede ser otra cosa que un agujero negro. El período orbital es muy largo, 78.9 días, implicando que las estrellas se encuentran muy alejadas entre sí, sin prácticamente interacción. Como comparación, los agujeros negros detectados en binarias de rayos X tienen masas típicas entre 5-15 masas solares. Por otro lado, los experimentos de ondas gravitacionales han detectado agujeros negros con decenas de masas solares. Sin embargo, es extraordinariamente difícil formar agujeros negros de ~70 masas solares en entornos de alta metalicidad con los modelos de evolución estelar actuales. Ello precisaría de una reducción importante en la tasa de pérdida de masa por vientos, además de salvar la fase de “pair-instability supernova”, que limita la masa del agujero negro a menos de ~50 masas solares. Alternativamente, el agujero negro en LB-1 podría haberse formado por la fusión de 2 agujeros negros o mediante otros mecanismos más exóticos.
