Todos los agujeros negros de masa estelar han sido descubiertos a través de emisión en rayos X, producida por la acreción de materia procedente de estrellas compañeras (el gas es  bien arrancado de estrellas de baja masa o suministrado por vientos de estrellas masivas). Los modelos de evolución de sistemas binarios predicen también la existencia de agujeros negros acretando gas de la envoltura ecuatorial de estrellas de tipo Be en rotación rápida (las estrellas de tipo Be son estrellas calientes azules con variabilidad irregular y lineas de emisión de hidrógeno muy características). Sin embargo, entre las ~80 binarias de rayos X de tipo Be conocidas en la Galaxia sólo se han podido identificar hasta ahora estrellas de neutrones pulsantes.  Formalmente, la solución orbital de la estrella Be MWC 656 (también conocida como HD 215227) no descartaba la presencia de un agujero negro, pero ésta estaba basada en una sola curva de velocidad radial (la de la estrella Be), una clasificación espectral errónea y estimaciones aproximadas sobre el ángulo de inclinación de la órbita.  En este trabajo presentamos observaciones de una línea espectral,  procedente de un disco de acreción, cuyo movimiento es reflejo de la órbita de la estrella Be.  Este resultado, junto a una curva de velocidad radial de la estrella Be mejorada (obtenida ajustando perfiles de emisión de una línea de Fe II formada en el disco ecuatorial de la estrella Be) y a una clasificación espectral más precisa (correspondiente a una estrella B1.5–B2 III), revelan la presencia de un agujero negro de 3.8-6.9 masas solares en órbita alrededor de MWC 656. MWC 656 es, a su vez, posible contrapartida óptica de la fuente de rayos gamma AGL J2241+4454. El agujero negro está en quietud y alimentado en régimen de acreción ineficiente, con una luminosidad en rayos X por debajo de  1.6 × 10−7 veces la luminosidad de Eddington. Este resultado implica que los sistemas binarios formados por estrellas Be y agujeros negros son difíciles de detectar mediante surveys convencionales en rayos X.