Diálogos com Antonio Miranda sobre estrelas de Plank

 

e outros corpos celestes hipotéticos de exóticas naturezas

Recentemente Antonio Miranda me apresentou uma questão em “estrelas de Planck”, e apenas depois de uma consulta, fui verificar que se tratava de conceito relacionado com “estrelas negras”, ou, para ser mais exato, do conceito de “estrela negra” mas com relações com a Gravidade Quântica em Loop. 

Antonio Miranda é o titular e condutor do canal Liga Racionalista no YouTube, onde nos últimos tempos tem sido reunido um bom grupo de divulgadores científicos tratando de temas como Cosmologia, Astrofísica, Física, Biologia — em especial Teoria da Evolução, origem da vida e permanente combate à pseudociência.

Liga Racionalista - A misteriosa estrela dentro do buraco negro. - www.youtube.com 

Os objetos que vamos apresentar

“A proposta da “Estrela de Planck” nos remete a uma possível existência de uma nova fase na vida de uma estrela que colapsa a escalas próximas à de Planck, contrabalanceando o seu peso com material quântico, impedindo que tal estrela colapse a uma singularidade.”

ALVARENGA, Marcelo. Encontro de integração dos membros do Programa de Pós-graduação em Física. - indico.cern.ch 

Tratamos aqui rapidamente de estrelas negras e gravastars em:

Das moléculas aos buracos negros – Uma revista à escala da massa e ao processo de agregação dos corpos celestes – Scientia est Potentia 

Revisemos:

As estrelas negras não são propriamente uma alternativa a um buraco negro, mas uma etapa intermediária teórica entre um corpo extremamente massivo/denso e a singularidade. Ao tender a massa para o colapso gravitacional típico dos buracos negros, este colapso seria detido por efeitos quânticos, podendo deter a ainda maior compactação da matéria, gerando um corpo que é um estado transitório entre o que seja o objeto que para a Relatividade é um buraco negro e seria ainda mais denso que uma estrela de nêutrons tremendamente compacta.

Um gravastar seria um corpo, similarmente, que ao chegar a determinada compactação, principia a possuir determinados fenômenos quânticos que impedem a ainda maior densidade.

Adiante, em anexo, trataremos de muito mais detalhes desses corpos celestes hipotéticos.

Mas noutras palavras, se já numa estrela como o Sol temos reações raras de captura de elétrons por prótons, p + e → n = v (próton absorvendo um elétron resulta em um nêutron mais um neutrino [Nota]), quando o núcleo restante das estrelas colapsadas ultrapassa o limite de Chandrasekhar, chegamos numa estrela de nêutrons; com ainda mais massa, chegamos a um limite no qual mais um núcleo da estrela de nêutrons evolui em se tornar uma massa de quarks formando algo como uma partícula gigante, um híperon, e por fim temos uma estrela de quarks - poderíamos fazer considerações sobre o limite de Tolman-Oppenheimer-Volkof para a massa de estrelas de nêutrons — nas estrelas de quarks teríamos uma redução do volume, causando uma densidade obviamente ainda mais alta.

Nota - Embora para estrelas da massa do Sol o processo se dê dentro de uma colisão de 3 partículas, dois prótons e um elétrons, e seja chamada por isso “reação pep”. - pt.wikipedia.org - Cadeia próton-próton )

Estrelas de nêutrons que tenham massa de 1.5 – 1.8 massas solares com rápida rotação são teoricamente as melhores candidatas à conversão. (pt.wikipedia.org - Estrela de quarks)

Referências

LARS BILDSTEN AND ANDREW CUMMING. Hydrogen Electron Capture in Accreting Neutron Stars and the Resulting g-Mode Oscillation Spectrum - iopscience.iop.org 

pt.wikipedia.org - Limite de Chandrasekhar

pt.wikipedia.org - Limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff 

John G. Cramer. Quark Stars - https://www.npl.washington.edu/av/altvw114.html  

Weber, F., Orsaria, M., Rodrigues, H., & Yang, S.-H. Structure of Quark Stars. Journal: Proceedings of the International Astronomical Union, Volume 291, pp. 61-66 - adsabs.harvard.edu 

Fábio Köpp. A Brief Introduction to Neutron Stars and Quark Stars - www.ictp-saifr.org 

Um caso específico de estrelas de quarks seriam as estrelas estranhas.

Uma estrela estranha é uma estrela de quark feita de matéria quark estranha. Eles formam um subgrupo na categoria de estrela de quark. 

Estrelas estranhas podem existir sem levar em conta a suposição de Bodmer-Witten de estabilidade em temperaturas e pressões próximas de zero, já que a matéria quark estranha pode se formar e permanecer estável no núcleo das estrelas de nêutrons, da mesma forma que a matéria quark comum poderia. Essas estrelas estranhas terão naturalmente uma camada crosta de material de estrela de nêutrons. A profundidade da camada da crosta dependerá das condições físicas e circunstâncias de toda a estrela e das propriedades da matéria quark estranha em geral.  Estrelas parcialmente compostas de matéria quark (incluindo matéria quark estranha) também são chamadas de estrelas híbridas.

Esta estranha crosta estelar teórica é proposta como uma possível razão por trás das explosões rápidas de rádio (FRBs). Isso ainda é teórico, mas há boas evidências de que o colapso dessas estranhas crostas de estrelas pode ser um ponto de origem da FRB. - en.wikipedia.org - Strange star 

Para efeitos de ilustração, enquanto uma estrela de nêutrons poderia ter um diâmetro de 20 km e uma densidade de 10^15 g/cm3, uma estrela de quarks teria a metade, 10km, e uma densidade da ordem de 10^17 g/cm3.

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Poderiam ainda existir estrelas de “préons”, que seriam paticulas hipotéticas que formariam os quarks, mas a prórpia existência dessas partículas é hipotética, e crescentemente, tem sido mais confiável um passo ainda maior de compactação que envolva as cordas das várias teorias das cordas ou ainda fenômenos envolvendo as teorias de quantização da gravidade, como a Gravidade Quântica em Loop, e daí caímos nas estrelas negras, nas estrelas de Planck e nos gravastars, mas aí que entram diâmetros teóricos de 10 cm (alerto, centímetros) e densidades da escala de 10^27 g/cm3, desta vez já até acima da faixa teórica de densidade dos menores buracos negros estelares, quando considerado o volume de seus horizontes de eventos, que é de 10^18 - 10^19 g/cm3.

Referências 

pt.wikipedia.org - Estrela de préons  

Densidade de um buraco negro - Scientia est Potentia  

Há ainda o conceito de estrela de energia escura. A hipótese de estrelas de energia escura foi apresentada por George Chaplin, um funcionário do Laboratório Nacional Livermore. em 2005. Segundo sua hipótese, ao passar pelo horizonte de eventos, a matéria cadente é convertida em energia do vácuo ou energia escura. Por isso, o espaço dentro do horizonte de eventos acabará tendo uma constante cosmológica diferente de zero e resistirá à gravidade, pelo que não haverá singularidade com o desaparecimento da informação. Em 2005, D. Chaplin argumentou que, com base nos conceitos da mecânica quântica, ele tem "confiança quase total" de que buracos negros não existem na natureza, mas existem estrelas de energia escura. A teoria das estrelas de energia escura é baseada em princípios diferentes da teoria do gravastar. - ru.wikipedia.org - Звезда тёмной энергии 

Para mais informações: pt.wikipedia.org - Estrela de energia escura 

Mas dado que a gravidade é senhora de todos os processos e pode-se ter densidades ainda mais altas com sequer a geração constante de glúons no campo de cor retendo a ainda maior compressão / degeneração da matéria, pode ser que (a hipótese aqui a ser genericamente apresentada) a única característica que possa deter ainda mais compactação e degeneração sejam os fenômenos quânticos, como o princípio de incerteza de Heisenberg. 

Agora, o que temos de salientar, novamente, é que os efeitos de velocidade de fuga superior à luz continuam existindo, a distorção espaço-temporal que forma a “superfície” que é para os buracos negros o horizonte de eventos apresenta características diversas ou não existe.

Anexos

Estrela de Plank

Traduzido de: en.wikipedia.org - Planck star   

Na teoria da Gravidade Quântica em Loop, uma estrela de Planck é um objeto astronômico hipotético, teorizado como uma estrela compacta e exótica, que existe dentro do horizonte de eventos de um buraco negro, que é criada quando a densidade de energia de uma estrela em colapso atinge a densidade de energia de Planck. Sob essas condições, supondo que a gravidade e o espaço-tempo sejam quantizados, surge uma "força" repulsiva derivada do princípio da incerteza de Heisenberg. O acúmulo de massa-energia dentro da estrela de Planck não pode entrar em colapso além desse limite porque viola o princípio da incerteza para o próprio espaço-tempo. [1]  

A principal característica desse objeto teórico é que essa repulsão surge da densidade de energia, não do comprimento de Planck, e começa a ter efeito muito antes do que se poderia esperar. Essa "força" repulsiva é forte o suficiente para impedir o colapso da estrela muito antes que uma singularidade seja formada e, de fato, muito antes da escala de Planck para a distância. Uma vez que uma estrela de Planck é calculada para ser consideravelmente maior do que a escala de Planck, isso significa que há espaço adequado para que todas as informações capturadas dentro de um buraco negro sejam codificadas na estrela, evitando assim a perda de informações. [1]   

Embora se pudesse esperar que tal repulsão agiria muito rapidamente para reverter o colapso de uma estrela, verifica-se que os efeitos relativísticos da extrema gravidade de tal objeto geram um tempo de desaceleração para a estrela de Planck em um grau igualmente extremo. Visto de fora do raio de Schwartzschild da estrela, a recuperação de uma estrela de Planck leva aproximadamente quatorze bilhões de anos, de modo que até os buracos negros primordiais só agora estão começando a se recuperar de uma perspectiva externa. [2] Além disso, a emissão de radiação de Hawking pode ser calculada para corresponder à escala de tempo dos efeitos gravitacionais no tempo, de modo que o horizonte de eventos que "forma" um buraco negro evapora conforme o rebote prossegue. [1]  

A existência de estrelas de Planck foi proposta pela primeira vez por Carlo Rovelli e Francesca Vidotto, que teorizaram em 2014 que estrelas de Planck se formam dentro de buracos negros [3] como uma solução para o firewall do buraco negro e o paradoxo da informação do buraco negro. [Nota 1] A confirmação das emissões de buracos negros em recuperação pode fornecer evidências da gravidade quântica em loop. [2] Trabalhos recentes demonstram que estrelas de Planck podem existir dentro de buracos negros como parte de um ciclo entre um buraco negro e um buraco branco. [4]     

Um objeto um tanto análogo teorizado pela teoria das cordas é o fuzzball, [Nota 2] que elimina a singularidade dentro de um buraco negro e é responsável por uma forma de preservar a informação quântica que cai no horizonte de eventos de um buraco negro.  

Notas 

1.Um firewall de buraco negro é um fenômeno hipotético em que um observador caindo em um buraco negro encontra quanta de alta energia no (ou próximo) ao horizonte de eventos. O fenômeno "firewall" foi proposto em 2012 pelos físicos Ahmed Almheiri, Donald Marolf, Joseph Polchinski e James Sully como uma possível solução para uma aparente inconsistência na complementaridade do buraco negro. A proposta às vezes é chamada de firewall AMPS, uma sigla para os nomes dos autores do artigo de 2012. O uso de um firewall para resolver essa inconsistência permanece controverso, com físicos divididos quanto à solução para o paradoxo. - en.wikipedia.org - Firewall (physics) 

2.Os fuzzballs são teorizados por alguns cientistas da teoria das supercordas como a verdadeira descrição quântica dos buracos negros. A teoria tenta resolver dois problemas intratáveis ​​que os buracos negros clássicos representam para a física moderna:

• O paradoxo da informação em que a informação quântica ligada à matéria e energia em queda desaparece inteiramente em uma singularidade; isto é, o buraco negro sofreria nenhuma mudança física em sua composição, independentemente da natureza do que caísse nele. 

• A singularidade no coração do buraco negro, onde a teoria convencional do buraco negro diz que há curvatura do espaço-tempo infinita devido a um campo gravitacional infinitamente intenso de uma região de volume zero. A física moderna quebra quando tais parâmetros são infinitos e zero. 

A teoria do fuzzball substitui a singularidade no coração de um buraco negro, postulando que toda a região dentro do horizonte de eventos do buraco negro é na verdade uma bola de cordas, que são avançadas como os blocos de construção finais de matéria e energia. Acredita-se que as cordas sejam feixes de energia vibrando de maneiras complexas nas três dimensões físicas do espaço e também em direções compactas — dimensões extras entrelaçadas na espuma quântica (também conhecida como espuma do espaço-tempo). - en.wikipedia.org - Fuzzball (string theory)  

Referências

1."New Type of Star Emerges From Inside Black Holes". Physics arXiv Blog. 5 February 2014. Retrieved 8 September 2018. 

2.Resonance Science Foundation Research Team. "Planck Stars: Quantum gravity research ventures beyond the event horizon". Retrieved 10 December 2018.

3.Rovelli, Carlo; Vidotto, Francesca (2014). "Planck stars". International Journal of Modern Physics D. 23 (12): 1442026. arXiv:1401.6562. Bibcode:2014IJMPD..2342026R. doi:10.1142/S0218271814420267. S2CID 118917980.

4.Carlo Rovelli (10 December 2018). "Viewpoint: Black Hole Evolution Traced Out with Loop Quantum Gravity". Retrieved 11 December 2018.

Uma de nossas contribuições à Wikipédia pt: pt.wikipedia.org - Estrela negra 

Estrela negra 

Tradução do artigo da Wikipédia em italiano, que está bem construído:

it.wikipedia.org - Stella nera (astronomia) 

Estrela negra (astronomia)

Uma estrela negra (não deve ser confundida com a anã negra) é um tipo hipotético de estrela, semelhante em muitos aspectos a um buraco negro, cuja existência foi aventada por Carlos Barcelò, Stefano Liberati, Sebastiano Sonego e Matt Visser.

Esses físicos questionaram a existência de buracos negros, que, por definição, não são diretamente visíveis e só podem ser detectados por meio dos efeitos que teriam nos corpos celestes próximos. A hipótese científica deles prevê que alguns efeitos quânticos podem não levar ao colapso gravitacional com a formação de um buraco negro, mas gerar um corpo celeste diferente sem horizonte de eventos, chamado de "estrela negra". No entanto, estrelas negras seriam densas o suficiente para causar muitos dos efeitos associados aos buracos negros. Sua pesquisa foi publicada na Scientific American e em sua edição italiana Le Scienze.

Stephen Hawking também não descartou que os buracos negros sejam realmente estrelas negras, uma vez que "a ausência de horizontes de eventos implica que não há buracos negros, no sentido de condições das quais a luz não pode escapar infinitamente". [Nota 1] [Nota 2] 

Paradoxos de buracos negros

A formulação da teoria foi estimulada pela necessidade de superar os paradoxos associados à hipótese do buraco negro:

• Singularidade: nos buracos negros clássicos (previstos pela Relatividade Geral) toda a matéria está concentrada em um ponto (singularidade) de densidade infinita. Isso sugere que a teoria não é válida neste ponto, pois prevê uma magnitude infinita. A Relatividade Geral provavelmente não fornece previsões corretas neste ponto, pois não considera os efeitos quânticos na escala microscópica. Para superar esse paradoxo, está sendo feita uma tentativa de construir uma teoria quântica da gravidade, chamada gravidade quântica. 

• Perda de informação: de acordo com Stephen Hawking, os buracos negros evaporam muito lentamente até desaparecerem completamente, emitindo radiação Hawking. Mas isso gera o paradoxo da informação do buraco negro. Esse paradoxo consiste no fato de que um buraco negro, que contém uma enorme quantidade de informações em seu interior, evapora emitindo radiação de Hawking, a qual, entretanto, não carrega nenhuma informação. Consequentemente, durante a evaporação do buraco negro, a informação contida nele desaparece. O sistema isolado no estado final, ou seja, examinado após a evaporação completa do buraco negro, consiste inteiramente em radiação Hawking, que no entanto não carrega informação, resultando na perda de informação que no estado inicial foi incorporada dentro do buraco negro. O processo de evolução temporal deste sistema isolado constituído pelo buraco negro e a radiação Hawking é, portanto, não unitário, violando o princípio da unidade da Mecânica Quântica, que prevê que a informação não pode ser destruída.

Na ausência de uma teoria completa da gravidade quântica, Barcelò, Liberati, Sonego e Visser desenvolveram uma nova hipótese alternativa, a das estrelas negras, sobrepondo alguns resultados da mecânica quântica com outros da Relatividade Geral.

As estrelas negras, ao contrário dos buracos negros, não perdem informações à medida que evaporam. No entanto, isso não resolve o problema do paradoxo da informação definitivamente até que a formação de buracos negros em algum lugar do universo seja completamente descartada.

A teoria das estrelas negras não é, portanto, a solução definitiva para o paradoxo da informação, cuja resolução definitiva provavelmente terá que esperar o desenvolvimento de uma teoria completa da gravidade quântica.

Formação hipotética de uma estrela negra

Barcelò, Liberati, Sonego e Visser mostraram que, assumindo que o colapso gravitacional de uma estrela é muito mais lento do que a queda livre do material da superfície da estrela em direção ao seu centro, alguns efeitos quânticos (polarização do vácuo) podem se opor significativamente ao colapso, evitando a formação de um horizonte de eventos e, portanto, de um buraco negro. Em vez disso, uma estrela negra se formaria.

Características hipotéticas de uma estrela negra

O campo gravitacional perto da estrela negra é quase idêntico ao de um buraco negro. Ao contrário de um buraco negro, no entanto, as estrelas negras não têm um horizonte de eventos nem uma singularidade no centro, mas o interior é completamente preenchido com matéria densa. Dentro da estrela negra, a temperatura da estrela aumenta à medida que a distância do centro do corpo celeste diminui. Finalmente, uma estrela negra emite uma radiação semelhante à de Hawking, mas ao contrário da radiação de Hawking, a radiação de estrelas negras carrega informações e, portanto, o princípio da unidade não é violado (não há perda de informação).

Notas

1.Cos'ha detto (davvero) Stephen Hawking sui buchi neri (O que Stephen Hawking (realmente) disse sobre buracos negros)

2.S. W. Hawking. Information loss in black holes. Phys. Rev. D 72, 084013 (2005) 

 

Referências

 

Carlos Barceló, Stefano Liberati, Sebastiano Sonego and Matt Visser, Scientific American (October 2009) Black Stars, Not Black Holes

Barceló, C.; Liberati, S.; Sonego, S.; Visser, M. (2008). Fate of gravitational collapse in semiclassical gravity . Physical Review D 77: 044032. doi:10.1103/PhysRevD.77.044032.

Visser, Matt; Barcelo, Carlos; Liberati, Stefano; Sonego, Sebastiano (2009) "Small, dark, and heavy: But is it a black hole?", Bibcode: 2009arXiv0902.0346V, arΧiv:arXiv:0902.0346 [gr-qc]

Gravastar

en.wikipedia.org - Gravastar 

Um gravastar é um objeto hipotetizado na astrofísica por Pawel O. Mazur e Emil Mottola como uma alternativa à teoria do buraco negro. Ele tem a métrica usual do buraco negro fora do horizonte, mas a métrica de Sitter dentro. No horizonte, há uma fina casca de matéria. O termo "gravastar" é uma “palavra-valise” das palavras "estrela do vácuo gravitacional". [1]  

Estrutura

Na formulação original de Mazur e Mottola, [2] os gravastares contêm uma região central apresentando um p = −ρ falso vácuo ou "energia escura", uma camada fina de p = ρ fluido perfeito e um vácuo verdadeiro p = ρ = 0 exterior . O comportamento semelhante à energia escura da região interna evita o colapso para uma singularidade e a presença da casca fina impede a formação de um horizonte de eventos, evitando o deslocamento infinito para o azul. A região interna não tem termodinamicamente entropia e pode ser considerada um condensado de Bose-Einstein gravitacional. O deslocamento severo dos fótons para o vermelho à medida que eles saem do poço gravitacional faria a camada de fluido também parecer muito fria, quase zero absoluto.

Além da formulação original de casca fina, gravastares com pressão contínua foram propostos. Esses objetos devem conter estresse anisotrópico. [3] 

Externamente, um gravastar parece semelhante a um buraco negro: é visível pela radiação de alta energia que emite enquanto consome matéria e pela radiação Hawking que cria. [Ray et al]  Astrônomos procuram no céu os raios X emitidos pela matéria em queda para detectar buracos negros. Um gravastar produziria uma assinatura idêntica. Também é possível, se a casca fina for transparente à radiação, que gravastares possam ser distinguidos de buracos negros comuns por diferentes propriedades de lente gravitacional, visto que geodésicas nulas podem passar. [4]  

Mazur e Mottola sugerem que a criação violenta de um gravastar pode ser uma explicação para a origem do nosso universo e de muitos outros universos, porque toda a matéria de uma estrela em colapso implodiria "através" do orifício central e explodiria em uma nova dimensão e se expandiria para sempre, o que seria consistente com as teorias atuais sobre o Big Bang. [5]  Esta "nova dimensão" exerce uma pressão externa sobre a camada condensada de Bose-Einstein e evita que ela desmorone ainda mais.  

Gravastares também podem fornecer um mecanismo para descrever como a energia escura acelera a expansão do universo. Uma hipótese possível usa a radiação Hawking como um meio de trocar energia entre o universo "pai" e o universo "filho", e assim fazer com que a taxa de expansão acelere, mas esta área está sob muita especulação. [Abbas & Majeed] [Bertone] [Brandt et al] [Chan & da Silva]  

A formação de gravastar pode fornecer uma explicação alternativa para explosões repentinas e intensas de raios gama em todo o espaço. [Brandt et al] [Vachaspati]   

As observações do LIGO de ondas gravitacionais de objetos em colisão não são consistentes com o conceito de gravastar, [6] [7] [8] ou são indistinguíveis de buracos negros comuns. [9] [10]   

Em comparação com buracos negros  

Ao levar a física quântica em consideração, a hipótese gravastar tenta resolver as contradições causadas pelas teorias convencionais de buracos negros. [11]  

Horizontes de eventos

Em um gravastar, o horizonte de eventos não está presente. A camada de fluido de pressão positiva ficaria fora do 'horizonte de eventos', sendo impedida de colapso completo pelo falso vácuo interno. [1] Devido à ausência de um horizonte de eventos, a coordenada de tempo da geometria do vácuo exterior é válida em qualquer lugar.  

Estabilidade dinâmica de gravastares

Em 2007, o trabalho teórico indicou que sob certas condições gravastares, bem como outros modelos alternativos de buracos negros, não são estáveis quando giram. [12] Trabalhos teóricos também mostraram que certos gravastares rotativos são estáveis assumindo certas velocidades angulares, espessuras de casca e compactação. Também é possível que alguns gravastares que são matematicamente instáveis possam ser fisicamente estáveis em escalas de tempo cosmológicas. [13] O suporte teórico para a viabilidade de gravastares não exclui a existência de buracos negros como mostrado em outros estudos teóricos. [14]  

Gravastares tem sido propostos como a solução do efeito de "instabilidade dos pares" e uma possível explicação para as massas observadas dos objetos compactos, antes do colapso, a partir do sinal gravitacional GW190521. [Antoniou]

Referências

Abbas, G.; Majeed, K.  "Isotropic Gravastar Model in Rastall Gravity", Advances in Astronomy, vol. 2020, Article ID 8861168, 10 pages, 2020. - www.hindawi.com  

Antoniou, Ioannis. Black hole or Gravastar? The GW190521 case. - www.researchgate.net - arxiv.org 

Brandt, C.F.C.; Chan, R.; da Silva, M.F.A.; Rocha, P. Charged Gravastar in a Dark Energy Universe. Journal of Modern Physics 6, 879 (2013) - arxiv.org  

Bertone, Gianfranco. Gravitational wave probes of dark matter: challenges and opportunities. SciPost Phys. Core 3, 007 (2020) - scipost.org  

Chan, Roberto; da Silva, M. F. A. Gravastars and Black Holes of Anisotropic Dark Energy. General Relativity and Gravitation 43(8), September 2010. - www.researchgate.net   

Ray, Saibal; Sengupta, Rikpratik; Nimesh, Himanshu.Gravastar: an alternative to black hole. October 2019. - www.researchgate.net  

Vachaspati, Tanmay. Black Stars and Gamma Ray Bursts. July 2007. - www.researchgate.net    

1.”Esta solução das equações de Einstein é estável e não possui singularidades.” "Los Alamos researcher says 'black holes' aren't holes at all". Los Alamos National Laboratory. Archived from the original - on 13 December 2006. Retrieved 10 April2014.   

2.Mazur, Pawel O.; Mottola, Emil (27 February 2002). "arXiv:gr-qc/0109035v5 27 Feb 2002Gravitational Condensate Stars: An Alternative to Black Holes". pp. 1–4. -  arXiv:gr-qc/0109035 

3.Cattoen, Celine; Faber, Tristan; Visser, Matt (2005-09-25). "Gravastars must have anisotropic pressures". Classical and Quantum Gravity. 22 (20): 4189–4202. arXiv:gr-qc/0505137. Bibcode:2005CQGra..22.4189C. doi:10.1088/0264-9381/22/20/002. S2CID 10023130. 

4.Sakai, Nobuyuki; Saida, Hiromi; Tamaki, Takashi (2014-11-17). "Gravastar shadows". Phys. Rev. D. 90 (10): 104013. arXiv:1408.6929. Bibcode:2014PhRvD..90j4013S. doi:10.1103/physrevd.90.104013. S2CID 119102542. 

5.Chown, Marcus (7 June 2006). "Is space-time actually a superfluid?". New Scientist. Archived from the original on 2016-04-12. Retrieved 2017-11-04. It’s the big bang," says Mazur. "Effectively, we are inside a gravastar. "alternate URL". bibliotecapleyades.net. 

6.Chirenti, Cecilia; Rezzolla, Luciano (2016-10-11). "Did GW150914 produce a rotating gravastar?". Physical Review D. 94 (8): 084016. arXiv:1602.08759. Bibcode:2016PhRvD..94h4016C. doi:10.1103/PhysRevD.94.084016. S2CID 16097346.  “Concluímos que não é possível modelar o anel medido de GW150914 como devido a um gravastar em rotação.”

7."Did LIGO detect black holes or gravastars?". ScienceDaily. October 19, 2016. Retrieved 2017-11-04. 

8."LIGO's black hole detection survives the gravastar test". Extreme Tech. 2016-10-26. Retrieved 2017-11-04. 

9."Was gravitational wave signal from a gravastar, not black holes?". New Scientist. 2016-05-04. Retrieved 2017-11-04. “Nosso sinal é consistente com a formação de um buraco negro e um objeto sem horizonte - simplesmente não podemos dizer.”

10.Cardoso, Vitor; Franzin, Edgardo; Pani, Paolo (2016-04-27). "Is the gravitational-wave ringdown a probe of the event horizon?". Physical Review Letters. 116 (17): 171101. arXiv:1602.07309. Bibcode:2016PhRvL.116q1101C. doi:10.1103/PhysRevLett.116.171101. ISSN 0031-9007. PMID 27176511. S2CID 206273829.

11.Stenger, Richard (22 January 2002). "Is black hole theory full of hot air?". CNN.com. Retrieved 10 April 2014.

12.Vitor Cardoso; Paolo Pani; Mariano Cadoni; Marco Cavaglia (2008). "Ergoregion instability of ultra-compact astrophysical objects". Physical Review D. 77 (12): 124044. arXiv:0709.0532. Bibcode:2008PhRvD..77l4044C. doi:10.1103/PhysRevD.77.124044. S2CID 119119838. 

13.Chirenti, Cecilia; Rezzolla, Luciano (October 2008). "Ergoregion instability in rotating gravastars" (PDF). Physical Review D. 78 (8): 084011. arXiv:0808.4080. Bibcode:2008PhRvD..78h4011C. doi:10.1103/PhysRevD.78.084011. S2CID 34564980. Archived from the original (PDF) on 4 March 2016. Retrieved 10 April 2014.

14.Rocha; Miguelote; Chan; da Silva; Santos; Anzhong Wang (2008). "Bounded excursion stable gravastars and black holes". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2008(6): 025. arXiv:0803.4200. Bibcode:2008JCAP...06..025R. doi:10.1088/1475-7516/2008/06/025. S2CID 118669175.