Fórmula de Bekenstein-Hawking (FB-H) com elementos categorias de Graceli.

S_BH = 8π² M² (k_B G/h c)[hcET] [pTEMRLDP][pe,ice,t,mfeG, ee,te,pii]  [caG]., 


hoje conhecida como Fórmula de Bekenstein-Hawking (FB-H),

 [hcET] [pTEMRLDP][pe,ice,t,mfeG, ee,te,pii]  [caG].

 [hcET] [pTEMRLDP]. = Quantum CONSTANT h, velocity of light [c], entanglement, tunneling, temperature potential, electromagnetic, radioactive, luminescence, dynamic, pressure resistance, electrostatic potential, charge and energy interactions, transformations, phase changes of Graceli states , enthalpies and entropies, transcendences of energies. potential interactions of isotopes, and categories of Graceli.

E,M = [hcET] [pTEMRLDP][pe,ice,t,mfeG, ee,te,pii]  [caG].

 [hcET] [pTEMRLDP]. = CONSTANTE quântica h, velocidade da luz [c], emaranhamento, tunelamento, potencial de temperatura, eletromagnético, radioativo, luminescente, dinâmico, resistência à pressões, potencial eletrostático, interações de cargas e energias, transformações, mudanças de fases de estados de Graceli, entalpias e entropias, transcendências de energias. potenciais de interações de isótopos, e categorias de Graceli.

 , p. 737) e em 1973 , o físico israelense Jacob David Bekenstein (n.1947) (de origem mexicana) sugeriu que a área do horizonte de eventos [superfície traçada em torno de um buraco negro (“black hole”) (BN)] fosse a entropia desse corpo celeste. Contudo, em 1973 (Communications in Mathematical Physics 31, p. 161), James A. Bardeen, Brandon Carter (n.1942) e Hawking mostraram que, se um buraco negro tivesse entropia, deveria, então, possuir também temperatura e, consequentemente, pelas Leis da Termodinâmica, deveria irradiar, o que contradizia o próprio conceito desse objeto cósmico. Desse modo, concluíram que a entropia de um buraco negro era infinita. Para contornar essa dificuldade, procurando uma relação entre a Teoria da Relatividade Geral e a Mecânica Quântica, Hawking publicou um artigo, em 1974 (Nature 248, p. 30), no qual apresentou a ideia de que os buracos negros poderiam criar e emitir partículas, tais como neutrinos ou fótons, em uma temperatura T_H, em graus Kelvin (K), conhecida como temperatura Hawking, cuja expressão é dada pela expressão: T_H = h k/(4π mc k_B), onde k é a gravidade superficial do horizonte de eventos, e k_B é a constante de Boltzmann. Note-se que, ainda em 1974 (PhysicalReview D9, p. 3292), Bekenstein formulou o hoje limite de Bekenstein: a quantidade de informação que pode ser contida em uma dada região do espaço é finita e proporcional à área da fronteira da região considerada e medida em unidades de Planck. M_P = 10^-5 g, =10^{-33 cm, E}_P = 10¹⁹ GeV.

                   Essa ideia da emissão de partículas por parte de um BN, hoje conhecida como radiação (efeito) Hawking, foi completada por Hawking, em 1975 (Communications in Mathematical Physics 43, p. 199), em um trabalho no qual deduziu a célebre fórmula para a entropia de um buraco negro (S_BN) que, no caso de ele ser esfericamente simétrico, tem a forma: S_BH = 8π² M² (k_B G/h c), hoje conhecida como Fórmula de Bekenstein-Hawking (FB-H), expressão que claramente que a entropia por unidade massa (S_BN/M) é proporcional à massa M do buraco negro, confirmando o que Hawking havia sugerido no artigo de 1974 (visto acima), ou seja, que um BN poderia irradiar. Registre-se que um resultado análogo a esse foi encontrado, ainda em 1975, em trabalhos independentes de Robert M. Wald (Communications in Mathematical Physics 45, p. 9) e L. Parker (Physical Review D12, p. 1519). Observe-se que, em 1996 (Physics Letters B379, p. 99), a origem microscópica da FB-H foi discutida pelos físicos Strominger e o iraniano-norte-americano Cumrun Vafa (n.1960) por intermédio da Teoria de Cordas; neste artigo eles mostraram que os BN são corpos complexos, feitos de estruturas quânticas multidimensionais: as D-branas. Para outros detalhes sobre os buracos negros, ver: Kip S. Thorne, Black Holes & Time Warps (W. W. Norton & Company, 1994).