Buraco negro
Buraco negro é um objeto astronômico denso e massivo cujo intenso campo gravitacional impede qualquer coisa de escapar, inclusive a luz. A teoria da relatividade geral prevê que uma massa suficientemente compacta pode deformar o espaço-tempo para formar um buraco negro. O limite da região da qual não é possível escapar é chamado de horizonte de eventos e que, embora o horizonte de eventos tenha um efeito enorme sobre o destino e as circunstâncias de um objeto que o atravessa, não tem nenhuma característica local detectável. De muitas maneiras, um buraco negro age como um corpo negro ideal, pois não reflete luz. A teoria quântica de campos no espaço-tempo curvo prevê que os horizontes de eventos emitem radiação Hawking, com o mesmo espectro que um corpo negro de temperatura inversamente proporcional à sua massa. Essa temperatura é da ordem dos bilionésimos de um kelvin para buracos negros de massa estelar, o que a torna praticamente impossível de observar.
A ideia de um corpo tão massivo que nem a luz poderia escapar foi brevemente proposta pelo pioneiro astronômico e clérigo inglês John Michell em uma carta publicada em novembro de 1784. Os cálculos simplistas de Michell supunham que esse corpo pudesse ter a mesma densidade que o Sol e concluíram que esse corpo se formaria quando o diâmetro de uma estrela excedesse o do Sol por um fator de 500 e a velocidade de escape da superfície excedesse a velocidade usual da luz. Michell observou corretamente que esses corpos supermassivos, mas não irradiantes, podem ser detectados por seus efeitos gravitacionais em corpos visíveis próximos. Os estudiosos da época ficaram inicialmente empolgados com a proposta de que estrelas gigantes, mas invisíveis, pudessem estar escondidas à vista de todos, mas o entusiasmo diminuiu quando a natureza ondulatória da luz se tornou aparente no início do século XIX. Se a luz fosse uma onda e não um "corpúsculo", não está claro o que, se houver, influenciaria a gravidade na fuga das ondas de luz. A relatividade moderna desacredita a noção de Michell de um raio de luz disparando diretamente da superfície de uma estrela supermassiva, sendo desacelerado pela gravidade da estrela, parando e caindo livremente de volta à superfície da estrela.
Relatividade geral
Em 1915, Albert Einstein desenvolveu sua teoria da relatividade geral, tendo demonstrado anteriormente que a gravidade influencia o movimento da luz. Apenas alguns meses depois, Karl Schwarzschild encontrou uma solução para as equações do campo de Einstein, que descrevem o campo gravitacional de uma massa pontual e de uma massa esférica. Alguns meses depois de Schwarzschild, Johannes Droste, um estudante de Hendrik Lorentz, deu a mesma solução para a massa pontual de forma independente e escreveu mais extensivamente sobre suas propriedades. Essa solução tinha um comportamento peculiar no que hoje é chamado raio de Schwarzschild, onde se tornou singular, significando que alguns dos termos nas equações de Einstein se tornaram infinitos. A natureza dessa superfície ainda não era totalmente compreendida. Em 1924, Arthur Eddington mostrou que a singularidade desapareceu após uma mudança de coordenadas, embora Georges Lemaître demorasse até 1933 a perceber que isso significava que a singularidade no raio de Schwarzschild era uma singularidade de coordenadas não físicas. Arthur Eddington, no entanto, comentou em um livro de 1926 sobre a possibilidade de uma estrela com massa comprimida no raio de Schwarzschild, observando que a teoria de Einstein nos permite descartar densidades excessivamente grandes para estrelas visíveis como Betelgeuse porque "uma estrela de 250 milhões de quilômetros poderia não ter uma densidade tão alta quanto o Sol. Em primeiro lugar, a força da gravitação seria tão grande que a luz seria incapaz de escapar dela, os raios voltando à estrela como uma pedra na Terra. Em segundo lugar, o desvio para o vermelho das linhas espectrais seria tão grande que o espectro seria retirado da existência. Em terceiro lugar, a massa produziria tanta curvatura da métrica do espaço-tempo que o espaço se fecharia ao redor da estrela, deixando-nos do lado de fora (isto é, nenhum lugar).".
Etimologia
John Michell usou o termo "estrela negra" e, no início do século XX, os físicos usaram o termo "objeto gravitacionalmente colapsado". A escritora científica Marcia Bartusiak relacionou o termo "buraco negro" ao físico Robert H. Dicke, que no início dos anos 1960 comparou o fenômeno ao Buraco Negro de Calcutá, notório como uma prisão onde as pessoas entravam, mas nunca saíam vivas. O termo "buraco negro" foi usado nas publicações da Life and Science News em 1963 e pela jornalista científica Ann Ewing em seu artigo "'Black Holes' in Space", datado de 18 de janeiro de 1964, que era um relatório sobre uma reunião da Associação Americana para o Avanço da Ciência, realizada em Cleveland, nos Estados Unidos.
O teorema da calvície postula que, uma vez atingida uma condição estável após a formação, um buraco negro tem apenas três propriedades físicas independentes: massa, carga e momento angular; o buraco negro é de outra maneira inexpressivo. Se a conjectura for verdadeira, quaisquer dois buracos negros que compartilhem os mesmos valores para essas propriedades ou parâmetros são indistinguíveis um do outro. O grau em que a conjectura é verdadeira para buracos negros reais sob as leis da física moderna é atualmente um problema não resolvido. Essas propriedades são especiais porque são visíveis do lado de fora de um buraco negro. Por exemplo, um buraco negro carregado repele outras cargas iguais, como qualquer outro objeto carregado. Da mesma forma, a massa total dentro de uma esfera contendo um buraco negro pode ser encontrada usando o análogo gravitacional da lei de Gauss. Quando um objeto cai em um buraco negro, qualquer informação sobre a forma do objeto ou a distribuição de carga nele é distribuída uniformemente ao longo do horizonte do buraco negro e é perdida para os observadores externos. O comportamento do horizonte nessa situação é um sistema dissipativo que é estreitamente análogo ao de uma membrana elástica condutora com atrito e resistência elétrica — o paradigma da membrana. Isso é diferente de outras teorias de campo, como o eletromagnetismo, que não têm atrito ou resistividade no nível microscópico, porque são reversíveis no tempo. Como um buraco negro atinge um estado estável com apenas três parâmetros, não há como evitar a perda de informações sobre as condições iniciais: os campos gravitacionais e elétricos de um buraco negro fornecem muito pouca informação sobre o que ocorreu. As informações perdidas incluem todas as quantidades que não podem ser medidas distante do horizonte do buraco negro, incluindo números quânticos aproximadamente conservados, como o total do número bariônico e do número leptônico. Esse comportamento é tão intrigante que foi chamado de paradoxo da informação em buracos negros.
Propriedades físicas
Os buracos negros estáticos mais simples têm massa, mas não têm nem carga elétrica nem momento angular. Esses buracos negros são frequentemente chamados de buracos negros de Schwarzschild, em homenagem a Karl Schwarzschild, que descobriu essa solução em 1916. Segundo o teorema de Birkhoff, é a única solução a vácuo esfericamente simétrica. Isso significa que não há diferença observável à distância entre o campo gravitacional de um buraco negro e o de qualquer outro objeto esférico da mesma massa. A noção popular de um buraco negro "sugando tudo" em seus arredores é, portanto, correta apenas perto do horizonte de um buraco negro; distante, o campo gravitacional externo é idêntico ao de qualquer outro corpo da mesma massa.
Horizonte de eventos
A característica definidora de um buraco negro é o surgimento de um horizonte de eventos — um limite no espaço-tempo através do qual matéria e luz podem passar apenas para dentro em direção à massa do buraco negro. Nada, nem mesmo a luz, pode escapar de dentro do horizonte de eventos. O horizonte de eventos é referido como tal porque se um evento ocorrer dentro dos limites, as informações desse evento não poderão alcançar um observador externo, tornando impossível determinar se esse evento ocorreu. Como previsto pela relatividade geral, a presença de uma massa deforma o espaço-tempo de tal maneira que os caminhos percorridos pelas partículas se inclinam em direção à massa. No horizonte de eventos de um buraco negro, essa deformação se torna tão forte que não há caminhos que se afastem do buraco negro.
Singularidade
No centro de um buraco negro, conforme descrito pela relatividade geral, pode estar uma singularidade gravitacional, uma região onde a curvatura do espaço-tempo se torna infinita. Para um buraco negro não rotativo, essa região assume a forma de um único ponto e, para um buraco negro rotativo, é borrada para formar uma singularidade de anel que fica no plano de rotação. Nos dois casos, a região singular possui volume zero. Também pode ser mostrado que a região singular contém toda a massa da solução do buraco negro. A região singular pode assim ser pensada como tendo densidade infinita. Observadores que caem em um buraco negro de Schwarzschild (ou seja, que não são rotativos e não são carregados) não podem evitar serem transportados para a singularidade, uma vez que cruzam o horizonte de eventos. Eles podem prolongar a experiência acelerando para desacelerar sua descida, mas apenas até um limite. Quando atingem a singularidade, são esmagados em densidade infinita e sua massa é adicionada ao total do buraco negro. Antes que isso aconteça, eles serão dilacerados pelas crescentes forças das marés em um processo às vezes chamado de espaguetificação ou "efeito macarrão".
Esfera de fótons
A esfera de fótons é um limite esférico de espessura zero, na qual os fótons que se movem tangentes a essa esfera ficam presos em uma órbita circular em torno do buraco negro. Para buracos negros não rotativos, a esfera de fótons tem um raio de 1,5 vez o raio de Schwarzschild. Suas órbitas seriam dinamicamente instáveis, portanto, qualquer pequena perturbação, como uma partícula incidente de matéria, causaria uma instabilidade que aumentaria ao longo do tempo, colocando o fóton em uma trajetória externa, fazendo com que ele escapasse do buraco negro ou em uma espiral interior que o levaria a atravessar o horizonte de eventos em um dado momento.
Ergosfera
Buracos negros em rotação são cercados por uma região do espaço-tempo na qual é impossível ficar parado, chamada de ergosfera. Este é o resultado de um processo conhecido como arrasto de referenciais; a relatividade geral prevê que qualquer massa em rotação tenderá a "arrastar" levemente ao longo do espaço-tempo imediatamente ao seu redor. Qualquer objeto próximo à massa rotativa tenderá a começar a se mover na direção da rotação. Para um buraco negro rotativo, esse efeito é tão forte perto do horizonte de eventos que um objeto precisaria se mover mais rápido que a velocidade da luz na direção oposta para ficar parado. A ergosfera de um buraco negro é um volume cujo limite interno é o horizonte de eventos esferoide do buraco negro e um limite externo em forma de abóbora, que coincide com o horizonte de eventos nos polos, mas notavelmente mais amplo ao redor do equador. O limite externo às vezes é chamado de ergossuperfície.
Órbita circular estável mais interna (ISCO)
Na gravidade newtoniana, as partículas de teste podem orbitar estavelmente a distâncias arbitrárias de um objeto central. Na relatividade geral, no entanto, existe uma órbita circular estável mais interna (frequentemente chamada de ISCO, sigla em inglês), dentro da qual quaisquer perturbações infinitesimais a uma órbita circular levarão as partículas a espiralar na direção do buraco negro. A localização do ISCO depende da rotação do buraco negro, no caso de um buraco negro de Schwarzschild (rotação zero) é: e diminui com o aumento da rotação do buraco negro para partículas que orbitam na mesma direção que a rotação.
Dado o caráter bizarro dos buracos negros, foi questionado há muito tempo se tais objetos poderiam realmente existir na natureza ou se eram apenas soluções patológicas para as equações de Einstein. O próprio Einstein pensou erroneamente que os buracos negros não se formariam, porque sustentava que o momento angular das partículas em colapso estabilizaria seus movimentos em algum raio. Isso levou a comunidade da relatividade geral a descartar todos os resultados contrários por muitos anos. No entanto, uma minoria de relativistas continuou a afirmar que os buracos negros eram objetos físicos. Penrose demonstrou que, uma vez que um horizonte de eventos se forme, a relatividade geral sem a mecânica quântica exige que uma singularidade se forme dentro. Logo depois, Hawking mostrou que muitas soluções cosmológicas que descrevem o Big Bang têm singularidades sem campos escalares ou outra matéria exótica (consulte teoremas da singularidade de Penrose-Hawking). A solução de Kerr, o teorema da calvície e as leis da termodinâmica dos buracos negros mostraram que as propriedades físicas dos buracos negros eram simples e compreensíveis, tornando-os assuntos respeitáveis para pesquisa. Buracos negros convencionais são formados pelo colapso gravitacional de objetos pesados, como estrelas, mas também podem, em teoria, ser formados por outros processos.
Colapso gravitacional
O colapso gravitacional ocorre quando a pressão interna de um objeto é insuficiente para resistir à sua própria gravidade. Para as estrelas, isso geralmente ocorre porque uma estrela tem muito pouco "combustível" para manter sua temperatura através da nucleossíntese estelar ou porque uma estrela que seria estável recebe matéria extra de uma maneira que não eleva sua temperatura central. Em ambos os casos, a temperatura da estrela não é mais alta o suficiente para impedir que ela entre em colapso com seu próprio peso. O colapso pode ser interrompido pela pressão de degenerescência dos constituintes da estrela, permitindo a condensação da matéria em um estado exótico mais denso. O resultado é um dos vários tipos de estrelas compactas. Quais tipos formam isso depende da massa remanescente da estrela original, deixada depois que as camadas externas foram removidas. Tais explosões e pulsações levam à nebulosa planetária. Essa massa pode ser substancialmente menor que a estrela original. Restos superiores a 5 massas solares são produzidos por estrelas com mais de 20 massas solares antes do colapso.
Colisões de alta energia
O colapso gravitacional não é o único processo que pode criar buracos negros. Em princípio, buracos negros podem ser formados em colisões de alta energia que atingem densidade suficiente. A partir de 2002, nenhum desses eventos foi detectado, direta ou indiretamente, como uma deficiência do balanço de massa em experimentos com aceleradores de partículas. Isso sugere que deve haver um limite inferior para a massa de buracos negros. Teoricamente, espera-se que esse limite esteja ao redor da massa de Planck, onde se espera que efeitos quânticos invalidem as previsões da relatividade geral. Isso colocaria a criação de buracos negros firmemente fora do alcance de qualquer processo de alta energia que ocorra na Terra ou próximo a ela. No entanto, certos desenvolvimentos na gravidade quântica sugerem que a massa de Planck poderia ser muito menor: alguns cenários do mundo das P-branas, por exemplo, colocam a fronteira tão baixa quanto 1 TeV/c2. Isso tornaria possível a criação de microburacos negros nas colisões de alta energia que ocorrem quando os raios cósmicos atingem a atmosfera da Terra, ou possivelmente no Large Hadron Collider do CERN. Essas teorias são muito especulativas e a criação de buracos negros nesses processos é considerada improvável por muitos especialistas. Mesmo que microburacos negros pudessem ser formados, espera-se que eles evaporassem em cerca de 10 −25 segundos, não ameaçando a Terra.
Crescimento
Depois que um buraco negro se forma, ele pode continuar a crescer absorvendo matéria adicional. Qualquer buraco negro absorve continuamente gás e poeira interestelar de seus arredores. Esse é o processo principal pelo qual os buracos negros supermassivos parecem ter crescido. Um processo semelhante foi sugerido para a formação de buracos negros de massa intermediária encontrados em aglomerados globulares. Os buracos negros também podem se fundir com outros objetos, como estrelas ou até outros buracos negros. Pensa-se que isso tenha sido importante, especialmente no crescimento inicial de buracos negros supermassivos, que poderiam ter se formado a partir da agregação de muitos objetos menores. O processo também foi proposto como a origem de alguns buracos negros de massa intermediária.
Evaporação
Em 1974, Hawking previu que os buracos negros não são totalmente negros, mas emitem pequenas quantidades de radiação térmica; esse efeito ficou conhecido como radiação Hawking. Ao aplicar a teoria quântica de campos a um fundo estático de um buraco negro, ele determinou que um buraco negro deveria emitir partículas que exibissem uma radiação de corpo negro. Desde a publicação de Hawking, muitos outros verificaram o resultado através de várias abordagens. Se a teoria de Hawking da radiação do buraco negro estiver correta, espera-se que os buracos negros encolham e evaporem com o tempo, à medida que perdem massa pela emissão de fótons e outras partículas. A temperatura desse espectro térmico (temperatura de Hawking) é proporcional à gravidade na superfície do buraco negro, que, para um buraco negro de Schwarzschild, é inversamente proporcional à massa. Portanto, grandes buracos negros emitem menos radiação do que pequenos buracos negros.
Por natureza, os próprios buracos negros não emitem nenhuma radiação eletromagnética além da hipotética radiação Hawking, de modo que os astrofísicos que procuram buracos negros geralmente devem confiar em observações indiretas. Por exemplo, a existência de um buraco negro às vezes pode ser inferida observando sua influência gravitacional sobre o ambiente ao redor dele. O Event Horizon Telescope (EHT), administrado pelo Haystack Observatory do MIT, é um programa ativo que observa diretamente o ambiente imediato do horizonte de eventos dos buracos negros, como o buraco negro no centro da Via Láctea. Em abril de 2017, o EHT iniciou a observação do buraco negro no centro de Messier 87. "No total, oito observatórios de rádio em seis montanhas e quatro continentes observaram a galáxia em Virgo por 10 dias em abril de 2017" para fornecer os dados que renderam a imagem dois anos depois, em abril de 2019. Após dois anos de processamento de dados, a EHT divulgou a primeira imagem direta de um buraco negro, especificamente o buraco negro supermassivo que fica no centro da galáxia acima mencionada. O que é visível não é o buraco negro, que se mostra preto por causa da perda de toda a luz nessa região escura, mas sim os gases na borda do horizonte de eventos, exibidos em laranja ou vermelho, que definem a forma do buraco negro.
Detecção de ondas gravitacionais da fusão de buracos negros
Em 14 de setembro de 2015, o observatório de ondas gravitacionais LIGO fez a primeira observação direta bem-sucedida de ondas gravitacionais. O sinal foi consistente com as previsões teóricas para as ondas gravitacionais produzidas pela fusão de dois buracos negros: um com cerca de 36 massas solares e o outro com 29 massas solares. Mais importante, o sinal observado pelo LIGO também incluiu o início do toque pós-fusão, o sinal produzido quando um objeto compacto recém-formado se estabiliza em um estado estacionário. Indiscutivelmente, o toque é a maneira mais direta de observar um buraco negro. A partir do sinal LIGO, é possível extrair a frequência e o tempo de amortecimento do modo dominante do toque. A partir disso, é possível inferir a massa e o momento angular do objeto final, que correspondem a previsões independentes a partir de simulações numéricas da fusão. A frequência e o tempo de decaimento do modo dominante são determinados pela geometria da esfera de fótons. Portanto, a observação desse modo confirma a presença de uma esfera de fótons, no entanto, não pode excluir possíveis alternativas exóticas aos buracos negros que são compactos o suficiente para ter uma esfera de fótons.
Movimentos de estrelas orbitando Sagitário A*
Os movimentos de algumas estrelas próximas do centro da Via Láctea fornecem fortes evidências observacionais de que essas estrelas estejam orbitando um buraco negro supermassivo. Desde 1995, os astrônomos acompanham os movimentos de 90 estrelas que orbitam um objeto invisível coincidente com a fonte de rádio Sagitário A*. Ao ajustar suas trajetórias a órbitas keplerianas, os astrônomos foram capazes de inferir, em 1998, que um objeto de 2,6 milhões de massas solares deve ser contido num volume com um raio de 0,02 anos-luz para fazer os movimentos das referidas estrelas. Desde então, uma das estrelas — chamada S2 — completou uma órbita completa. A partir dos dados orbitais, os astrônomos foram capazes de refinar os cálculos da massa de 4,3 milhões de massas solares e um raio de menos de 0,002 anos-luz para o objeto causar o movimento orbital dessas estrelas. O limite superior no tamanho do objeto ainda é muito grande para testar se é menor que o raio de Schwarzschild; no entanto, essas observações sugerem fortemente que o objeto central é um buraco negro supermassivo, pois não há outros cenários plausíveis para confinar tanta massa invisível em um volume tão pequeno. Além disso, existem algumas evidências observacionais de que esse objeto pode possuir um horizonte de eventos, um recurso exclusivo dos buracos negros.
Acreção de matéria
Devido à conservação do momento angular, o gás que cai no poço gravitacional criado por um objeto maciço geralmente forma uma estrutura semelhante a um disco ao redor do objeto. As impressões de artistas, como a representação que acompanha um buraco negro com uma coroa, geralmente descrevem o buraco negro como se fosse um corpo de espaço plano escondendo a parte do disco logo atrás dele, mas, na realidade, as lentes gravitacionais distorceriam bastante a imagem do disco de acreção do buraco negro. Dentro desse disco, o atrito faria com que o momento angular fosse transportado para fora, permitindo que a matéria caísse ainda mais para dentro, liberando energia potencial e aumentando a temperatura do gás.
Microlente (proposto)
Outra maneira de testar a natureza de um buraco negro no futuro é através da observação de efeitos causados por um forte campo gravitacional nas proximidades. Um desses efeitos é a lente gravitacional: a deformação do espaço-tempo em torno de um objeto maciço faz com que os raios de luz sejam desviados tanto quanto a luz que passa através de uma lente óptica. Foram feitas observações de lentes gravitacionais fracas, nas quais os raios de luz são desviados em apenas alguns segundos de arco. No entanto, nunca foi observado diretamente para um buraco negro. Uma possibilidade para observar as lentes gravitacionais por um buraco negro seria observar estrelas em órbita ao redor do buraco negro. Existem vários candidatos para essa observação em órbita em torno de Sagitário A*.
Alternativas
A evidência para buracos negros estelares depende fortemente da existência de um limite superior para a massa de uma estrela de nêutrons. O tamanho desse limite depende muito das suposições feitas sobre as propriedades da matéria densa. Novas fases exóticas da matéria poderiam elevar esse limite. Uma fase de quarks livres em alta densidade pode permitir a existência de estrelas quark densas e alguns modelos supersimétricos preveem a existência de estrelas Q. Algumas extensões do modelo padrão postulam a existência de préons como blocos fundamentais de quarks e leptons, que poderiam hipoteticamente formar estrelas de préon. Esses modelos hipotéticos poderiam potencialmente explicar uma série de observações de candidatos a buracos negros estelares. No entanto, pode ser demonstrado a partir de argumentos na relatividade geral que qualquer objeto desse tipo terá uma massa máxima.
Entropia e termodinâmica
Em 1971, Hawking mostrou em condições gerais que a área total dos horizontes de eventos de qualquer coleção de buracos negros clássicos nunca pode diminuir, mesmo que colidam e se fundam. Esse resultado, agora conhecido como a segunda lei da mecânica dos buracos negros, é notavelmente semelhante à segunda lei da termodinâmica, que afirma que a entropia total de um sistema isolado nunca pode diminuir. Assim como os objetos clássicos em temperatura zero absoluta, assumiu-se que os buracos negros tinham entropia zero. Se fosse esse o caso, a segunda lei da termodinâmica seria violada pela matéria carregada de entropia entrando em um buraco negro, resultando em uma diminuição da entropia total do universo. Portanto, Bekenstein propôs que um buraco negro deveria ter uma entropia e ser proporcional à sua área do horizonte.
Paradoxo da perda de informações
A informação física é perdida em um buraco negro? Como um buraco negro possui apenas alguns parâmetros internos, a maioria das informações sobre a matéria que foi usada para formar o buraco negro é perdida. Independentemente do tipo de matéria que entra em um buraco negro, parece que apenas as informações relativas à massa total, carga e momento angular são conservadas. Enquanto se pensava que os buracos negros persistissem para sempre, essa perda de informação não é tão problemática, pois pode-se pensar que a informação existe dentro do buraco negro, inacessível do lado de fora, mas representada no horizonte de eventos de acordo com o princípio holográfico. No entanto, os buracos negros evaporam lentamente emitindo radiação Hawking. Essa radiação parece não conter nenhuma informação adicional sobre o assunto que formou o buraco negro, o que significa que essa informação parece ter desaparecido para sempre.
Paradoxo do firewall
De acordo com a teoria quântica de campos no espaço-tempo curvo, uma única emissão de radiação Hawking envolve duas partículas mutuamente entrelaçadas. A partícula de saída escapa e é emitida como um quantum de radiação Hawking; a partícula que se dirige ao buraco negro é engolida por ele. Suponha que um buraco negro formou um tempo finito no passado e evapore completamente em algum tempo finito no futuro. Então, ele emitirá apenas uma quantidade finita de informações codificadas dentro da radiação Hawking. Suponha que no momento t {\displaystyle t} , mais da metade das informações já foram emitidas. De acordo com pesquisas amplamente aceitas por físicos como Don Page e Leonard Susskind, uma partícula emitida no momento t {\displaystyle t} deve estar emaranhada com toda a radiação Hawking que o buraco negro emitiu anteriormente. Isso cria um paradoxo: um princípio chamado "monogamia do enredamento" exige que, como qualquer sistema quântico, a partícula que sai não possa ser totalmente enredada com dois sistemas independentes ao mesmo tempo; no entanto, aqui a partícula de saída parece estar enredada tanto com a partícula que entra quanto, independentemente, com a radiação Hawking do passado.
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Fontes consultadas
Saiba mais — fontes confiáveis na web
- Buraco negro: o que é, origem, tipos, teorias - Brasil Escola
- O que é um buraco negro? - National Geographic Brasil
- Black Holes - NASA Science
- Buraco negro surpreende cientistas ao permanecer ativo anos após ... - G1
- Buraco Negro: o que é, teoria e Astronomia - Toda Matéria
- Maiores buracos negros: quais são, nomes - Mundo Educação