Há um desenho que os físicos teóricos repetem há décadas quando querem mostrar o que acontece no instante em que dois buracos negros se encontram. Com o tempo correndo de baixo para cima, ele lembra uma calça. Cada perna é o horizonte de um dos buracos negros avançando no tempo; as duas se aproximam, se tocam no gancho e se fundem num cós único, o horizonte do buraco negro final, maior e mais pesado que cada um dos anteriores. Agora rode o filme ao contrário. Um único buraco negro, quieto no espaço, estreita a cintura, abre duas pernas e vira dois. Na brincadeira séria dos teóricos, a pergunta ganhou um nome que parece piada de corredor de congresso: um buraco negro pode vestir calças?

A resposta mais completa já dada a essa pergunta acaba de sair nas páginas da Physical Review D, uma das principais revistas de física de partículas, gravitação e cosmologia. O artigo, publicado em 22 de outubro de 2026 no volume 114 da revista, depois de ter sido aceito no início de setembro, é assinado por quatro teóricos: Giacomo Cacciapaglia, pesquisador do CNRS no Laboratório de Física Teórica e Altas Energias (LPTHE), mantido pela Sorbonne Université e pelo CNRS em Paris; Manuel Del Piano e Vania Vellucci, do Centro de Teoria Quântica (ℏQTC) e do Instituto Dinamarquês de Estudos Avançados, na Universidade do Sul da Dinamarca, em Odense; e Francesco Sannino, diretor desse mesmo centro e professor da Universidade de Nápoles Federico II, na Itália.

Em vez de propor um mecanismo exótico e defendê-lo, o grupo fez algo mais trabalhoso: um levantamento sistemático de tudo o que impede um buraco negro de se partir e de tudo o que poderia, em princípio, abrir uma brecha. O veredito é este. Dentro da relatividade geral de Einstein, no espaço-tempo de quatro dimensões em que vivemos, a porta está praticamente trancada: um buraco negro sem rotação jamais se divide, e um buraco negro em rotação só teria alguma chance se estivesse girando no limite máximo que a teoria permite. Basta afrouxar uma das hipóteses de partida, porém, para o quadro mudar. Com dimensões extras, com uma gravidade ligeiramente diferente da de Einstein ou com horizontes deformados por campos de matéria, a fragmentação passa a ser permitida, e às vezes até favorecida.

Os autores resumem a situação com uma metáfora de alfaiataria. A relatividade geral clássica em quatro dimensões, escrevem eles, impõe aos buracos negros um código de vestimenta rigoroso, e basta mudar o número de dimensões do espaço-tempo, a ação que define a teoria da gravidade ou a topologia do horizonte para abrir as portas a calças da moda. A questão não é um exercício de salão. Se buracos negros pudessem se fragmentar, existiria um caminho alternativo para fabricar buracos negros com massas fora das faixas que os processos astrofísicos conhecidos conseguem produzir, e esse caminho deixaria marcas no céu.

Estrelas massivas que colapsam deixam para trás objetos de poucas a muitas dezenas de massas solares; os buracos negros supermassivos, nos centros das galáxias, chegam a bilhões. Um mecanismo de fragmentação poderia gerar pedaços muito menores, que os próprios Cacciapaglia e Sannino já haviam chamado, num trabalho anterior, de morsels, palavra inglesa para bocados ou migalhas. Pequenos o bastante, esses fragmentos evaporariam pela radiação prevista por Stephen Hawking em escalas de tempo acessíveis aos instrumentos atuais. O raciocínio também funciona na direção oposta. Os buracos negros observados, com uma enorme variedade de massas e de rotações, parecem estáveis, e essa estabilidade impõe limites severos a qualquer teoria que preveja fragmentação fácil demais.

Em comunicado divulgado pela Universidade do Sul da Dinamarca, Sannino aposta que buracos negros primordiais pequenos seriam mais propensos a se dividir do que os grandes buracos negros astrofísicos. Ele sugere ainda que uma divisão poderia ser flagrada de forma indireta, com telescópios de raios gama como o Fermi-LAT, a bordo do observatório espacial Fermi, da NASA, à procura do brilho de fragmentos minúsculos nascidos durante fusões de buracos negros. Antes de chegar a esse ponto, o estudo precisa atravessar um terreno conceitual cheio de armadilhas, a começar pelo nome escolhido para o artigo, que soa como brincadeira e não é.

O título, When Black Holes Admit Pair-of-pants Topologies, algo como “quando buracos negros admitem topologias de calça”, tem raízes na matemática. Na topologia, o ramo que estuda as formas sem se importar com distâncias, uma calça é uma superfície precisa: uma esfera da qual se retiraram três discos, deixando três bordas circulares, uma para a cintura e uma para cada perna. Os matemáticos sabem que superfícies complicadas podem ser recortadas em calças, como um quebra-cabeça de peças do mesmo tipo. Os físicos de cordas também conhecem a figura de perto, porque a folha que uma corda fechada varre no espaço-tempo, quando ela se divide em duas, tem exatamente esse formato.

Para entender por que a pergunta é difícil, é preciso lembrar o que define um buraco negro. Ele é, antes de tudo, uma região do espaço-tempo de onde nada escapa, nem mesmo a luz, delimitada por uma fronteira chamada horizonte. A primeira solução das equações de Einstein a descrever um objeto assim foi encontrada por Karl Schwarzschild em 1916 e representa um buraco negro sem rotação e sem carga elétrica, perfeitamente esférico. Em 1963, o matemático neozelandês Roy Kerr encontrou a solução para o caso que importa na natureza, o de um buraco negro que gira. Toda a discussão do novo estudo passa por esses dois personagens, o buraco negro de Schwarzschild e o de Kerr.

Há uma sutileza que os autores tratam com cuidado: existem dois tipos de horizonte. O horizonte de eventos é uma demarcação global, definida pelo destino final dos raios de luz, e um ponto está dentro dele se nenhum sinal emitido dali jamais chegar ao infinito. Por isso os relativistas dizem que ele é teleológico, já que só é possível saber onde ele está conhecendo o futuro inteiro do Universo. O horizonte aparente é mais prático e ligado a cada instante: é a superfície mais externa em que a luz, mesmo apontada para fora, deixa de conseguir se afastar. Ele depende de como se fatia o espaço-tempo em instantes sucessivos, e é esse horizonte, fotografado fatia por fatia, que o estudo usa para contar quantos buracos negros há em cena.

A distinção importa por causa de um teorema de Roger Penrose sobre o comportamento dos horizontes em larga escala. Num espaço-tempo bem-comportado, que os especialistas chamam de fortemente previsível do ponto de vista assintótico, os raios de luz que formam o horizonte de eventos não podem ter um ponto final no futuro. Traduzindo, horizontes de eventos não se bifurcam, e buracos negros não vestem calças. O teorema, lembram os autores, não proíbe toda forma de fragmentação; ele mostra o preço. Uma divisão verdadeira do horizonte de eventos num cenário clássico exigiria que a própria previsibilidade do espaço-tempo desmoronasse, algo associado ao surgimento de singularidades nuas, pontos de curvatura infinita expostos ao restante do cosmos, sem horizonte que os esconda.

Essas singularidades nuas são o alvo da conjectura da censura cósmica, proposta pelo próprio Penrose em 1969, que tenta bani-las da natureza. Há ainda outro cuidado. Nem todo encontro que termina com vários buracos negros exige um horizonte partido. Quando dois buracos negros passam raspando um pelo outro e seguem caminhos separados, com massas e giros alterados pela interação, nada se divide, desde que não chegue a se formar uma região aprisionada comum aos dois. Processos assim, com dois buracos negros entrando e dois saindo, aparecem em simulações de colisões a altíssima velocidade, como as publicadas em 2008 por Ulrich Sperhake, Vitor Cardoso, Frans Pretorius, Emanuele Berti e José González.

Num terreno assim minado, os quatro físicos escolheram uma estratégia deliberadamente modesta. Em vez de simular a dinâmica que transformaria um buraco negro em dois, a região que a primeira figura do artigo marca apenas como “dinâmica desconhecida”, eles comparam fotografias. De um lado, uma fatia do espaço-tempo com um único horizonte quase estático; do outro, uma fatia com dois. Entre as duas, o grupo aplica dois filtros. O primeiro é o da entropia, segundo o qual estados com mais entropia são estatisticamente favorecidos. O segundo é o da cinemática: as leis de conservação de energia e de momento angular, somadas à exigência de que os pedaços consigam de fato se afastar em vez de voltar a se fundir.

A entropia é a peça central desse raciocínio. Na física estatística, ela mede quantos arranjos microscópicos diferentes um sistema admite sem mudar de aparência vista de fora. Um baralho tem uma única ordem de fábrica e cerca de 8 × 10⁶⁷ ordens possíveis, e é por isso que um baralho embaralhado nunca volta sozinho à sequência original. A segunda lei da termodinâmica afirma que, num sistema isolado, a entropia total não diminui. Nos anos 1970, Jacob Bekenstein e Stephen Hawking mostraram que os buracos negros entram nessa contabilidade: a entropia de um buraco negro é proporcional à área do seu horizonte, e ele tem uma temperatura e irradia como um corpo aquecido, ainda que de modo extremamente tênue.

Antes disso, em 1971, Hawking já havia demonstrado o teorema da área: nos processos clássicos, a área total dos horizontes nunca encolhe. A previsão ganhou confirmação observacional direta há pouco tempo. Em janeiro de 2025, os detectores do LIGO registraram o sinal GW250114, emitido pela fusão de dois buracos negros com algo entre 30 e 40 vezes a massa do Sol cada um, o sinal mais nítido captado até então. A análise da colaboração LIGO-Virgo-KAGRA, publicada em setembro de 2025 na Physical Review Letters, mostrou que a área total dos horizontes passou de cerca de 240 mil quilômetros quadrados, quase a área do estado de São Paulo, para cerca de 400 mil, mais do que todo o Mato Grosso do Sul, com 99,999% de confiança.

Um estudo independente, feito por outra equipe com o sinal GW230814 e divulgado na Science Bulletin, chegou à mesma conclusão. Com a régua da entropia na mão, o caso mais simples se resolve em uma linha de álgebra. A entropia de um buraco negro de Schwarzschild cresce com o quadrado da massa. Imagine um buraco negro de 10 massas solares que se dividisse em dois de 5. A entropia inicial seria proporcional a 10 ao quadrado, ou 100; a final, a 5 ao quadrado mais 5 ao quadrado, ou 50. Seria como apagar 50 unidades de entropia de uma só vez, em flagrante violação da segunda lei. Qualquer divisão, simétrica ou não, leva ao mesmo tipo de resultado, porque o quadrado de uma soma é sempre maior que a soma dos quadrados.

Para buracos negros sem rotação, a resposta é um não categórico. Com a rotação, a conversa muda de tom. Para uma mesma massa, quanto mais rápido um buraco negro de Kerr gira, menor é a sua entropia. A rotação tem um teto, atingido quando o parâmetro de rotação, a razão entre o momento angular e a massa, chega a um valor máximo fixado pela própria massa. Um buraco negro nesse limite, chamado extremo, tem exatamente metade da entropia de um buraco negro sem rotação com a mesma massa, como se verifica aplicando a fórmula de Bekenstein e Hawking à solução de Kerr. Em termos termodinâmicos, um buraco negro girando no limite é um objeto pobre em entropia, e isso abre uma brecha que não existe no caso de Schwarzschild.

A brecha funciona assim. Se parte do giro do buraco negro original pudesse ser transferida para o movimento orbital de dois fragmentos sem rotação, que se afastassem um do outro em trajetórias curvas, a entropia do estado final poderia empatar com a do estado inicial ou até superá-la. O problema é que nada sai de graça. Para que um fragmento ganhe velocidade, uma parte da massa original precisa virar energia cinética, e essa energia deixa de estar disponível para a massa dos buracos negros finais, cuja entropia encolhe. Os autores transformaram essa tensão entre ganho e custo em contas explícitas, com um modelo enxuto que permite enxergar onde cada efeito vence.

Na conta, um buraco negro de Kerr de massa M, girando rápido, se divide em dois buracos negros sem rotação: um grande, de massa m, e um pequeno, de massa μ, muito menor que o primeiro. Como o pedaço menor é leve, ele pode ser tratado como uma partícula de teste que se move no campo gravitacional do maior, descrito pela solução de Schwarzschild. Os dois nascem colados, com os centros separados pela soma dos raios dos seus horizontes, e o fragmento pequeno recebe uma velocidade inicial. A partir daí, três condições precisam ser satisfeitas ao mesmo tempo para que a divisão faça sentido físico, e cada uma delas puxa a solução para um lado diferente.

A primeira é a condição de fuga: o fragmento menor precisa ter energia suficiente para vencer a barreira de potencial gravitacional e escapar para o infinito, em vez de cair de volta. A segunda é a condição de velocidade, que exige no instante do nascimento uma velocidade radial positiva e fisicamente aceitável, abaixo do limite imposto pela velocidade da luz naquela região de gravidade intensa. A terceira é a condição de entropia, que pede que a soma das entropias dos dois fragmentos supere a do buraco negro original. A entropia prefere que o fragmento principal seja o maior possível. A fuga prefere fragmentos principais mais leves, que segurem com menos força o companheiro.

O resultado aparece na segunda figura do estudo, que examina quatro valores de rotação: 30%, 60% e 89% do máximo, além do próprio limite extremo. Em todos eles, as regiões que satisfazem as condições de velocidade e de entropia se sobrepõem, e um fragmento pode se formar nas vizinhanças do horizonte. Ele só não consegue ir embora. Depois de um intervalo curto, cai de volta e é reabsorvido. A interseção das três condições aparece apenas no painel do buraco negro extremo, numa faixa estreita em que o fragmento principal fica com algo entre 70% e 74% da massa original. Mesmo girando a 89% do limite, o buraco negro não consegue despachar um pedaço para longe.

Por que justamente o limite extremo? A explicação está no comportamento da entropia perto dele. À medida que a rotação se aproxima do máximo, a temperatura de Hawking do buraco negro cai a zero e a sensibilidade da entropia à rotação dispara, tendendo ao infinito. A curva da entropia fica parecida com uma encosta que se torna vertical bem na beira do precipício: ali, um passo mínimo corresponde a uma queda enorme. Tirar um pouquinho de giro de um buraco negro extremo e convertê-lo em movimento orbital produz um salto de entropia grande o bastante para pagar o custo da energia cinética que o fragmento precisa para escapar. Longe do limite, a conta não fecha, e o fragmento volta.

O artigo não estabelece o ponto exato, entre 89% e 100% da rotação máxima, em que a janela se abre. Na natureza, buracos negros alimentados por discos de gás tendem a ser acelerados até perto de 99,8% do máximo, segundo um cálculo clássico de Kip Thorne, de 1974, e algumas medições indicam objetos girando muito perto desse teto. Se esse quase é suficiente, o estudo não diz. O que ele mostra com clareza é que a relatividade geral em quatro dimensões só tolera a divisão de um buraco negro de Kerr num canto extremo do espaço de parâmetros, e que fora dele qualquer pedaço arrancado volta para casa.

Restava saber se esses fragmentos que nascem e voltam teriam tempo de fazer alguma coisa antes do retorno. Se um deles evaporasse pela radiação de Hawking antes de cair de volta, deixaria um rastro observável. O tempo de evaporação de um buraco negro cresce com o cubo da sua massa, de modo que só objetos muito leves somem depressa. Os autores estimaram o tempo de voo do fragmento até o ponto de retorno e o compararam com o tempo de evaporação, num exemplo em que o buraco negro inicial tem apenas 10 massas de Planck. A massa de Planck, escala em que os efeitos quânticos da gravidade deixam de ser desprezíveis, vale cerca de 22 microgramas, menos do que um grão de sal de cozinha.

A terceira figura do artigo mostra que, nesse cenário microscópico, existe uma pequena região em que o fragmento evapora antes de ser reabsorvido, e ela se amplia à medida que a rotação aumenta. Mas a janela só existe para massas próximas da de Planck, com fragmentos abaixo dela. Para buracos negros iniciais maiores, a faixa compatível com a evaporação se desloca e a sobreposição desaparece. Na prática, dentro da relatividade geral em quatro dimensões, um buraco negro de Kerr pode até ensaiar uma divisão, mas o pedaço arrancado é reabsorvido antes de deixar qualquer recado, a menos que tudo aconteça num regime em que a própria teoria de Einstein deixa de merecer confiança.

O panorama muda radicalmente quando se admite que o espaço-tempo tem mais de quatro dimensões, como propõem a teoria das cordas e vários modelos de física além do Modelo Padrão. Os autores apontam duas razões. A primeira é que, com dimensões extras, surgem geometrias que não existem no nosso mundo, como cordas negras e membranas negras, horizontes esticados ao longo das direções adicionais. A segunda é mais sutil. Com mais dimensões, a atração gravitacional enfraquece mais depressa com a distância, enquanto a barreira centrífuga criada pela rotação continua igual. O resultado é que, em dimensões suficientemente altas, um buraco negro pode girar sem teto, algo impossível no Universo de quatro dimensões.

A corda negra é o exemplo mais conhecido. Imagine um buraco negro de Schwarzschild comum, com seu horizonte esférico, esticado ao longo de uma dimensão extra como um tubo. Em 1993, Ruth Gregory e Raymond Laflamme mostraram que esse tubo, quando longo e fino o bastante, é instável. Pequenas ondulações ao longo da corda, com comprimento de onda maior que um valor crítico da ordem do raio do horizonte, não se amortecem: crescem exponencialmente com o tempo. Há uma explicação termodinâmica para isso. Para a mesma massa, uma corda uniforme mais longa que esse comprimento crítico tem menos área de horizonte, e portanto menos entropia, do que um buraco negro localizado, concentrado num ponto da dimensão extra.

O horizonte evolui então para a forma que os especialistas chamam de beads on a string, contas num cordão: bolhas esféricas ligadas por gargalos cada vez mais finos. A analogia mais próxima no cotidiano é o filete de água que sai de uma torneira e se quebra em gotas, efeito da tensão superficial que os físicos de fluidos estudam há mais de um século. Em 2010, Luis Lehner e Frans Pretorius simularam esse processo em computador e viram os gargalos afinarem em cascata até a curvatura divergir num tempo finito, o que expõe uma singularidade nua e viola a censura cósmica, ao menos em cinco dimensões. Aqui, a calça deixa de ser figura de linguagem.

Os buracos negros em rotação no espaço de dimensões extras contam uma história parecida. A solução de Robert Myers e Malcolm Perry, de 1986, descreve buracos negros girantes num espaço-tempo com qualquer número de dimensões. Quando giram muito depressa, no regime chamado ultragirante, esses objetos se achatam como uma panqueca e sua geometria passa a lembrar a de uma membrana negra. Roberto Emparan e Myers mostraram em 2003 que, nesse regime, eles herdam a instabilidade das membranas, e estudos posteriores concluíram que, em mais de cinco dimensões, vários cenários de fragmentação passam a ser entropicamente favorecidos para esses objetos.

O artigo detalha uma dessas possibilidades, ilustrada na quarta figura. Um buraco negro ultragirante de massa M e momento angular J se divide em dois buracos negros sem rotação e de massas iguais, que se afastam em direções opostas, por trajetórias paralelas separadas por uma distância que os físicos associam ao parâmetro de impacto. Todo o giro original vira momento angular orbital do par. A conta mostra que, no regime ultragirante, a soma das áreas dos dois horizontes finais supera a área do horizonte inicial, e a divisão se torna entropicamente favorecida. Essa instabilidade, como a de Gregory e Laflamme, já foi confirmada em simulações numéricas, como as publicadas em 2019 por Tomás Andrade, Emparan, David Licht e Raimon Luna.

Os autores fazem questão de marcar o limite do que essas simulações provam. Elas estabelecem o início da instabilidade, seu desenvolvimento não linear e o aparecimento das contas no cordão. Os gargalos terminais, contudo, chegam a um regime de curvatura divergente, uma singularidade nua clássica, e ninguém demonstrou com rigor que o estado final seja um conjunto regular de buracos negros separados. Mesmo onde a calça é mais literal, o instante exato do corte continua fora do alcance da teoria clássica, e é nesse instante que a teoria de Einstein pede ajuda a uma física quântica da gravidade que ainda não temos.

E o que veria um observador preso às nossas quatro dimensões se isso acontecesse num universo com dimensões extras compactas, pequenas demais para serem notadas? A resposta depende da geometria. No cenário mais simples, viveríamos numa brana, uma espécie de folha de quatro dimensões que forma uma das bordas do volume extradimensional. Se uma corda negra se estendesse da nossa brana para dentro das dimensões extras e se fragmentasse ao longo delas, veríamos apenas a área do objeto encolher aos poucos. Se fosse um buraco negro ultragirante, a fragmentação ocorreria perpendicularmente ao eixo de rotação, e os fragmentos poderiam surgir diretamente diante dos nossos instrumentos.

Mais curioso é o caso em que o buraco negro nem toca a nossa brana. Os autores calcularam a geometria induzida no nosso espaço por um buraco negro esférico que flutua no espaço-tempo de dimensões maiores, a uma distância b da brana, situação ilustrada na quinta figura. O resultado é uma métrica que não é solução das equações de Einstein no vácuo em quatro dimensões; para quem vive na brana, seria como se houvesse ali alguma fonte de gravidade além do vazio. Quando a distância é zero, recupera-se o buraco negro de Schwarzschild. Quando ela cresce, a curvatura cai com a oitava potência da distância e o espaço volta a ser plano. Até uma fragmentação ocorrida inteiramente fora da brana deixaria uma impressão gravitacional mensurável deste lado.

O exercício se repete para um buraco negro girante em cinco dimensões. Se o plano de rotação estiver contido na nossa brana, a geometria que percebemos lembra a de Kerr, com o arrasto de referenciais, o efeito pelo qual um corpo em rotação arrasta o próprio espaço-tempo à sua volta. Se a rotação acontecer só nas dimensões extras, ela fica invisível para nós, e o único sinal é um deslocamento na função que controla o ritmo do tempo perto do objeto. Um buraco negro poderia estar girando furiosamente numa direção para a qual não temos como apontar, e nós perceberíamos apenas uma gravidade ligeiramente diferente da esperada.

A terceira frente do estudo volta às quatro dimensões e a um fenômeno conhecido, a super-radiância. Em 1971, o físico soviético Iakov Zeldovich percebeu que um corpo em rotação pode amplificar as ondas que incidem sobre ele, desde que o padrão da onda gire mais devagar que o corpo. Buracos negros de Kerr fazem o mesmo. Graças à ergosfera, uma região fora do horizonte onde o espaço-tempo é arrastado com tanta força que estados de energia negativa se tornam possíveis, uma onda que bate no buraco negro pode voltar com mais energia do que chegou, roubando um pouco da rotação. É a versão ondulatória do processo de Penrose, em que uma partícula se divide perto do buraco negro, uma metade cai com energia negativa e a outra escapa mais energética que a original.

Se a radiação amplificada ficar presa, refletida de volta para o buraco negro repetidas vezes, cada passagem a amplifica de novo, e a amplitude cresce exponencialmente. William Press e Saul Teukolsky chamaram isso, em 1972, de bomba de buraco negro. O aprisionamento pode vir de uma massa efetiva das partículas ou de um plasma ao redor e, nos cenários usuais, ele é simétrico em torno do eixo de rotação, de modo que o desfecho é só um buraco negro com massa e giro alterados. A novidade proposta pelos autores é o caso em que a armadilha não tem essa simetria. Por analogia com sistemas ópticos, em que se fala de super-radiância fragmentada, a energia extraída poderia se acumular em regiões separadas e duradouras.

Se o processo fosse eficiente o bastante, essas concentrações poderiam gerar companheiros de buraco negro, numa fragmentação aparente em que o horizonte original continua inteiro e conectado. A armadilha assimétrica tem pelo menos um candidato físico plausível: fótons que atravessam o plasma de um disco de acreção ganham uma massa efetiva, e a distribuição desse plasma pode muito bem ser irregular. O obstáculo é de escala. A super-radiância eficiente exige ondas de frequência baixa, com comprimentos de onda comparáveis ao tamanho do buraco negro, e ondas assim não cabem em armadilhas pequenas. Pela estimativa dos autores, um novo buraco negro só surgiria se a massa acumulada numa dessas regiões ficasse confinada dentro do seu próprio raio gravitacional.

Os próprios autores tratam essa via como a mais especulativa do artigo, a ponto de colocar um ponto de interrogação no título da seção dedicada a ela. Para saber se o processo acontece, e com que eficiência, seria preciso simular a evolução completa dos campos super-radiantes numa armadilha sem simetria, algo que ainda não foi feito. Há complicações conhecidas no caminho. Quando a massa dos fótons é induzida por plasma, efeitos não lineares podem soprar o plasma para longe, num fenômeno que a literatura chama de blowout, e desmontar a armadilha antes que ela cumpra seu papel. Trabalhos recentes do grupo de Paolo Pani, em Roma, mostraram que esse efeito compromete seriamente a eficiência do confinamento.

A quarta frente, e a mais fértil, leva a discussão para além da relatividade geral. O teorema da área de Hawking depende de uma hipótese técnica chamada condição de energia nula, que, grosso modo, proíbe densidades de energia negativas medidas ao longo de raios de luz. Os efeitos quânticos violam essa condição. Quando um buraco negro evapora pela radiação de Hawking, um fluxo de energia negativa atravessa o horizonte e a área diminui, contrariando o teorema clássico sem contrariar a física, porque a chamada segunda lei generalizada, que soma a entropia do horizonte à da matéria e da radiação do lado de fora, continua valendo. A pergunta dos autores é se desvios clássicos da teoria de Einstein também podem mexer na lei da área a ponto de favorecer a fragmentação.

O primeiro exemplo é uma família de teorias com correções de curvatura de ordem mais alta, em que a ação de Einstein ganha termos adicionais suprimidos por uma nova escala de energia. Nessas teorias, estudadas por Pablo Bueno e Pablo Cano desde 2016, há extensões simples da solução de Schwarzschild, e tanto o raio do horizonte quanto a entropia, calculada pela fórmula de Robert Wald, diferem das previsões de Einstein. A escala nova não pode ser qualquer uma. As correções alterariam o ringdown, a vibração com que o buraco negro final de uma fusão se acomoda, como um sino depois da batida, e as ondas gravitacionais mantêm o comprimento associado a essa escala abaixo de algo como 30 a 50 quilômetros, o que corresponde a uma energia acima de 4 a 7 × 10⁻¹² elétron-volt.

Todas as contas, nessas teorias, dependem de uma massa de referência construída a partir da massa de Planck e da nova escala de energia. Com os limites observacionais atuais, ela pode chegar a cerca de 13 massas solares, o maior valor permitido. O ponto decisivo é que a entropia de Wald cresce muito para buracos negros pequenos, e é isso que inverte o balanço. Num exemplo em que o buraco negro inicial tem 100 mil vezes a massa de referência, a sexta figura do artigo mostra que a fragmentação aumenta a entropia sempre que o pedaço menor tem menos de 3,2 × 10⁻¹⁶ da massa de referência, com ganho máximo em 10⁻¹⁶. Pedaços maiores que isso voltam a ser proibidos.

Traduzido para um caso astrofísico, o número ganha corpo. Se o buraco negro inicial tiver 10 massas solares, o que nessa conta corresponde a uma massa de referência de um décimo de milésimo da massa do Sol, o fragmento mais provável teria 10⁻²⁰ massa solar, ou 2 × 10¹⁰ quilogramas. São 20 milhões de toneladas, mais ou menos a massa de três Grandes Pirâmides de Gizé ou pouco mais de um quarto do asteroide Bennu, comprimidas num horizonte menor que um próton. Um objeto assim teria uma temperatura de Hawking de trilhões de graus e brilharia em raios gama, o tipo de sinal que Sannino propõe procurar com telescópios como o Fermi-LAT.

A sétima figura estende o resultado a qualquer massa inicial. Para buracos negros mais pesados que a massa de referência, tanto o maior fragmento permitido quanto o mais favorecido encolhem com o cubo da massa inicial: dobrar a massa do buraco negro original divide por oito a massa do pedaço que ele pode soltar. Para buracos negros mais leves que a massa de referência, a entropia passa a favorecer divisões em duas metades iguais. Com isso, os autores concluem que, respeitados os limites atuais, a fragmentação pode ser entropicamente favorecida até para buracos negros de massa astrofísica, desde que os fragmentos sejam muito mais leves que o progenitor.

O passo seguinte amplia o alcance da análise. Muitos modelos alteram a relação entre a massa, o raio do horizonte e a entropia de um buraco negro: os buracos negros regulares, que não têm singularidade no centro, as teorias de gravidade modificada e os buracos negros com correções quânticas. Se a entropia ganha uma correção que pesa mais para buracos negros pequenos, onde a curvatura é maior, a divisão pode se tornar termodinamicamente permitida. Os buracos negros regulares ficam de fora. Para eliminar a singularidade, esses modelos enfraquecem a gravidade no centro, e a matéria precisa chegar mais perto dele para ficar aprisionada. A correção no raio sai negativa, e a fragmentação só seria permitida em massas pequenas demais para que esses modelos ainda descrevam buracos negros.

As correções logarítmicas da entropia contam outra história. Elas aparecem na gravidade quântica em laços, em cálculos baseados na teoria de campos conformes e em descrições de teoria efetiva, e podem dominar a conta quando o buraco negro inicial é pequeno o bastante. Dentro das faixas permitidas para o coeficiente da correção, a entropia passa a aumentar com a divisão. Para buracos negros de massa estelar, a janela só se abriria para fragmentos menores que a massa de Planck, onde nenhuma dessas correções efetivas merece confiança, e por isso os autores não esperam que o mecanismo tenha papel astrofísico. Ele pode pesar, isso sim, na evaporação dos buracos negros e na história dos buracos negros primordiais.

Os buracos negros primordiais, propostos entre os anos 1960 e 1970 por Iakov Zeldovich, Igor Novikov e Stephen Hawking, teriam se formado nos primeiros instantes do Universo, diretamente do colapso de regiões muito densas, sem passar pela morte de estrelas. Eles podem ter praticamente qualquer massa e figuram entre os candidatos a compor ao menos parte da matéria escura. Se buracos negros pequenos se fragmentam com mais facilidade, a distribuição de massas dessa população primordial muda, e com ela mudam os limites que os astrônomos impõem à fração da matéria escura que poderia estar na forma desses objetos. Um mecanismo irrelevante para o buraco negro de Cygnus X-1 pode ser decisivo para um buraco negro com a massa de um asteroide.

Os autores comparam essas vias com um processo sempre disponível em quatro dimensões, mesmo na teoria de Einstein: a emissão, pela radiação de Hawking, de um quantum com energia da ordem da massa de Planck. Pela conjectura do aro, formulada por Kip Thorne em 1972, um objeto suficientemente concentrado vira buraco negro, de modo que essa partícula poderia ser vista como um minúsculo buraco negro arrancado do progenitor. A probabilidade cai exponencialmente com a razão entre a massa do buraco negro e a massa de Planck. Para um buraco negro de uma massa solar, ela é tão pequena que, escrita como número decimal, teria da ordem de 10³⁹ zeros depois da vírgula. Pequena, mas não nula.

É contra essa linha de base que as alternativas além de Einstein devem ser medidas, porque elas podem reduzir drasticamente a supressão para buracos negros pequenos ou para divisões muito assimétricas. A última via do estudo é talvez a mais inesperada, porque não exige abandonar a relatividade geral nem acrescentar dimensões. Ela envolve horizontes calombudos, os bumpy horizons do jargão. Até aqui, todos os buracos negros considerados eram simétricos em torno de um eixo. Em trabalho divulgado no início de 2026, o físico Fabrizio Canfora e colegas mostraram que horizontes deformados podem ser sustentados por matéria comum e fisicamente realista: um condensado superfluido de píons que desenvolve estruturas de vórtice.

Os píons são as partículas mais leves entre as que são feitas de quarks, e um superfluido é um fluido que escoa sem nenhuma viscosidade, como o hélio líquido resfriado a temperaturas próximas do zero absoluto. Num superfluido, os redemoinhos não podem ter qualquer intensidade: eles vêm em unidades discretas, como os degraus de uma escada, e carregam o que os físicos chamam de carga topológica. No modelo de Canfora e colegas, essas cargas deformam o horizonte do buraco negro e alteram tanto a sua massa total quanto a sua entropia, por um mesmo fator que depende da soma das cargas e da constante de decaimento do píon, uma grandeza bem medida da física de partículas.

O caso mais fácil de visualizar é o de um buraco negro de Schwarzschild, sem rotação e sem carga topológica, que se divide em dois buracos negros calombudos com cargas iguais e opostas, de modo que o total continua zero. O fator introduzido pelas cargas muda o balanço. A oitava figura do artigo mostra a região em que a entropia aumenta, em função da razão entre as massas dos fragmentos e da intensidade da carga topológica normalizada, que precisa ficar abaixo de 0,5. A regra que emerge é clara: quanto mais desigual a divisão, menor a carga exigida. Um fragmento com 10% da massa total exige uma carga normalizada de pelo menos 0,18, enquanto uma divisão em duas metades iguais fica fora de alcance.

O artigo insiste, do começo ao fim, numa ressalva que vale para todas essas vias. Um aumento de entropia é condição necessária, mas não suficiente. Os autores recorrem a uma imagem doméstica: um copo estilhaçado tem mais entropia do que um copo inteiro, e nem por isso os copos saltam da prateleira para se espatifar sozinhos. A entropia aponta onde uma instabilidade poderia existir, mas não prova que ela exista. Para isso seriam necessárias análises dinâmicas e simulações não lineares, que até agora só foram feitas para a gravidade quadrática e para os cenários com dimensões extras, justamente os casos em que a instabilidade de fragmentação acabou confirmada.

É por isso que Sannino evita números mágicos. “Ainda não conseguimos dar uma probabilidade única para um buraco negro se dividir”, afirmou no comunicado da universidade dinamarquesa, acrescentando que a resposta depende de como a gravidade se comporta além da teoria de Einstein e que o grupo trabalha para quantificá-la. O estudo também deixa de lado, por escolha, a dinâmica que liga o antes ao depois, a região cinzenta da primeira figura, que exigiria geometrias fora do equilíbrio. E trabalha com estimativas idealizadas, que desprezam a energia levada por ondas gravitacionais durante o processo, uma aproximação que futuras simulações terão de corrigir.

Mesmo com essas limitações, o mapa traçado pelos quatro físicos tem destino certo. Ele importa sobretudo para buracos negros mais leves que os astrofísicos, como os primordiais, e para configurações cinemáticas violentas, como fusões e espalhamentos de buracos negros, em que energia e momento angular circulam em quantidades colossais. Se fragmentos se formarem nesses eventos, serão uma assinatura forte de física além da relatividade geral, com marcas possíveis nas ondas gravitacionais registradas pelo LIGO, pelo Virgo e pelo KAGRA e na radiação de Hawking emitida pelos próprios fragmentos. A busca por um buraco negro que se divide é, no fundo, uma busca por rachaduras na teoria de Einstein.

Quando a física descreve dois buracos negros se tornando um, ela desenha uma calça. Quando pergunta se um pode se tornar dois, descobre que a calça, no nosso Universo, quase nunca serve. O código de vestimenta de Einstein é severo, e o teorema de Hawking, conferido pelo LIGO com cinco noves de confiança, faz o papel de porteiro. Mas o novo estudo deixa anotado, como num bilhete preso à porta do provador, onde estariam as exceções. Se um dia um telescópio de raios gama flagrar o brilho de um fragmento minúsculo nascido no meio de uma colisão, saberemos que algum buraco negro, em algum lugar, trocou de roupa, e que a gravidade guarda no armário peças que Einstein nunca chegou a experimentar.