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 Nota: Se procura pelo álbum de Erasmo Carlos, veja Buraco Negro (álbum).

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Um desenho artístico de um disco de acreção de plasma quente orbitando um buraco negro (fonte: NASA).

Relatividade geral

Gμν+Λgμν=8πGc4Tμν{displaystyle G_{mu nu }+Lambda g_{mu nu }={8pi G over c^{4}}T_{mu nu }}

Equações de campo de Einstein

Introdução Formulação matemárica Material Conceitos fundamentais Relatividade especial Princípio de equivalência Linha de mundo · Geometria riemanniana Fenomenologia O problema de Kepler · Lentes gravitacionais · Ondas gravitacionais Arraste de referencial · Efeito geodético Horizonte de eventos · Singularidade gravitacional Buraco negro Equações Gravitação linearizada Formalismo pós-newtoniano Equações de campo de Einstein Equações de Friedman Formalismo ADM Formalismo BSSN Teorias avançadas Teoria de Kaluza–Klein Gravitação quântica Soluções exatas em relatividade geral Métrica de Schwarzschild Métrica de Reissner-Nordström · Métrica de Gödel Métrica de Kerr · Métrica de Kerr-Newman Métrica de Kasner · Vácuo de Taub-NUT · Modelo de Milne · Métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker Espaço-tempo das ondas pp Cientistas Albert Einstein · Hermann Minkowski · Arthur Stanley Eddington Georges Lemaître · Karl Schwarzschild Howard Percy Robertson · Roy Kerr · Alexander Alexandrovich Friedman Subrahmanyan Chandrasekhar · Stephen Hawking

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De acordo com a Teoria da Relatividade Geral, um buraco negro é uma região do espaço da qual nada, nem mesmo partículas que se movam na velocidade da luz, podem escapar, pois a velocidade de escape desses corpos supermassivos é superior a esta. Este é o resultado da deformação do espaço-tempo, causada após o colapso gravitacional de uma estrela, com uma matéria infinitamente densa e, infinitamente compacta e que, logo depois, desaparecerá, dando lugar ao que a Física chama de singularidade, o coração de um buraco negro, onde espaço-tempo deixa de existir. Um buraco negro começa a partir de uma superfície denominada horizonte de eventos, que marca a região a partir da qual, se algo atravessar, não se pode mais voltar.^[1] O adjetivo negro em buraco negro se deve ao fato de que pensávamos que este não refletia nenhuma parte da luz que venha atingir seu horizonte de eventos, atuando assim como se fosse um corpo negro perfeito em termodinâmica, porém, atualmente existe a teoria da radiação Hawking que, resumidamente, prevê que os buracos negros não são realmente negros, e emitem radiação devido à efeitos quânticos, tais como flutuações quânticas. .^[2]

Acredita-se, também, com base na mecânica quântica, que buracos negros emitam radiação térmica, da mesma forma que os corpos negros da termodinâmica a temperaturas finitas. Esta temperatura, entretanto, é inversamente proporcional à massa do buraco negro, de modo que observar a radiação térmica proveniente destes objetos torna-se difícil quando estes possuem massas comparáveis às das estrelas.^[3]
. ^[4] Apesar de serem praticamente invisíveis, pode-se detectar um buraco negro pelo efeito de sua massa sobre o movimento de estrelas em uma dada região do espaço-tempo. Pode-se também detectar um buraco negro pela radiação emitida quando sua intensa atração gravitacional atrai a materia de uma estrela companheira, que se deforma em o anel giratório em torno do buraco negro, tal anel é chamado de disco de acresção.
A matéria em rotação acelera a uma velocidade próxima a velocidade da luz, assim a mesma emite radiação por ser aquecida a altas temperaturas.^[5] No final de 2015, pesquisadores do projeto LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) observaram "distorções no espaço e no tempo" causadas por um par de buracos negros com trinta massas solares em processo de fusão.^[6][7][8][9]Stephen Hawking, em 2016, declarou que já não pensa que o que é sugado para um buraco negro é completamente destruído,^[10] ele pensa que poderia haver um caminho para sair de um buraco negro através de um outro universo.^[11]

Caso Hawking esteja correto, ele estaria mencionando os buracos de minhoca, e não os buracos negros, pois quando um buraco negro está conectado à um buraco branco, esse conjunto passa a se chamar buraco de minhoca, e a massa dos materiais que o buraco negro conseguir “ devorar “ não será incorporada à ele, e sim expelida no buraco branco. Atualmente, não existe uma prova da existência de buracos brancos.

Embora o conceito de buraco negro tenha surgido em bases teóricas, astrônomos têm identificado inúmeros candidatos a buracos negros estelares e também indícios da existência de buracos negros super maciços no centro de galáxias.^[12] Há indícios de que no centro da própria Via Láctea, nas vizinhanças de Sagitário A*, deve haver um buraco negro com mais de 2 milhões de massas solares.^[13]

História |

Uma simulação de uma lente gravitacional por um buraco negro, distorcendo a imagem de fundo da Via Láctea (aumentar o tamanho)

A ideia de um corpo maciço do qual nada pode escapar foi formada primeiro pelo geólogo John Michell em uma carta escrita para Henry Cavendish em 1783 para a Royal Society:

Se um semidiâmetro de uma esfera da mesma densidade do sol esta além do sol em uma proporção de 500 vezes, um corpo caindo de uma altura infinita para ele teria adquirido em sua superfície maior velocidade que a da luz e, consequentemente, supondo-se que a luz seja atraída pela mesma força em proporção ao sua inércia com outros organismos, toda a luz emitida por um corpo como este retorna em direção a ele por sua própria gravidade adequada. —John Michell[14]

Em 1796, o matemático Pierre-Simon Laplace promoveu a ideia mesmo na primeira e segunda edição do livro Exposition du système du Monde (que foi removido nas próximas edições).^[15][16] Mesmo as "estrelas negras (mecânica newtoniana)" foi muitas vezes ignorada no século XIV, pois não era compreendido como uma onda sem massa, como a luz, poderia influenciar na gravidade.^[17]

Relatividade |

Em 1915, Albert Einstein desenvolveu a teoria da relatividade geral, tendo sempre apresentado que a gravidade pode influenciar no movimento da luz. Pouco tempo depois, Karl Schwarzschild fez um sistema de unidades: Sistema métrico de Schwarzschild para as equações de campo de Einstein , onde é descrito o campo gravitacional de um ponto de massa e a massa esférica.^[18] Poucos meses depois de Schwarzschild, Johannes Droste, um estudante de Hendrik Lorentz, independentemente deu a mesma solução para o ponto de massa e escreveu mais extensamente sobre suas propriedades.^[19] Esta solução tem um funcionamento que é chamado de raio de Schwarzschild, tornando-se singularidade matemática, o que significa que alguns dos termos nas equações de Einstein são infinitos. A natureza dessa superfície não era bem compreendida na época. Em 1924, Arthur Eddington mostrou que a singularidade desapareceu depois de uma mudança de coordenadas , embora tenha demorado até 1933 para que Georges Lemaître percebesse que isso significava a singularidade no raio de Schwarzschild, e,não era uma propriedade física, mas matemática, a partir da descoberta da singularidade matemática.^[20]

Em 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calculou, usando a relatividade restrita, que um corpo não-rotativo de elétron de matéria degenerada acima de uma certa massa limite (hoje chamada de limite de Chandrasekhar de 1,4 massas solares) não tem soluções estáveis.^[21] Seus argumentos sofreram a oposição de muitos de seus contemporâneos como Eddington e Lev Landau, que argumentaram que algum mecanismo ainda desconhecido iria parar o colapso.^[22] Eles estavam parcialmente corretos: uma anã branca com massa ligeiramente superior ao limite de Chandrasekhar entrará em colapso em uma estrela de nêutrons,^[23] que é ela própria estável por causa do princípio de exclusão de Pauli. Mas em 1939 Robert Oppenheimer e outros previram que estrelas de nêutrons acima de aproximadamente três massas solares (o limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff) entrariam em colapso em buracos negros pelas razões apresentadas por Chandrasekhar, concluindo que nenhuma lei da física era suscetível de intervir e parar pelo menos algumas estrelas do colapso para buracos negros.^[24]

Era áurea |

Em 1958, David Finkelstein identificou a superfície de Schwarzschild como um horizonte de eventos, "uma membrana um perfeito unidirecional": as influências causais podem atravessá-lo em uma única direção".^[25] Isto não, estritamente, contradizem os resultados de Oppenheimer, mas estendeu-os a incluir o ponto de vista de observadores. À Solução Finkelstein estenderam a solução de Schwarzschild para o futuro de observadores cair em um buraco negro. A extensão completa já haviam sido encontrados por Martin Kruskal, que foi publicador desta descoberta.^[26]

O buraco negro da NGC 1277 |

A descoberta |

Em 2012, o mais massivo buraco negro, foi descoberto por um grupo de astrônomos com massa equivalente à massa de 17 bilhões de sois. A galáxia NGC 1277 (que só tem um quarto do tamanho da Via Láctea) abriga um buraco negro 4.000 vezes maior do que a formação que se localiza no centro da Via Láctea - o buraco negro conhecido como Sagitário A^[27]

Galáxia NGC 1277 como mostra a referencia em relação às outras galáxias na Via Láctea.

Normalmente, um buraco negro tão enorme só seria encontrado em uma galáxia muito maior, o que sugere algo incomum no passado da NGC 1277. Na verdade, o buraco negro pode ser o que restou de uma galáxia ainda maior que fica nas proximidades. Há bilhões de anos, duas galáxias – cada uma carregando um buraco negro em seu núcleo – se chocaram para formar uma galáxia massiva chamada de NGC 1275. Durante a colisão, os buracos negros centrais se atraíram, se fundiram, e recuaram para o espaço intergalático. O recém-nascido buraco negro sem casa vagou pelo aglomerado galáctico de Perseu até a NGC 1277 passar perto o suficiente para atraí-lo gravitacionalmente.^[27]

A descoberta contradiz os atuais modelos de crescimento dos buracos negros, que sustentam que eles evoluem juntamente com as galáxias em que se encontram. Medir a massa de buracos negros é um processo complicado. Para fazer isso, os astrônomos observam sua "esfera de influência" - ou os efeitos gravitacionais que eles provocam nas nuvens de gás e nas estrelas que estão a sua volta.^[27]

Formação |

Acredita-se que haja uma dessas formações no centro de todas as grandes galáxias. A galáxia NGC 1277 está a 220 milhões de anos-luz de distância da Terra, mas aparece nas imagens de alta resolução feitas pelo telescópio Hubble.

Foto de alta resolução tirada pelo Telescópio Espacial Hubble da galáxia NGC 1277 que mostra o buraco negro supermassivo descoberto em 2012.

A equipe descobriu que o buraco negro da NGC 1277 era tão grande quanto o nosso Sistema Solar e concentrava cerca de 14% da massa de sua galáxia.

"Essa é a única maneira em que você poderia ter esse padrão de dispersão das estrelas: com um buraco negro muito grande (no centro da galáxia NGC 1277)", disse Van den Bosch.^[28]

Vantagem da descoberta |

A observação da NGC 1277 poderia ajudar os astrônomos a entenderem como os buracos negros evoluem.

"Essa galáxia parece ser muito antiga", disse o Van den Bosch. "De alguma forma, seu buraco negro cresceu rapidamente há muito tempo, mas desde então está estabilizado, sem formar mais estrelas."^[28]

Formação e estrutura |

Formação |

imagem de uma hipernova.

Um buraco negro forma-se quando uma estrela super maciça fica sem combustível, o que faz seu núcleo diminuir até ficar reduzido a uma fração de seu tamanho original. Quando isso acontece, a gravidade produzida por ela sai do controle e começa a sugar tudo que encontra. Ela começa a sugar a massa da estrela, fazendo isso tão rápido que se engasga e expele enormes torrentes de energia. Ela é tão forte que fura a estrela e lança mais jatos de energia. A gravidade não suporta essa energia e a estrela, nem sempre, mas muitas vezes explode^[29] (esta explosão é chamada de supernova). Em apenas um segundo a explosão é capaz de gerar 100 vezes mais energia que o nosso Sol produzirá em toda sua existência. O que resta no centro é o buraco negro.

Esta explosão também é conhecida como Erupção de raios gama ou explosão de raios gama. A maioria das estrelas de classe W (Wolf-Rayet stars ou, em português, estrelas Wolf-Rayet) morrem nestas explosões.

Colapso de Oppenheimer-Snyder |

O modelo deste colapso descreve uma esfera "de" pó (o conceito de poeira usado na relatividade) que inexoravelmente colide para formar um buraco negro. Esta é uma solução exata para as equações de campo relativísticas gerais. Os estágios do colapso são:

I) Fase estacionária antes do colapso. A estrela poderia estar imersa em uma esfera de fluido de simetria esférica perfeita. O tensor de momentum:

T=(ρ+p)uiuk+pgik{displaystyle T=(rho +p)uiuk+pgik}

onde ρ{displaystyle rho }, p, e gik são a densidade, pressão e métrica, respectivamente.

II) Fim da "queima" nuclear (reações de fusão nuclear) e começo do colapso, a pressão se quebra (p=0). Então:

T=ρuiuk{displaystyle T=rho uiuk}

A bola fica por um momento em repouso.

III) Fase de colapso. Desde que não haja pressão a esfera começará a encolher. Para poeira espera-se a contração e posterior colapso resultando em um buraco negro.

Obviamente poeira não reflete a complexidade química do material das estrelas que formam o buraco negro.

Colapso não-esférico |

Os primeiros estudos sobre colapsos não-esféricos começou nos anos 60. [1] Estes estudos mostraram que perturbações em torno da simetria esféricas não previnem a formação de um buraco negro. [2] [3]
E que, quando atingido o estado estacionário, existe uma simetria esférica exata do horizonte. O problema para grandes desvios da simetria esférica foi respondido de maneira completamente diferente por Werner Israel em 1967 [4].
Sem aparelhos muito modernos conseguiu estabelecer um teorema:

"Um buraco negro estático, e no vácuo, com um horizonte de evento regular deve ser a solução de Schwarzschild."

Esta foi um base sólida para a elaboração de muitos teoremas posteriores que culminaram no teorema da calvície:

"Buracos negros podem ser caracterizados apenas pela massa, momento angular e carga elétrica."

Colapso gravitacional |

O colapso gravitacional ocorre quando a pressão interna do objeto é insuficiente para fazê-lo resistir a sua própria gravidade. Com relação às estrelas, isso geralmente ocorre quando elas têm muito poucos recursos para manter sua temperatura por meio da nucleossíntese estelar; ou quando perdem sua estabilidade ao receber matéria extra de uma maneira que não aumenta sua temperatura central. Em ambos os casos, a temperatura da estrela não é alta o suficiente para evitar que ela desmorone sob seu próprio peso. ^[30]

Enquanto a maior parte da energia liberada durante o colapso gravitacional é emitida muito rapidamente, um observador externo não vê realmente o fim desse processo. Mesmo que o colapso demore uma quantidade finita de tempo a partir do referencial da matéria em queda, um observador distante veria o material em uma queda lenta que pararia logo acima do horizonte de eventos, em razão da dilatação temporal gravitacional. A luz do material em colapso, por sua vez, leva mais tempo para alcançar o observador: o que faz a luz emitida pouco antes da formação do horizonte de eventos atrasarem uma quantidade infinita de tempo. Assim, o observador externo nunca vê a formação do horizonte de eventos; em vez disso, o material em colapso parece tornar-se mais escuro e cada vez mais desviado para o vermelho e acaba por desaparecer. ^[31]

O Buraco negro de Schwarzschild |

Ver artigo principal: Raio de Schwarzschild

Karl Schwarzschild, no ano de 1916, encontrou a solução para a teoria da relatividade que representa o buraco negro como tendo uma forma esférica. Ele demonstrou que, se a massa de uma estrela estiver concentrada em uma região suficientemente pequena, ela gerará um campo gravitacional tão grande na superfície da estrela que nem mesmo a luz conseguirá escapar dele. Este é o chamado buraco negro. Einstein e muitos físicos não acreditavam que tal fenômeno pudesse acontecer no universo real. Porém, provou-se que esse fenômeno de fato acontece.
Considerando um campo gravitacional esférico no vácuo, a solução para a Equação de Einstein tem a seguinte forma:

ds2=−(1−2GMc2r)c2dt2+(1/(1−2GMc2r))dr2+r2(dθ2+sen2ϕdω2){displaystyle ds^{2}=-(1-{frac {2GM}{c^{2}r}})c^{2}dt^{2}+(1/(1-{frac {2GM}{c^{2}r}}))dr^{2}+r^{2}(dtheta ^{2}+sen^{2}phi domega ^{2})} - (1.1)

G é a constante de Gravitação Universal.

Uma propriedade importante desta solução é que ela é independente do tempo t. A solução é determinada simplesmente pelo parâmetro M, que é a massa total da fonte que produz o campo. A interpretação deste parâmetro surge imediatamente da forma assintótica da métrica. Longe do centro de gravidade, o espaço-tempo aproxima-se do espaço-tempo plano de Minkowski com a métrica:

ds2=−c2dt2+dl2=−c2dt2+dr2+r2(dθ2+sen2dω2){displaystyle ds^{2}=-c^{2}dt^{2}+dl^{2}=-c^{2}dt^{2}+dr^{2}+r^{2}(dtheta ^{2}+sen^{2}domega ^{2})} - (1.2)

E o campo gravitacional pode ser descrito usando a aproximação do campo fraco. Comprando esta aproximação e a métrica (1.1) temos que M é a massa do sistema que está gravitando.

A queda no buraco negro e a natureza quântica |

Se conseguíssemos observar uma queda real de um objeto num buraco negro, de acordo com as simulações virtuais, veríamos este mover-se cada vez mais devagar à medida que se aproximasse do núcleo maciço. Segundo Einstein, há um desvio para o vermelho, e este também é dependente da intensidade gravitacional. Isto se dá porque, sob o ponto de vista corpuscular, a luz é um pacote quântico com massa e ocupa lugar no espaço, portanto tem obrigatoriamente uma determinada velocidade de escape. Ao mesmo tempo, este pacote é onda de natureza eletromagnética e esta se propaga no espaço livre. É sabido que longe de campo gravitacional intenso, a frequência emitida tende para o extremo superior (no caso da luz visível, para o violeta).

À medida que o campo gravitacional começa a agir sobre a partícula (luz), esta aumentará seu comprimento de onda, logo desviará para o vermelho. Devido à dualidade matéria-energia não é possível analisar a partícula como matéria e energia ao mesmo tempo: ou se a enxerga sob o ponto de vista vibratório ou corpuscular.

A luz e a singularidade |

Em simulações no espaço virtual, descobriu-se que próximo a campos maciços ocupando lugares singulares, a atração gravitacional é tão forte que pode fazer parar o movimento oscilatório, no caso da luz enxergada como comprimento de onda, esta literalmente se apaga. No caso da luz enxergada como objeto que possui velocidade de escape esta é atraída de volta à região de onde foi gerada, pois a velocidade de escape deve ser igual à velocidade de propagação, ambas sendo iguais, a luz matéria é atraída de volta.

Logo, a radiação sendo atraída de volta, entra em colapso gravitacional, juntamente à massa que a criou, caindo sobre si mesma.

Simulação computadorizada |

Visão simulada de um buraco negro em frente a Grande Nuvem de Magalhães. A razão entre o raio de Schwarzschild do buraco negro e a distância do observador é 1:9.

É possível simular em um computador as condições físicas que levam à formação de um buraco negro, como consequência do colapso gravitacional de uma estrela supergigante ou supernova.
Para isso, os astrofísicos teóricos implementam complexos programas, que recriam as condições
físicas da matéria e do espaço-tempo durante o processo de implosão das estrelas, as quais esgotam seu combustível nuclear e colapsam, com o transcorrer do tempo, devido a seu peso gravitacional, formando um objeto de densidade e curvatura do espaço-tempo infinita. Desses objetos, nada --- nem mesmo a luz consegue escapar. O resultado é a formação de uma singularidade gravitacional contida num buraco negro de Schwarzschild.

Um método para simulação computacional de um buraco negro é o Método de Monte Carlo. Neste método é possível a simulação de um buraco negro microscópico. O gerador de eventos de Monte Carlo neste método é o CATFISH (Collider grAviTational FIeld Simulator for black Holes), desenvolvido na Universidade do Mississippi. [5]

Termodinâmica |

Termodinâmica de um buraco negro clássico |

Um buraco negro, fisicamente, é um lugar de onde nem mesmo a luz pode escapar. Uma descrição matemática precisa dele é dada pelo espaço-tempo assintoticamente plano. A fronteira de um buraco negro é chamado de horizonte do evento. Schoen e Yau em 1983 formularam que uma superfície dentro de uma armadilha pode ser formada desde que uma quantidade suficiente de massa esteja confinada em um espaço suficientemente
pequeno. Segue-se então dos teoremas de relatividade geral (Hawking e Hellis (1973)) que uma singularidade do espaço-tempo deve surgir.

A partir destas grandes descobertas seguiram-se várias conclusões importantes como a solução da Equação de Maxwell-Einstein independente do tempo mostrando que buracos negros podem ser descritos por três simples parâmetros (massa, carga e momentum angular). Além disso, foi mostrado que energia pode ser extraída de buracos negros estacionários que estão girando ou carregados (Efeito Hawking). Foi, porém, a descoberta de uma analogia matemática entre buracos negros e a termodinâmica ordinária o maior avanço destas investigações (Bardeen et al , 1973).

Nesta analogia a massa faz o papel de energia e, gravidade da superfície do buraco negro faz o papel da temperatura e a área do horizonte, da entropia. A analogia entre buracos negros e termodinâmica pode ser estendida além do formal, similaridade matemática pode ser encontrada no fato de que quantidades de pares de análogos são de fato fisicamente análogos. De acordo com a relatividade geral a massa total do buraco negro tem a mesma quantidade de sua energia total. [6]

Esta analogia é quebrada na Teoria Clássica, que considera a temperatura de um buraco negro igual ao zero absoluto.

Entropia |

Entropia é uma medida que caracteriza o número de estados internos de um buraco negro. A fórmula da entropia foi desenvolvida em 1974 pelo físico britânico Stephen Hawking.

S=Akc34ℏG{displaystyle S={frac {Akc^{3}}{4hbar G}}}

Legenda:

• 
  S{displaystyle S}: Entropia


• 
  A{displaystyle A}: Área


• 
  k{displaystyle k}: Constante de Boltzmann


• 
  ℏ{displaystyle hbar }: Constante de Planck normalizada


• 
  G{displaystyle G}: Constante Gravitacional Universal de Newton


• 
  c{displaystyle c}: Velocidade da luz no vácuo

Esta equação pôde ser formulada levando-se em conta a teoria quântica. Então, admite-se que buracos negros emitem radiação térmica:

T=ℏk2πkb{displaystyle T={frac {hbar k}{2pi kb}}}

No caso especial da métrica de Schwarzschild:

T=ℏ8πGkM{displaystyle T={frac {hbar }{8pi GkM}}}

A formulação de Bekenstein-Hawking obtida da combinação entre a primeira lei e do fato de que dM=TdS{displaystyle dM=TdS}. No Caso do buraco de
Schwarzschild, esta formulação fica:

S=kπR2gℏ{displaystyle S={frac {kpi R^{2}}{ghbar }}}

A entropia do buraco negro é muito maior que a entropia da estrela que se colapsou para que ele fosse gerado.

Evaporação do Buraco Negro |

A principal limitação do Efeito Hawking é que ele é baseado em aproximações. Este efeito não está de acordo com o princípio de conservação de energia, uma vez que a irradiação de energia do buraco negro deveria ser contrabalanceada pela diminuição de sua massa, na mesma taxa de saída de energia. No entanto, para buracos negros macroscópicos a temperatura é muito baixa. A luminosidade do buraco negro é uma estimativa da vida de um buraco negro não-rotativo integrando-se a equação:

dMdT=−βm3Tp1M2{displaystyle {frac {dM}{dT}}=-beta {frac {m^{3}}{Tp}}{frac {1}{M^{2}}}}

Onde β{displaystyle beta } é uma constante adimensional.

E o processo total de evaporação requer um grande tempo:

Δt=tp3β(Momp)2{displaystyle Delta t={frac {tp}{3beta }}({frac {Mo}{mp}})^{2}}

mp é a massa de Planck, a saber: 0.000022 g.

Informação no Buraco Negro |

Há com o efeito da formação e subsequente evaporação do buraco negro uma consequência dramática: a perda de informação. Esta questão foi levantada em 1976 por Stephen Hawking. Entende-se que em um sentido refinado informação quântica seria perdida, o que desafiaria então Primeria Lei da Termodinâmica. A discussão era fácil e persuasiva e baseava-se na única ferramenta disponível naquela época: a teoria quântica de campo. Apesar da conclusão de Hawking estar sem dúvida errada, pôs em movimento velhas ideias que há muito tempo permaneciam paradas, desafiando-as com um novo paradigma.

A teoria quântica apresenta um sério problema quando descreve sistemas com horizontes. Ela fornece uma densidade infinita de entropia em um buraco negro, diferente da densidade de Bekenstein-Hawking c34Gℏ{displaystyle {frac {c^{3}}{4Ghbar }}}.

Numa possibilidade final de se estabelecer uma saída lógica para este problema foi proposta a possibilidade dos buracos negros não evaporarem completamente. No lugar disso, vivem de maneira estável como remanescentes de massa de Planck que contém todas as informações perdidas. Obviamente estes remanescentes deveriam conter uma enorme, ou talvez infinita entropia. [7]

Referências

Ver também |

Outros projetos Wikimedia também contêm material sobre este tema:
	Imagens e media no Commons

• Estrela


• Big-Bang


• Buraco branco


• Cosmologia


• Buraco negro em rotação


• Buraco-de-minhoca


• Buraco negro supermaciço


• Quasares

Ligações externas |

• 
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  Buraco negro (em inglês)


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v • e Buraco negro
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Relacionados	Lista de buracos negros · Linha do tempo da física de buracos negros · Rossi X-ray Timing Explorer · Sistema estelar hipercompacto