Em quatro páginas sem nenhuma figura, um físico de 28 anos propôs que o Universo jovem fabricou buracos negros menores que um próton, capazes de atravessar a Terra, formar átomos e se alojar no centro do Sol.

Em 9 de novembro de 1970, uma segunda-feira, a secretaria da Royal Astronomical Society, em Londres, registrou a chegada de um manuscrito de quatro páginas. O autor tinha 28 anos, trabalhava no Instituto de Astronomia Teórica da Universidade de Cambridge e convivia havia sete com o diagnóstico de uma doença degenerativa que, segundo os médicos, já deveria tê-lo matado. O texto não trazia nenhuma figura, nenhuma tabela e apenas uma equação destacada. Propunha, em compensação, que o Universo poderia estar repleto de buracos negros menores que um próton, cada um com a massa de um grão de poeira, capazes de atravessar a Terra inteira sem perder velocidade. Sugeria ainda que um deles talvez já tivesse sido fotografado em laboratório sem que ninguém percebesse, e que uma pequena multidão deles poderia estar alojada, naquele exato momento, no centro do Sol.

O artigo saiu no ano seguinte, no volume 152 da revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, entre as páginas 75 e 78, com o título “Gravitationally Collapsed Objects of Very Low Mass”, algo como “Objetos gravitacionalmente colapsados de massa muito baixa”. A assinatura era de Stephen Hawking, e o cabeçalho informava que o trabalho havia sido comunicado à sociedade por M. J. Rees, o jovem Martin Rees, que décadas depois se tornaria Astrônomo Real britânico. Cinquenta e seis anos se passaram desde aquele protocolo de recebimento, e o documento continua entre os textos fundadores de uma das linhas de pesquisa mais movimentadas da cosmologia atual, a dos buracos negros primordiais. Relê-lo hoje é assistir a um físico pensando em voz alta, com liberdade rara, sobre um território que ninguém havia mapeado.

Para medir a ousadia da proposta, convém lembrar o que se sabia em 1970. A própria expressão black hole, buraco negro em inglês, era tão recente que Hawking a escreveu entre aspas ao apresentá-la, preferindo no título e em boa parte do texto a fórmula mais sóbria “objetos colapsados”. O físico americano John Wheeler havia popularizado o termo apenas três anos antes, em 1967. Nenhum buraco negro tinha sido identificado no céu; a fonte de raios X Cygnus X-1, primeira candidata séria, só ganharia esse status ao longo de 1971 e 1972. A relatividade geral vivia um renascimento teórico, mas o colapso gravitacional completo ainda era visto por muitos astrônomos como curiosidade matemática, não como objeto real.

O parágrafo de abertura do artigo resume com economia o consenso que se formava. Uma estrela com mais de aproximadamente uma vez e meia a massa do Sol não consegue se sustentar contra a própria gravidade depois de esgotar o combustível nuclear. Se não expulsar matéria suficiente para ficar abaixo desse valor até o fim da vida, ela precisa desabar sobre si mesma até formar um buraco negro, com tamanho dado pelo chamado raio de Schwarzschild, a distância 2GM/c² a partir da qual nem a luz escapa. Para o Sol, esse raio seria de cerca de três quilômetros. O objeto resultante deixa de brilhar, mas conserva um campo gravitacional comparável ao da estrela original e, por isso, ainda pode ser detectado pelo puxão que exerce sobre a vizinhança.

Hawking acrescenta que a teoria da perda de massa nas fases finais das estrelas era incerta, mas que poderia facilmente haver na Via Láctea tantas estrelas colapsadas quanto estrelas visíveis. Cita então as observações de Joseph Weber, da Universidade de Maryland, que em 1969 e 1970 anunciara ter registrado, com cilindros maciços de alumínio, pulsos de ondas gravitacionais vindos aparentemente do centro galáctico. Tomados ao pé da letra, aqueles sinais indicariam que objetos de massa estelar estavam colapsando no núcleo da galáxia a um ritmo superior a um por dia. As medições de Weber jamais foram reproduzidas por outros grupos e acabaram descartadas ao longo da década, mas em novembro de 1970 ainda eram a novidade experimental mais comentada da física gravitacional.

Feita essa introdução, o texto muda de escala de maneira abrupta. O objetivo do trabalho, escreve o autor, é sugerir que também pode existir um grande número de objetos colapsados de massa muitíssimo menor, formados não pela morte de estrelas, e sim nos primeiríssimos instantes do Universo. A ideia de buracos negros nascidos junto com o cosmos não era inteiramente nova: os soviéticos Yakov Zel’dovich e Igor Novikov haviam levantado a possibilidade em 1966, concluindo, porém, que tais objetos cresceriam de forma descontrolada e que, portanto, não deveriam existir. O artigo britânico não os menciona e segue outro caminho, com outra motivação e, sobretudo, com disposição para levar a hipótese até as últimas consequências físicas.

O ponto de partida é a “cosmologia caótica” proposta em 1968 pelo americano Charles Misner. Na época, os cosmólogos se incomodavam com o fato de o Universo observado ser extraordinariamente uniforme em todas as direções e, ao mesmo tempo, conter galáxias. Explicar as duas coisas parecia exigir condições iniciais escolhidas a dedo. Misner tentou escapar desse ajuste fino supondo o oposto: o cosmos teria começado tão irregular quanto se possa imaginar, com grandes flutuações aleatórias em todas as escalas de comprimento, e processos de dissipação, como a viscosidade exercida por neutrinos e por fótons, teriam alisado quase todas elas depois. A uniformidade atual seria o resultado de um amortecimento, não um dado de nascença.

É nesse cenário turbulento que Hawking faz sua contabilidade de energias. Ele considera um volume do Universo primitivo que acompanha a expansão e compara três quantidades: a energia gravitacional que mantém a matéria daquele volume unida, a energia cinética associada ao afastamento geral e a energia potencial ligada à pressão, enorme num meio em que as partículas se movem quase à velocidade da luz. Em regiões suficientemente grandes, a pressão perde importância diante da gravidade. Se as flutuações iniciais eram de fato grandes, deve ter havido muitos volumes em que a atração gravitacional superava com folga a energia de expansão. Essas regiões não teriam continuado a crescer com o resto do cosmos. Teriam parado e desabado.

Uma imagem ajuda a visualizar o mecanismo. Pense numa massa de pão crescendo no forno, com todos os pontos se afastando uns dos outros. Se a massa foi mal misturada e contém grumos muito mais densos que a vizinhança, a coesão interna de alguns deles pode vencer o crescimento geral: em vez de se esticarem com o restante, eles se fecham sobre si mesmos. No Universo primordial, um grumo desses encolheria até ficar menor que o próprio raio de Schwarzschild. Hawking acrescenta um limite do outro lado. A região não pode conter massa demais, sob pena de se fechar completamente e virar um universo separado, desconectado do nosso. Das duas condições resulta uma massa típica que depende apenas da densidade no instante de máxima expansão da região.

A consequência dessa relação é direta. Quanto mais cedo ocorre o colapso, mais denso está o cosmos e menor é a massa do buraco negro produzido. Recuando o relógio o bastante, chega-se a objetos de massa minúscula. Surge então a pergunta que organiza a parte seguinte do artigo: existe um piso? Há um tamanho abaixo do qual a ideia de buraco negro deixa de fazer sentido? A resposta de Hawking recorre à fronteira em que a relatividade geral, teoria clássica do espaço e do tempo, precisa ceder lugar a uma teoria quântica da gravidade que, em 1970 como hoje, ninguém possui em forma acabada.

Essa fronteira é o comprimento de Planck, grafado “Plank” no texto impresso, da ordem de 10⁻³³ centímetro. Trata-se de uma distância tão pequena que um próton, comparado a ela, é cem bilhões de bilhões de vezes maior. Nessa escala, as flutuações quânticas da própria geometria do espaço-tempo se tornam tão intensas quanto a geometria em si, e falar de um horizonte bem definido perde o significado. Como o colapso gravitacional é essencialmente um processo clássico, argumenta o autor, é provável que não se formem buracos negros com raio inferior a esse comprimento. Um raio de Schwarzschild de 10⁻³³ centímetro corresponde a uma massa de aproximadamente 10⁻⁵ grama.

Dez milionésimos de grama. É a massa de um grão de poeira doméstica, de um cisco quase invisível sobre a mesa, concentrada num volume incomparavelmente menor que o de qualquer partícula conhecida. Acima desse valor, sustenta Hawking, deve ser boa aproximação ignorar os efeitos quânticos da gravidade e tratar a geometria de modo clássico. A conclusão vem formulada com a simplicidade de quem enuncia uma lista de compras: pode-se esperar que existam objetos colapsados com massas de 10⁻⁵ grama para cima. O contraste com os buracos negros estelares, com suas 10³³ gramas ou mais, cobre trinta e oito ordens de grandeza, mais do que a distância, em massa, entre um grão de areia e o Sol inteiro.

O artigo dedica um longo parágrafo a derrubar uma objeção que o próprio autor levanta. Seria razoável pensar que um buraco negro só se forma se o seu raio for maior que o comprimento de onda Compton das partículas que o compõem, isto é, a escala abaixo da qual uma partícula não pode ser localizada. Aplicado às partículas elementares conhecidas, esse critério imporia uma massa mínima de cerca de 10¹⁴ gramas, a de uma montanha modesta. Hawking recusa o argumento com um contraexemplo elegante: o fóton, que não tem massa de repouso, possui comprimento de onda Compton infinito, e ainda assim uma concentração suficiente de radiação eletromagnética pode provocar colapso gravitacional.

O comprimento relevante, prossegue ele, não é o da partícula em repouso, e sim o que corresponde à sua energia típica num meio em que tudo se move de maneira ultrarrelativística. Refazendo a conta com a temperatura do plasma primordial e com um número q de espécies diferentes de partículas presentes, o resultado volta a apontar para o mesmo piso: a massa mínima é da ordem de 10⁻⁵ grama multiplicada pela raiz quadrada de q. Havia uma complicação. O físico Rolf Hagedorn, do CERN, sugerira que o número de espécies poderia crescer exponencialmente no Universo jovem. Hawking responde citando um trabalho publicado na revista Nature naquele mesmo ano por Edward Harrison, segundo o qual a teoria de Hagedorn deixa de valer justamente nas escalas próximas ao horizonte, que são as que interessam ao colapso.

Estabelecido o intervalo de massas, a atenção se volta para a quantidade. Quantos desses objetos o cosmos poderia conter? O limite superior vem do trabalho de Allan Sandage, publicado em 1961, sobre a desaceleração da expansão do Universo. Elas indicavam que a densidade média não poderia superar algo em torno de 10⁻²⁸ grama por centímetro cúbico, ao passo que toda a matéria visível somava apenas 10⁻³¹ na mesma unidade. O texto impresso, aliás, traz essas densidades em gramas por centímetro quadrado, um deslize tipográfico evidente. Entre o teto permitido e o que os telescópios enxergavam sobrava um fator mil, e é nesse intervalo que Hawking enxerga uma oportunidade.

Ele escreve que é tentador supor que a maior parte da massa do Universo esteja na forma de objetos colapsados, e observa que essa densidade extra poderia estabilizar os aglomerados de galáxias, que de outro modo pareciam não estar gravitacionalmente ligados. A frase merece ser lida com calma. O problema dos aglomerados que se desfariam se contivessem apenas a matéria luminosa vinha sendo apontado desde os trabalhos de Fritz Zwicky, em 1933, e em 1970 Vera Rubin e Kent Ford publicavam as medições de rotação da galáxia de Andrômeda que dariam novo fôlego à questão. O que hoje chamamos de matéria escura ainda não tinha esse nome consolidado, e ali, num artigo de quatro páginas, aparece uma das primeiras sugestões explícitas de que ela seja feita de buracos negros primordiais.

Se existem, como esses objetos se comportariam ao cruzar a matéria comum? Hawking supõe velocidades entre 50 e 1.000 quilômetros por segundo, semelhantes às de estrelas e galáxias, corpos que se movem essencialmente sob a ação da gravidade. Um buraco negro em movimento perde energia ao desviar gravitacionalmente as partículas por onde passa, mas a perda é ridícula. O exemplo numérico do artigo ficou célebre entre os especialistas: um objeto de um grama, a 100 quilômetros por segundo, poderia percorrer 10²¹ anos-luz de chumbo maciço sem ser freado de forma apreciável. Essa distância equivale a cerca de dez bilhões de vezes o diâmetro do Universo observável. Para um intruso assim, um planeta é tão transparente quanto o vácuo.

A história muda se o objeto tiver carga elétrica, e aqui o texto entra em seu trecho mais inventivo. A carga surgiria de um desequilíbrio entre partículas positivas e negativas na região que colapsou. Para que o colapso vença a repulsão elétrica, a diferença Z entre os dois tipos precisa ficar abaixo de aproximadamente 500 mil vezes a massa do objeto expressa em gramas. Satisfeita a condição, forma-se um buraco negro eletricamente carregado, descrito pela solução que os físicos Hans Reissner e Gunnar Nordström obtiveram para as equações de Einstein ainda na década de 1910. Com o tempo, partículas de carga oposta cairiam no objeto e o neutralizariam aos poucos.

Essa neutralização, raciocina Hawking, só prossegue enquanto o comprimento de onda das partículas do meio for menor que o raio do buraco; depois disso, elas simplesmente não cabem na abertura. Admitindo que nesse instante a energia eletrostática do objeto seja comparável à energia térmica do ambiente, ele chega à única equação destacada do artigo e, dela, a um número: o quadrado de Z vale cerca de 900. A carga residual esperada seria, portanto, de até 30 unidades da carga do elétron, positivas ou negativas. O valor independe da massa do objeto e deriva apenas de constantes fundamentais, o que confere à estimativa uma certa beleza, ainda que apoiada em hipóteses simplificadoras.

Um objeto colapsado com carga 30 se comportaria, sob muitos aspectos, como um núcleo atômico comum de mesma carga, comparável ao de um átomo de zinco. Ao atravessar a matéria em alta velocidade, arrancaria elétrons dos átomos pelo caminho, deixando um rastro de ionização, e perderia energia a uma taxa imensamente superior à do espalhamento puramente gravitacional. O artigo fornece o fator de comparação, proporcional ao quadrado da carga dividido pelo quadrado da massa e multiplicado por 10¹⁸. Para os menores objetos da família, a interação elétrica domina por dezenas de ordens de grandeza. De invisíveis, eles passariam a detectáveis, desde que alguém soubesse o que procurar.

O instrumento sugerido para a busca era o detector por excelência da física de partículas daquela época, a câmara de bolhas. Inventada por Donald Glaser em 1952, ela consiste num tanque de líquido, geralmente hidrogênio, mantido à beira da ebulição. Uma partícula carregada que o atravessa semeia uma fileira de bolhas microscópicas ao longo da trajetória, e fotografias registram o desenho. Um campo magnético intenso curva os caminhos, e o grau de curvatura revela a relação entre carga e momento de cada partícula. Laboratórios do mundo inteiro acumulavam milhões dessas fotografias, examinadas uma a uma por equipes de analistas treinados para reconhecer padrões.

Um miniburaco negro carregado deixaria nessas imagens uma trilha parecida com a de um núcleo atômico de mesma carga, com uma diferença denunciadora. Sua massa, gigantesca para os padrões do mundo subatômico, tornaria a trajetória insensível ao campo magnético: enquanto todos os outros rastros se curvam, o dele seguiria reto, como uma bala de canhão atravessando uma chuva de bolinhas de papel. Hawking chega a estimar a frequência do fenômeno. Se a maior parte da massa do Universo estivesse em objetos carregados de 10⁻⁵ grama viajando a 10 mil quilômetros por segundo, cerca de 3% da velocidade da luz, um deles atingiria cada 150 metros quadrados de câmara de bolhas uma vez por ano.

Como as câmaras reais expunham uns poucos metros quadrados, a espera por um único evento num dado aparelho se mediria em décadas, o que explica a cautela do autor. Mesmo assim, ele faz uma observação que soa quase provocadora. Em qualquer análise de fotografias de câmara de bolhas sempre restam alguns rastros que ninguém consegue identificar. Seria bem possível, conclui, que um objeto colapsado já tivesse sido observado sem ter sido reconhecido. A sugestão transforma os arquivos dos laboratórios de partículas em potenciais registros cosmológicos, e convida os experimentais a revirar gavetas atrás de linhas retas que não deveriam estar ali.

Abaixo de alguns milhares de quilômetros por segundo, o destino de um objeto carregado seria outro. Em vez de apenas ionizar a matéria, ele tenderia a capturar partículas de carga oposta e mantê-las em órbita. Um buraco negro positivo prenderia elétrons; um negativo, prótons. O resultado seria um átomo cujo núcleo é um buraco negro. No primeiro caso, que o autor chama de átomo eletrônico, o raio seria semelhante ao de um átomo comum, cerca de 10⁻⁸ centímetro. No segundo, o átomo protônico, a órbita seria 1.800 vezes menor, reflexo direto da razão entre as massas do próton e do elétron. Por fora, o primeiro tipo seria quimicamente parecido com um átomo qualquer.

Essas estruturas não durariam para sempre, porque existe sempre alguma chance de a partícula em órbita cair no buraco central e anular parte da carga. Com considerações geométricas simples, Hawking estima que essa probabilidade permanece baixa ao longo de 10 bilhões de anos, a idade aproximada do cosmos, desde que o núcleo tenha menos de mil gramas no caso eletrônico, ou menos de um centésimo de grama no caso protônico. Buracos negros maiores oferecem um alvo grande demais e engoliriam seus satélites. Não se deveria esperar, portanto, muitos átomos exóticos com núcleos acima desses valores. A janela favorável coincide com os objetos mais leves, justamente os que o cenário de Misner produziria em maior número.

O passo seguinte é perguntar o que detém um átomo desses. Viajando pela matéria, ele perderia energia em colisões elásticas, a uma taxa que depende da área que apresenta aos outros átomos. Para o tipo eletrônico, essa área é da ordem de 10⁻¹⁶ centímetro quadrado, a mesma de um átomo comum. Para o protônico, cai a 10⁻²³ centímetro quadrado, valor tão pequeno que o objeto provavelmente jamais seria levado ao repouso por coisa alguma. Já um átomo eletrônico com massa entre 10⁻⁴ e 10⁻⁵ grama atravessaria a Terra de um lado ao outro, mas poderia ser detido por uma estrela com a massa e o tamanho do Sol. O Sol funcionaria como uma rede de pesca cósmica.

Daí decorre a previsão mais dramática do trabalho. Se a maior parte da massa do Universo estivesse na forma de objetos colapsados leves e carregados, o Sol poderia ter acumulado, ao longo de sua existência, cerca de 10¹⁷ gramas desses átomos exóticos. São cem bilhões de toneladas, o equivalente a um asteroide de uns quatro quilômetros de diâmetro. Muito mais densos que o gás ao redor, eles afundariam até o centro da estrela e provavelmente se fundiriam num único buraco negro com raio de 10⁻¹¹ centímetro. Toda a massa de uma montanha caberia numa esfera mil vezes menor que um átomo e, ainda assim, cem vezes maior que um próton, instalada no coração da fornalha solar.

Hawking reconhece que 10¹⁷ gramas é quase nada diante das 10³³ gramas do Sol, uma parte em dez quatrilhões. Sugere, porém, que o intruso poderia afetar a pequena região central em que a maior parte da energia é gerada e, de forma concebível, explicar por que o fluxo de neutrinos solares não correspondia ao previsto. A referência é ao experimento de Raymond Davis na mina de Homestake, em Dakota do Sul, que desde 1968 contava cerca de um terço dos neutrinos calculados pelos modelos de John Bahcall. O chamado problema dos neutrinos solares era, em 1970, uma ferida aberta na astrofísica, e qualquer mecanismo capaz de alterar o núcleo do Sol merecia ser considerado.

O último parágrafo do artigo leva o raciocínio ao futuro distante da estrela. Se o Sol, ou um astro parecido, vier a se tornar uma estrela de nêutrons, a presença do buraco negro central terá efeito bem maior. Num objeto assim, a matéria é tão compacta que o raio do buraco supera o comprimento de onda de um nêutron, e as partículas passam a cair nele de modo contínuo, a uma taxa da ordem de 10¹⁰ gramas por ano, cerca de 10 mil toneladas. Hoje sabemos que o Sol terminará como anã branca, não como estrela de nêutrons, mas o argumento vale para qualquer estrela mais massiva que tenha capturado a mesma carga de passageiros clandestinos.

Essa drenagem produziria um leve encolhimento da superfície, e Hawking arrisca que ela poderia estar por trás dos recém-observados pulsarquakes, os “terremotos de pulsar”. O termo se refere aos saltos bruscos na rotação dos pulsares de Vela e do Caranguejo, registrados pela primeira vez em 1969, apenas dois anos depois da descoberta dessas estrelas de nêutrons giratórias. À medida que mais matéria caísse, o buraco cresceria, e seu apetite aumentaria com ele. O processo terminaria com a estrela inteira engolida em cerca de dez milhões de anos. As etapas finais seriam muito rápidas e, fecha o autor, poderiam produzir as ondas gravitacionais que Weber dizia observar.

Em quatro páginas, portanto, um único mecanismo é convocado para responder a quatro enigmas daquele momento: a massa faltante dos aglomerados de galáxias, o déficit de neutrinos solares, os saltos dos pulsares e os pulsos de Weber. É uma ambição desproporcional ao tamanho do texto, e o autor tem consciência disso. O vocabulário é o da conjectura. O resumo abre com “sugere-se”, e as páginas seguintes estão pontuadas de “poderia”, “talvez” e “concebivelmente”. Nada ali é apresentado como resultado; tudo é apresentado como possibilidade física coerente, à espera de teste. Essa honestidade de registro ajuda a explicar por que o trabalho envelheceu bem mesmo onde errou.

E errou em vários pontos, como mostraram as décadas seguintes. Os neutrinos solares não estavam sumindo por causa de um buraco negro: estavam mudando de identidade no caminho até a Terra. O Observatório de Neutrinos de Sudbury, no Canadá, demonstrou em 2001 e 2002 que as partículas produzidas no Sol oscilam entre três tipos, e os detectores antigos enxergavam apenas um deles. Os saltos dos pulsares ganharam explicação na dinâmica do interior superfluido e da crosta das estrelas de nêutrons. Os sinais de Weber nunca se confirmaram. Quando as ondas gravitacionais foram enfim detectadas, em 14 de setembro de 2015, pelos interferômetros do LIGO, vieram da fusão de dois buracos negros a mais de um bilhão de anos-luz, não do centro da Via Láctea.

A cosmologia caótica de Misner também ficou pelo caminho. A partir de 1981, a teoria da inflação cósmica ofereceu uma explicação mais convincente para a uniformidade do Universo, e as medições da radiação cósmica de fundo iniciadas pelo satélite COBE, em 1992, mostraram que as irregularidades primordiais eram minúsculas nas grandes escalas, da ordem de uma parte em cem mil. Nada parecido com o caos generalizado de 1968. Até o limite de densidade que Hawking tomou de Sandage perdeu o sentido original: em 1998, duas equipes descobriram que a expansão cósmica está acelerando, não freando. O palco inteiro em que o artigo foi escrito acabou desmontado e reconstruído.

O golpe mais duro, contudo, veio do próprio autor. Em 1974, num artigo curto na revista Nature, Hawking mostrou que os buracos negros não são completamente negros. Combinando a mecânica quântica com a geometria do horizonte, descobriu que eles emitem radiação térmica com temperatura inversamente proporcional à massa. Um buraco negro estelar é gélido e praticamente eterno, mas um miniburaco é quente e perde massa cada vez mais depressa, até desaparecer numa explosão final de partículas energéticas. Os objetos de 10⁻⁵ grama do artigo de 1971 evaporariam numa fração ínfima de segundo. Só os nascidos com mais de aproximadamente 10¹⁵ gramas, a massa de uma montanha, teriam sobrevivido aos 13,8 bilhões de anos do cosmos.

Há uma ironia nisso. O trabalho de 1971 trata o colapso como processo clássico e reserva à mecânica quântica apenas o papel de fixar o tamanho mínimo. Foram exatamente os buracos negros diminutos que ele próprio imaginou, pequenos o bastante para serem comparados a partículas, que obrigaram Hawking a pensar seriamente no que a teoria quântica faria com um horizonte de eventos. Um colega de Cambridge, Gary Gibbons, mostrou em 1975 que buracos negros pequenos e carregados perdem a carga rapidamente por criação de pares de partículas, o que compromete os átomos exóticos. E, ainda em 1974, Hawking e seu aluno Bernard Carr demonstraram que os buracos negros primordiais não crescem de forma catastrófica, removendo a objeção original de Zel’dovich e Novikov.

Seria fácil concluir que restou pouco de pé. O que restou, na verdade, foi o essencial: a pergunta. A noção de que o Universo jovem pode ter fabricado buracos negros diretamente, sem passar por estrelas, e de que eles podem responder por parte ou pela totalidade da matéria escura, tornou-se um programa de pesquisa com centenas de artigos por ano. A detecção de 2015 reacendeu o interesse, porque as massas dos buracos negros observados pelo LIGO eram maiores do que muitos esperavam para restos estelares. Campanhas de microlente gravitacional, que procuram o breve aumento de brilho de uma estrela quando um objeto escuro passa à sua frente, foram vasculhando faixa após faixa de massa.

O balanço atual é notável por um detalhe. Combinando os limites da evaporação, que excluem os objetos leves demais, com os da microlente, que excluem os pesados, os cosmólogos concluem que resta uma única faixa em que buracos negros primordiais ainda poderiam constituir toda a matéria escura. Ela vai de cerca de 10¹⁷ a 10²² ou 10²³ gramas e é conhecida como janela das massas asteroidais. O limite inferior coincide com o número que Hawking escreveu para o conteúdo do centro do Sol, embora por razões inteiramente diferentes. Em 2026, essa janela continua aberta, e fechá-la ou confirmá-la é objetivo declarado de futuras observações em raios X, raios gama e ondas gravitacionais.

A imagem de um buraco negro alojado dentro de uma estrela tampouco foi abandonada. Em 2023, uma equipe liderada por Earl Bellinger publicou no Astrophysical Journal modelos de evolução solar com um buraco negro central e batizou de Hawking stars, estrelas de Hawking, os astros hipotéticos que abrigariam um desses objetos, em homenagem explícita ao artigo de 1971. Os cálculos indicam que um buraco negro de massa asteroidal poderia permanecer no núcleo de uma estrela como o Sol durante bilhões de anos sem produzir efeito visível, e que a técnica de escutar as vibrações estelares, a asterossismologia, talvez consiga denunciá-lo. Outros grupos usam a sobrevivência de estrelas de nêutrons e anãs brancas como teste do mesmo cenário.

Também a destruição de estrelas de nêutrons por dentro, cena final do texto de Hawking, virou ferramenta de trabalho. Desde a década de 2010, astrofísicos calculam com que frequência um buraco negro primordial seria capturado por uma estrela de nêutrons e quanto tempo levaria para consumi-la, e comparam o resultado com a população de pulsares antigos observada em ambientes densos. A existência desses pulsares impõe limites à abundância dos pequenos predadores. A lógica é idêntica à de 1971, com sinal trocado: em vez de invocar o buraco negro para explicar uma anomalia, usa-se a ausência da catástrofe para restringir a hipótese. Poucas ideias especulativas chegam a esse grau de utilidade prática.

O artigo oferece ainda um retrato do seu autor num momento decisivo. Novembro de 1970 foi o mês em que nasceu Lucy, segunda filha de Stephen e Jane Hawking, e foi também, como o físico contou em “Uma Breve História do Tempo”, o mês em que lhe ocorreu, ao se preparar para dormir, que a área do horizonte de um buraco negro nunca pode diminuir. Esse teorema levaria à termodinâmica dos buracos negros e, três anos depois, à radiação que hoje leva seu nome. As quatro páginas enviadas à Royal Astronomical Society pertencem ao mesmo surto criativo. Mostram um cientista disposto a aplicar a relatividade geral a problemas de laboratório, de estrelas e do cosmos inteiro com a mesma desenvoltura.

Existe, claro, a possibilidade de que nenhum buraco negro primordial tenha se formado. Até hoje não há detecção confirmada de um único deles, e os modelos inflacionários mais simples não geram as flutuações intensas necessárias em escalas pequenas. Produzi-los exige ingredientes adicionais, que alguns físicos consideram naturais e outros, artificiais. Parte dos candidatos a matéria escura continua sendo de partículas ainda não descobertas, e experimentos subterrâneos seguem à procura delas. A hipótese de Hawking permanece exatamente onde ele a deixou, na condição de sugestão, mas com uma diferença importante: agora existem instrumentos capazes de testá-la em quase todas as faixas de massa.

Os próximos anos devem apertar o cerco. Telescópios de raios gama na faixa dos megaelétron-volts poderão procurar o brilho tênue da evaporação de objetos próximos de 10¹⁷ gramas. Levantamentos de microlente com câmeras de grande campo, incluindo os do Observatório Vera Rubin e do telescópio espacial Nancy Grace Roman, ampliarão a busca por massas maiores. Os futuros interferômetros espaciais, como a missão LISA, tentarão captar o fundo de ondas gravitacionais que as mesmas flutuações responsáveis pelos buracos negros primordiais teriam gerado. Se a janela asteroidal for fechada, a ideia de 1970 terá sido refutada por completo no que diz respeito à matéria escura. Se algo aparecer, o artigo ganhará o status de profecia.

Stephen Hawking morreu em 14 de março de 2018, e suas cinzas repousam na Abadia de Westminster, entre os túmulos de Newton e Darwin. Não chegou a ver um buraco negro evaporar, nem recebeu o Nobel que essa observação provavelmente lhe daria. Deixou, entre centenas de trabalhos, aquelas quatro páginas sem figuras em que um grão de poeira e uma estrela cabem na mesma equação. Do protocolo de 9 de novembro de 1970 até hoje, ninguém encontrou o rastro reto na câmara de bolhas, nem o hóspede no centro do Sol. A pergunta, porém, segue viajando pelo cosmos como os objetos que ele imaginou: discreta, difícil de deter e, até prova em contrário, capaz de atravessar qualquer coisa.