TCC buraco negro

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COLÉGIO PADRE MOYE
 ESTRELAS TRASNCEDENCIA DO UNIVERSO:
 Do inicio de luz para o colapso do incógnito.
 
 MARIA EDUARDA PELLEGRINA VIEIRA
 SÃO PAULO
 2019
 ESTRELAS TRASNCEDENCIA DO UNIVERSO:
 Do inicio de luz para o colapso do incógnito.
 
 MARIA EDUARDA PELLEGRINA VIEIRA
 
 ______________________________
 Prof.: Renata Saponara 
 Colégio Padre Moye
 
 São Paulo
 2019
– Gostaria de dedicar esse trabalho a Deus, que nunca me abandonou nos momentos difíceis. Ele teve papel essencial na realização de cada linha dessa pesquisa.
 RESUMO
Estrelas são grandes esferas de plasma, mantidas por sua própria gravidade. As estrelas emitem luz, calor e outros tipos de radiação em razão dos processos de fusão nuclear que ocorrem em seu interior, liberando grandes quantidades de energia.
Já os buraco negro, se caracteriza por uma região no espaço, quem nem mesmo partículas de luz conseguem escapar ,pois corpos celestes como esses são completamente densos; esses corpos geram uma deformação no espaço-tempo, pelo fato de um colapso gravitacional de uma estrela massiva essa explosão caracteriza-se por uma supernova ,que com o tempo desaparecera e dará lugar a singularidade onde o espaço-tempo não existira mais.
O buraco negro inicia-se a partir de um horizonte de eventos, caracterizado pelo fato de ser a fronteira teórica envolta de um buraco negro assim também conhecido como o ponto de não-retorno, pois sua força gravitacional e tão forte que nada pode escapar. De acordo com o física tradicional, os buracos negros seriam definidos apenas por massa e a velocidade de sua rotação.
Sumário
Formação-cap.1	6 a 9
Constituição-cap.1.1	7
Ciclo de vida-cap.1.2	8 a 9
Tipos de estrelas-cap.2	10 a 14
Estrelas gigantes azuis e supergigantes vermelhas-cap.2.1	12
Estrelas anãs- cap.2.2	13
Estrela de nêutrons-cap.2.3	14
Formação de um buraco negro-cap.3	15 a 17
Estrutura-cap.3.1	16 a 17
Teorias-cap.4	18 a 21
Radiação de Hawking-cap.4.1	19
Buraco negro NGC 1277-cap.4.2	20 a 21
Buraco branco-cap.5	22
Conclusão	23
Referencias	24
Anexo 1	25
Anexo 2	26
Anexo 3	27
Anexo 4	28
Anexo 5	29
Anexo 6	30
Anexo 7	31
Anexo 8	32
Formação-cap.1
 
As estrelas constituem-se pela condensação de gases que se unem pela atração gravitacional. As grandes nebulosas, são as que dão inicio para formação de uma estrela de estrelas, uma vez que, em seu interior, grandes nuvens moleculares dão origem a novas estrelas. Quando os gases responsáveis pela formação estelar aproximam-se, a velocidade deles aumenta, impulsionada pela gravidade local, bem como sua densidade e temperatura.
Durante um período, que pode levar até 10 milhões de anos, essas protoestrelas (estrelas em estágio inicial de formação) são compactadas por suas próprias gravidades até que a pressão e temperatura em seu núcleo sejam suficientes para que os átomos de hidrogênio fundam-se, produzindo núcleos de hélio. As estrelas que extraem a sua energia da fusão dos átomos de hidrogênio são chamadas de estrelas de sequência principal, esse tipo de estrela corresponde a cerca de 90% de todas as estrelas do Universo.
A partir do momento em que as estrelas tornam-se capazes de realizar fusões termonucleares, o seu combustível é consumido, até que a estrela evolua para o seu estágio final de vida. As possibilidades são muitas: de acordo com a massa da estrela e o seu raio, é possível estimar como será o seu futuro.
Constituição-cap.1.1
Após o surgimento de uma estrela, as protoestrelas, elas passam por diversos estágios até chegar ao estágio final de vida. Assim, inicia-se com as fusões termonucleares e o consumo de combustível. Para que cada fase seja realizada alguns fatores são importantes. Dessa forma, é possível analisar o futuro de uma estrela a partir da massa e do raio de cada ponto de luz.
Sendo assim, grande parte das estrelas são formadas pelos dois elementos mais abundantes do Universo, o hélio e o hidrogênio. Além disso, a massa de uma estrela varia pode variar entre 0,5M☉ e 2,5M☉.
As estrelas são formadas apenas por hélio e hidrogênio porque elas não são capazes de fundir elementos mais pesados. Isso ocorre porque a gravidade e temperatura de uma estrela não é alta o suficiente.
Visto isso, quando uma estrela possui a massa muito elevada, tipo 5M☉ e 10M☉, o elemento que predomina é o hélio. Além disso, são estrelas supergigantes que, ao chegar na fase final, dão origem à uma explosão denominada supernova. Neste caso, uma supernova produz no espaço matéria e energia. Como resultado da explosão surgem novas estrelas e planetas.
A maior parte das estrelas, cujas massas são de 0,5M☉ (metade da massa do Sol) até 2,5M☉, são compostas de hélio e hidrogênio, os elementos mais abundantes do Universo. Isso acontece, porque essas estrelas não têm gravidade nem temperaturas suficientemente altas para fundir elementos mais pesados.
Quando as estrelas são muito massivas: entre 5M☉ e 10M☉ - como as supergigantes, no seu interior são formados elementos mais pesados que o hélio. O estágio final de vida dessas estrelas é uma supernova, uma grande explosão que lança toda a sua matéria e energia pelo espaço, dando origem a outras estrelas e planetas.
(☉ e igual ao raio solar (R☉), medida para calcular as grandezas estrelares junto à massa solar (M☉).)
Ciclo de vida-cap.1.2
A vida de uma estrela está relacionada à massa que ela possui. Isso porque, dependendo da quantidade de massa, a estrela consumirá mais ou menos combustível. Além disso, o combustível é o que determina e mantém o brilho de uma estrela ou seja, se a estrela não consome muito da massa, mais temperatura e luminosidade ela terá. Estrelas assim são denominadas estrela de sequência principal, como o Sol. Nesse sentido, acredita-se que o brilho do Sol tenha aumentado, aproximadamente, 40%. Isso porque, ele consome apenas 1% de sua massa.
Visto isso, a classificação é definida a partir da temperatura que o corpo apresenta, além da frequência emitida por ela. Vale ressaltar que à olho nu todas as estrelas possuem a mesma cor porque a frequência de radiação emitida por cada ocorre de maneira simultânea.
O tempo que uma estrela viverá dependerá da sua massa. Quanto maior a massa, mais calor e luz ela liberará. Sua morte acontece quando já tiver queimado todo o combustível. Como essa queima origina elementos mais pesados, ela termina apenas quando passa a produzir ferro, que é um processo que consome energia. A partir de então, ela resfria e diminui drasticamente de tamanho, transformando-se completamente em ferro.
Com essa contração, as partículas que estavam na superfície da estrela vão a altíssimas velocidades em direção ao centro, quando se chocam com o núcleo e são ejetadas para o espaço, originando elementos mais pesados que o ferro. Os gases que são liberados no espaço dão origem a uma nova nebulosa, de onde podem surgir novas estrelas.
Se a massa da estrela for considerada pequena, cerca de um terço do Sol, ela virará uma estrela de nêutrons. Já se a massa for maior, ela se transformará em um buraco negro.
As estrelas de sequência principal, chamadas de estrelas anãs, são a absoluta maioria das estrelas no Universo, o Sol, por exemplo, trata-se de uma anã amarela, uma estrela de sequência principal de “baixa temperatura” quando comparada às estrelas mais quentes, como as anãs azuis.
Estágios evolutivos de estrelas de acordo com a sua massa:
Estrelas muito pouco massivas:
Essas estrelas, cujas massas são de até metade da massa solar, eventualmente, resfriam-se após consumir o hidrogênio em seu interior, tornando-se teoricamente anãs brancas formadas exclusivamente por hélio, entretanto, o tempo de vida calculado para esse tipo de estrelas é maior que o do próprio Universo, por isso as estrelas existentes ainda se tornarão anãs brancas.
Estrelas pouco massivas: Nos seus estágios finais de vida, estrelas de até 2,5M☉ passam a formar átomos de carbono e oxigênio em seu núcleo. Com a diminuição de suas massas e a consequente diminuição de seu campo gravitacional, essas estrelas tornam-se gigantes. Durante sua expansão, essas estrelas expelem suas camadas exteriores, formando nebulosas planetárias.
Estrelas de massa intermediária: Essas estrelas têm uma evolução parecida com as estrelas pouco massivas, depois de sua expansão, deixam para trás apenas o seu núcleo, dando origem a estrelas anãs.
Estrelas massivas: Após ter fundido todo o seu hidrogênio, essas estrelas expandem-se, tornando estrelas supergigantes, nesse período, passam a fundir elementos pesados até que sua gravidade não consiga suportar a força das reações nucleares, quando isso acontece, essas estrelas explodem, lançando o seu conteúdo pelo espaço a velocidades altíssimas
Tipos de estrelas-cap.2
Existem diversos tipos de estrelas. Essa designação depende de duas coisas: da classificação espectral, que diz respeito à temperatura da estrela e ao tamanho e massa da estrela. A classificação espectral é dada em cores. Em ordem crescente de temperatura, temos as estrelas vermelhas, laranjas, amarelas, amarelas-brancas, brancas, azuis-brancas e azuis.
Em alguns casos, estrelas supermassivas, com massas superiores a três massas solares, podem se colapsar, dando origem aos buracos negros. Os buracos negros não permitem que a luz escape do seu interior em razão de sua enorme gravidade.
No entanto, em volta dos buracos negros é possível observar os discos de acreção: são os gases de outras estrelas que os orbitam. Quando acelerados em direção ao horizonte de eventos, a região dos buracos negros de onde nada escapa, os gases são aquecidos, passando a emitir diversas frequências de ondas eletromagnéticas.
Classificação das estrelas:
A definição por cores diz respeito ao pico de frequência emitida pela estrela e a relacionada à temperatura de emissão do corpo. Como as estrelas produzem quase todas as frequências de radiação simultaneamente, ao olho humano todas parecem-se esbranquiçadas ao serem vistas a olho nu.
Estrelas azuis: São estrelas extremamente quentes, a temperatura de sua superfície pode atingir 30.000 K, são estrelas muito “novas” em comparação com os demais tipos de estrelas. A maioria dessas estrelas foi criada há menos 40 milhões de anos.
Anãs amarelas: Assim como o Sol, essas estrelas são muito antigas, existindo há bilhões de anos. O futuro dessas estrelas é o de se tornar uma gigante vermelha.
Anãs vermelhas: São as estrelas mais comuns, representam cerca de 73% das estrelas do Universo. Seu brilho é fraco, são estrelas pouco massivas.
Gigantes azuis: São estrelas de temperaturas superiores a 10.000 K, muito massivas, podendo apresentar até 250 vezes a massa do Sol.
Supergigantes azuis: São raras, extremamente quentes e brilhantes, podem apresentar até mil vezes a massa solar.
Anãs brancas: Essas estrelas são formadas pelos núcleos de outras estrelas que ejetaram suas camadas externas, essas estrelas já não produzem mais fusões nucleares e comumente rotacionam em torno de seus eixos com velocidades muito altas.
Estrelas de nêutrons: São estrelas que foram tão comprimidas que todos os seus prótons e elétrons ejetaram-se em razão da repulsão elétrica. São muito pequenas, têm entre 5 e 15 km de raio e suas temperaturas excedem centenas de milhares de graus Celsius.
Estrelas gigantes azuis e supergigantes vermelhas-cap.2.1
São extremamente quentes e luminosas, com temperaturas à superfície entre 20.000 e 50.000K. Têm tipicamente de 10 a 50 massas solares e podem atingir um raio 25 vezes superior ao raio do Sol. Esse raro tipo de estrelas está entre as estrelas mais quentes e brilhantes conhecidas no Universo.
Por causa de suas grandes massas estas estrelas têm uma expectativa de vida relativamente baixa e são observadas principalmente em jovens estruturas cósmicas tais como aglomerados abertos, nos braços de galáxias espirais e em galáxias irregulares. Supergigantes azuis raramente são observadas nos núcleos de galáxias espirais, galáxias elípticas ou aglomerados globulares, que geralmente têm estrelas mais velhas.
As gigantes azuis e supergigantes vermelhas são quentes e brilhantes. Essas estrelas são pelo menos dez vezes maior do que o Sol Os gigantes azuis são extremamente luminosas em magnitude absoluta -5, -6 e muito mais. Muito grande, eles rapidamente consumir os seus hidrogênio e sua vida útil é muito curta na faixa de 10 a 100 milhões de anos atrás, muito raro na Via Láctea. Quando o hidrogênio em seu coração foi consumido, em seguida, mescla o azul gigante de hélio. Suas camadas exteriores inchar e sua temperatura de superfície cai para tornar-se uma supergigante vermelha. A estrela então produz elementos mais pesados de ferro, níquel, cromo, cobalto, titânio...Neste ponto, as reações de fusão parar e a estrela torna-se instável. Ela explode em uma supernova e morrer .A explosão deixou para trás um coração estranho de assuntos que permanecem intactos. Este cadáver é, de acordo com sua massa, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.
Estrelas anãs- cap.2.2
Uma estrela anã é caracterizada pelo conjunto de várias estrelas, com diferentes cores e que, normalmente, são “pequenas”. Apesar do tamanho, são bastante densas.
Em algumas de suas variações a porcentagem, dentre todos os tipos de estrelas, é bem grande. Esse valor, portanto, equivale a 75% das 250 bilhões de estrelas existentes. Além disso, sua composição consiste, basicamente, do interior das nuvens de gás e poeiras.
Tipos de estrela anã:
Anã castanha ou marrom: As estrelas anãs castanhas ou marrons são consideradas “estrelas fracassadas”. Sua massa é equivalente a 0,08 a massa do sol e seu brilho não é tão ofuscante, ou seja, não possuí tanta produção de calor. Devido às suas características, esse astros castanhos não conseguem se sustentar acesa.
Estrela anã vermelha: As anãs vermelhas são, certamente, as mais comuns na Via Láctea, portanto, carrega uma massa de 7,5% a 50% em relação ao sol. Além disso, suas pequenas massas se autos sustentam o suficiente para manterem o calor necessário para realizar fusão.
Anã negra: O mais interessante da Estrela anã negra é que ela é o resultado do enfraquecimento da emissão de calor da anão branca. Ou seja, enquanto não houver o fim de umas dessas estrelas brilhantes, não haveremos de ter uma dessas proto estrelas negras.
Estrela anã amarela: Essas são quase brancas e possuem 10% de presença no espaço. Com aproximadamente 6 000° C, ela é uma estrela anã média fácil de se ver. Um bom exemplo dessa estrela é o sol e quando ela chega ao seu fim, ou seja, perde todo o seu hidrogênio, ela se torna uma anã vermelha.
Anã branca: Por fim, essas estrelas são similares ao sol e podem chegar a temperatura de 10,000 K. O seu interior costuma ser bastante denso e isso, ao contrário do óbvio, faz com que ela se torne pequena. Quanto menor a massa, menor será o raio, podendo, portanto, chegar a zero.
Estrela de nêutrons-cap.2.3
Caracterizadas como um dos possíveis estágios finais da evolução estrelar, as estrelas de nêutrons são corpos celestes que se formam através da explosão termonuclear de estrelas com massa oito vezes superior a do Sol. 
Esse fenômeno é consequência da fusão nuclear, onde ocorre o consumo de todo o hidrogênio e o hélio passa por um longo processo de transformação (milhões de anos), até chegar ao ferro. Com isso, o núcleo fica tão denso que não consegue suportar o próprio peso, e libera uma enorme quantidade de energia, que provoca
a “destruição” da estrela.
Essa explosão promove a junção de prótons e elétrons, formando corpos celestes extremamente compactos e densos, não havendo mais a presença de átomos, e sim um grande aglomerado de nêutrons, ou seja, as estrelas de nêutrons.
As principais características das estrelas de nêutrons são: núcleo grande e formado principalmente por nêutrons, muito massiva (matéria sólida), alta gravidade, baixíssima radiação, período de rotação extremamente rápido, alta densidade, campo magnético muito forte.
Formação de um buraco negro-cap.3
Para entender a formação dos buracos negros, é preciso primeiro entender o mecanismo por trás das supernovas do colapso do núcleo. O paradigma atual é baseado em uma explosão impulsionada pela deposição de energia dos neutrinos. Um choque é produzido quando o núcleo interno de uma estrela massiva colapsa e salta. O choque cessa devido à dissociação e às perdas de neutrinos, mas deixa para trás um gradiente de entropia instável. Este gradiente de entropia inicia uma camada convectiva na borda do choque parado, que cresce até a superfície da estrela de proto-nêutrons. O aquecimento por neutrinos impulsiona ainda mais a convecção à medida que o material frio flui para a estrela proto-nêutrons, aquece por absorção de neutrinos e sobe e se expande antes de perder sua energia através da emissão de neutrinos. A borda externa da camada de convecção é limitada por um choque de acreção à medida que a estrela continua a colapsar sobre si mesma. A pressão do aríete do choque.
Os buracos negros são formados a partir de colapsos gravitacionais de corpos celestes. Esses fenômenos ocorrem quando a pressão interna de um corpo (geralmente estrelas) é insuficiente para manter sua própria massa. Assim, quando o núcleo da estrela entra em colapso devido à gravidade, o corpo celeste explode liberando enormes quantidades de energia em um evento conhecido como supernova.
Durante a supernova, em uma fração de segundo, toda a massa da estrela é comprimida em seu núcleo enquanto se move à aproximadamente 1/4 da velocidade da luz (inclusive, é neste exato momento que os elementos mais pesados do universo são criados).
Em seguida, a explosão dará origem a uma estrela de nêutron ou, se a estrela for grande o suficiente, o resultado será a formação de um buraco negro, cuja quantidade astronômica de massa concentrada cria o já mencionado campo gravitacional. Nele, a velocidade de escape (velocidade necessária para que alguma partícula ou radiação resistisse à atração) deve ser, no mínimo, maior que a velocidade da luz.
Estrutura-cap.3.1
Buracos negros existem em diversos tamanhos. Os menores conhecidos pela ciência são chamados de buracos negros primordiais e acredita-se que possuem o tamanho de um átomo, mas com a massa total de uma montanha.
Os buracos negros medianos (cuja massa é de até 20 vezes a massa total do sol) são chamados de estelares. Nessa categoria, o menor buraco negro descoberto possui 3.8 vezes a massa solar.
Os maiores buracos negros catalogados são chamados de supermassivos, muitas vezes encontrados no centro de galáxias. A título de exemplo, no centro da Via Láctea se encontra o Sagittarius A, um buraco negro com massa equivalente a 4 milhões de vezes a massa do sol.
Até o momento, o maior buraco negro conhecido se chama S50014+81, cuja massa equivale a quarenta bilhões de vezes a massa do sol.
Os buracos negros são invisíveis uma vez que seu campo gravitacional é inescapável até mesmo para a luz. Assim, um buraco negro tem a aparência de uma superfície escura da qual nada é refletida e não existem evidências do que ocorre com os elementos que são sugados por ele. No entanto, partindo da observação dos efeitos que eles causam em seus arredores, a ciência estrutura os buracos negros em horizonte de eventos, singularidade e ergosfera.
Horizonte de eventos
A fronteira do campo gravitacional do buraco negro a partir da qual não se observa nada é denominado horizonte de eventos ou ponto de não retorno.
Apesar de ser, na verdade, apenas consequências gravitacionais, o horizonte de eventos é considerado parte da estrutura de um buraco negro por ser o início da área observável do fenômeno.Sabe-se que seu formato é perfeitamente esférico em buracos negros estáticos e oblíquo nos buracos negros rotativos.
Devido à dilatação gravitacional do tempo, a influência que a massa do buraco negro exerce no espaço-tempo faz com que o horizonte de eventos, mesmo fora do seu raio de alcance, cause os seguintes efeitos:
Para um observador distante, um relógio próximo do horizonte de eventos se moveria mais lentamente do que outro mais afastado. Assim, qualquer objeto sendo sugado pelo buraco negro pareceria desacelerar até parecer paralisado no tempo.
Para um observador distante, o objeto que se aproxima do horizonte de eventos assumiria um tom avermelhado, consequência do fenômeno físico conhecido como desvio para o vermelho, conforme a frequência da luz é reduzida pelo campo gravitacional do buraco negro.
Do ponto de vista do objeto, o tempo passaria em velocidade acelerada para todo o universo, enquanto para si, o tempo passaria normalmente.
Singularidade
O ponto central de um buraco negro, onde a massa da estrela se tornou infinitamente concentrada é denominado singularidade, da qual pouco se sabe a respeito. Em teoria, a singularidade contém a massa total da estrela que entrou em colapso, somada à massa de todos os corpos sugados pelo campo gravitacional, mas não possui volume ou superfície.
Ergosfera
A ergosfera é uma zona que contorna o horizonte de eventos nos buracos negros rotativos, na qual é impossível um corpo celeste permanecer parado.
segundo a relatividade de Einstein, qualquer objeto rotativo tende a arrastar o espaço-tempo próximo a ele. Em um buraco negro rotativo, esse efeito é tão forte que seria necessário que um corpo celeste se movesse no sentido contrário em uma velocidade maior que a da luz para permanecer parado.
É importante não confundir os efeitos da ergosfera com os efeitos do horizonte de eventos. A ergosfera não atrai objetos com o campo gravitacional. Assim, qualquer coisa que entre em contato com ela será apenas deslocada no espaço-tempo e só será atraída caso cruze o horizonte de eventos.
Teorias-cap.4
O físico teórico alemão Albert Einstein formulou um conjunto de hipóteses relacionadas à gravitação que serviram como base para o surgimento da física moderna. Esse conjunto de ideias recebeu o nome de Teoria da Relatividade Geral, no qual o cientista fez diversas observações inovadoras acerca dos efeitos gravitacionais dos buracos negros.
Para Einstein, os buracos negros são “deformações no espaço-tempo causadas pela quantidade massiva de matéria concentrada”. Suas teorias promoveram um rápido progresso da área e possibilitaram a classificação dos diferentes tipos de buracos negros.
Buraco negro de Schwarzschild:
O buraco negro de Schwarzschild é caracterizado por uma área ao seu redor chamada de horizonte de eventos, a qual fica situada sobre o raio de Schwarzschild comumente chamado de raio do buraco negro. Um corpo massivo sem rotação e sem carga elétrica que tiver seu raio menor que o raio de Schwarzschild necessariamente será um buraco negro. Uma solução para as equações de campo de Einstein devem ser válidas para qualquer corpo de massa, portanto a princípio o buraco negro de Schwarzschild de qualquer massa poderia existir se a natureza fosse competente o suficiente para formar um.
Buraco negro de Kerr:
Os buracos negros de Kerr não possuem carga elétrica mas rotacionam em torno do seu eixo.
Buraco negro de Reissner-Nordstrom:
Os buracos negros de Reissner-Nordstrom possuem carga elétrica mas não rotacionam em torno do seu eixo.
Buraco negro de Kerr-Newman:
Os buracos negros de Kerr-Newman possuem carga elétrica e rotacionam em torno do seu eixo.
Em teoria, todos os tipos de buracos negros eventualmente se tornam buracos negros de Schwarzschild (estáticos e sem carga elétrica) quando perdem energia o suficiente e
param de rotacionar. Esse fenômeno é conhecido como Processo Penrose. Nesses casos, a única maneira de diferenciar um buraco negro de Schwarzschild de outro é através da medição da sua massa.
Radiação de Hawking-cap.4.1
Uma compreensão básica do processo pode ser conseguida ao se imaginar que a radiação do par partícula-antipartícula é emitida na superfície do horizonte de eventos. Esta radiação não vem diretamente do buraco negro em si, mas, antes, é o resultado de partículas virtuais sendo "induzidas" pela gravidade do buraco negro a se tornar reais.
Numa visão mais precisa, mas ainda muito simplificada do processo de vácuo causam um par de partícula-antipartícula a aparecer próximo ao horizonte de eventos de um buraco negro. Uma do par cai no buraco negro, enquanto a outra escapa. A fim de preservar o total de energia, a partícula que caiu no buraco negro assume uma energia negativa (em relação a um observador fora do buraco negro). Através deste processo o buraco negro perde massa, bem como, a um observador externo, parece que o buraco negro acaba de emitir uma partícula.
Uma diferença importante entre a radiação de buraco negro como calculada por Hawking e a radiação térmica emitida a partir de um corpo negro é que, esta última é de natureza estatística, e só a sua média convém ao que é conhecido como a Lei de Planck da Radiação , enquanto a primeira satisfaz esta lei exatamente. Assim, a radiação térmica contém informações sobre o corpo que a emitiu, enquanto a radiação Hawking parece não conter esse tipo de informação, e depende apenas de massa, momentum angular e carga do buraco negro. Isto leva ao Paradoxo da informação em buracos negros.
Buraco negro NGC 1277-cap.4.2
Um grupo de astrônomos identificou um buraco negro gigante - o segundo mais pesado já observado da Terra - em uma galáxia menor até do que as que costumam abrigar formações desse tipo, bastante modestas.
A galáxia NGC 1277, tem só um quarto do tamanho da Via Láctea, onde fica a Terra. No entanto, ele 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.
Além disso, tem uma massa cerca de 17 bilhões de vezes maior que a do nosso sol.
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.
No caso do Sagitário A, a massa é calculada com base na identificação de estrelas individuais. Mas para os mais de 100 buracos negros que já foram observados em outras galáxias, é feito uma estimativa aproximada a partir da velocidade de "dispersão" das estrelas que estão em suas imediações.
As observações do buraco negro da NGC 1277 foram feitas pelo telescópio Hobby-Eberly, localizado no estado americano do Texas, como parte de um projeto no qual estão sendo observadas 900 galáxias.
O astrônomo Remco van den Bosch e seus colegas ficaram surpresos ao se dar conta que grandes buracos negros poderiam ser encontrados em pequenas galáxias.
Um "buraco negro médio" poderia ter uma massa equivalente a 1.000 sóis, mas ser menor que a terra.
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.
"Em geral fazemos um modelo da galáxia (que estamos estudando) e calculamos todas as órbitas possíveis das estrelas (que pertencem a ela)", explicou Van den Bosch à BBC. "É como montar um quebra-cabeça, analisamos essas órbitas
(possíveis) para tentar reproduzir uma galáxia que tem as mesmas velocidades estelares que medimos (com ajuda do telescópio)."
Com tais cálculos, 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.
Buraco branco-cap.5
Buraco branco é previsto pela teoria da relatividade que funciona como um buraco negro de tempo-invertido. Como um buraco negro é uma região no espaço em que nada pode escapar, a versão tempo-invertida do buraco branco é uma região no espaço em que nada pode cair.
Acreditam que buracos brancos teóricos poderia ser simplesmente antigos buracos negros que começaram a expelir toda a matéria e as informações que eles sugaram ao longo do tempo, o que significa que a informação não foi perdida para sempre.
Os buracos brancos aparecem como parte de uma das soluções de Karl Schwarzschild para as equações da relatividade geral de Einstein, em que é descrito um buraco de minhoca de Schwarzschild. Em uma das pontas do buraco de minhoca há um buraco negro sugando matéria, luz e tudo mais, e, na outra ponta, um buraco branco, expelindo matéria e luz.
ainda existe a teoria de que o próprio Big Bang era um buraco branco supermassivo. Este conceito foi explorado, mas também é altamente teórico, uma vez que não é consistente com a atual teoria dominante de que o universo não teria surgido a partir de uma explosão de um único ponto, mas sim inflado a partir desse ponto, passando 500 milhões de anos na escuridão.
Conclusão
Enfim assim conclui-se que buraco negro é um fenômeno espacial de proporções elevadíssimas e com a massa extremamente compacta, resultando em um campo gravitacional tão forte que nenhum tipo de partícula ou radiação consegue sair.
Considerando que até mesmo a luz é sugada, a presença de um buraco negro é constatada pelas consequências gravitacionais observáveis em seus arredores, especialmente pelas mudanças de órbitas de corpos celestes próximos, que passam a ser atraídos para o buraco negro. Além disso, astrônomos e cientistas afirmam que um buraco negro consegue ser observável por decorrência da sua emissão de luz.
Obras Citadas
Misterios do Universo. (27 de Outubro de 2018). Acesso em 25 de Agosto de 2019, disponível em Misterios do Universo: https://www.misteriosdouniverso.net/
Borges, D. (5 de Março de 2020). R7. Acesso em 23 de Agosto de 2020, disponível em Conhecimento Cientifico: https://conhecimentocientifico.r7.com/estrelas/
Cesar, C. (1 de Abril de 2017). Globo.com. Acesso em 19 de Outubro de 2019, disponível em Revista Galileu: https://revistagalileu.globo.com/Ciencia/Espaco/noticia/2020/04/hubble-encontra-evidencias-de-raro-buraco-negro-de-massa-intermediaria.html
Dienel, R. (07 de dezembro de 2017). BBC. Acesso em 14 de Setembro de 2019, disponível em News Brasil: https://www.bbc.com/portuguese/geral-42264978
Gouveia, R. (04 de Abril de 2018). Significados. Acesso em 26 de Setembro de 2019, disponível em Ciencia: https://www.significados.com.br/?s=buraco+negro
Helerbrock, R. (14 de Novembro de 2018). UOL. Acesso em 23 de Agosto de 2020, disponível em Mundo Educaçao: https://mundoeducacao.uol.com.br/fisica/estrelas.htm
Pannarale, F. (27 de Fevereiro de 2017). journals aps. Acesso em 17 de Setembro de 2019, disponível em Physical Reviw: https://journals.aps.org/prb/abstract/10.1103/PhysRevB.16.3829
Romanzoti, N. (8 de Abril de 2018). hypescience. Acesso em 15 de Setembro de 2019, disponível em Espaço: https://hypescience.com/telescopio-de-horizonte-de-eventos-fotografa-buraco-negro-cuspindo-radiacao/
Scharf, C. (2016). Segredos da gravidade. Nova Iorque: Zahar.
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Anexos-1
Primeira foto real de um buraco negro tirada dia 10 de Abril de 2019
mapa de um buraco negro: (seguindo a lista na lateral)Singularidade, horizonte de eventos, esfera de fótons, jatos de luz, orbita interna estável e disco de rotação.
Anexo-2
 O buraco negro NGC 1277 capas de engolir nosso sistema solar inteiro.
Anexo-3
O ciclo de vida de uma estrela ate a formação de um buraco negro: (linha de baixo)
Nebulosa estelar, estrela maciça, superestrela vermelha, super novar ou buraco negro (imagem abaixo), ou estrela de nêutrons (imagem acima)
Anexo-4 
Mapa de um buraco negro visto em “3D” mostrando a barreiras da singularidade e do horizonte de eventos.
Anexo-5
Relação entre o buraco negro é-o buraco branco ,pois sua existência só seria possível se houvesse a ligação direto com o buraco negro as singularidade entre eles.
Anexo-6
 As estrelas de sequência principal geralmente seguem as etapas acima.
 Tipos de estrelas de acordo com a cor.
 
Anexo-7
A explosão de um estrela é denominada de supernova.
O Sol é uma estrela de sequência principal. Na foto, é possível ver detalhes de sua superfície
Anexo-8
	 O interior de uma estrela de nêutrons.
 Peso dos corpos na teia da realidade.