Calculadora de buraco negro

Em 1974, Hawking mostrou que efeitos quânticos próximos ao horizonte de eventos fazem os buracos negros irradiarem termicamente — como se fossem um corpo negro à temperatura T_H ∝ 1/M. Ao irradiar, o buraco perde massa e encolhe, evaporando-se completamente com o tempo. Mas aqui está o paradoxo: a radiação térmica não carrega nenhuma informação sobre o que caiu nele. A mecânica quântica exige que a informação nunca seja destruída — mas o cálculo de Hawking parece apagá-la. Esse é o paradoxo da informação do buraco negro. Décadas de debate não produziram uma solução, até que trabalhos recentes envolvendo 'ilhas' e a curva de Page sugeriram que a informação pode estar codificada em correlações quânticas sutis na própria radiação de Hawking — uma estrutura de emaranhamento invisível para observadores locais. O paradoxo não está totalmente resolvido, mas o consenso atual é que a unitariedade sobrevive: a informação escapa, codificada de uma forma que exige uma teoria completa da gravidade quântica para ser decodificada.

Um buraco negro sem rotação é descrito inteiramente pela sua massa. Conhecido o raio de Schwarzschild r_s = 2GM/c², cada outro marco decorre como um múltiplo fixo: a esfera de fótons em 1.5 r_s e a órbita estável mais interna em 3 r_s. Dobre a massa e todos dobram com ela. Como buraco negro, o Sol teria apenas ~3 km de diâmetro; a Terra, meros ~9 mm.

Objetos comuns esfriam ao perder energia; buracos negros fazem o oposto. Como T_H ∝ 1/M, irradiar massa deixa o buraco mais quente, não mais frio — uma capacidade térmica negativa. A evaporação, por isso, dispara: quanto menor o buraco fica, mais rápido irradia, terminando num clarão final. Isso também significa que um buraco negro nunca pode atingir um equilíbrio térmico estável com um banho de calor ilimitado.