Jacob Bekenstein et Stephen Hawking ont montré que les trous noirs stockent une information cachée : l'entropie. Mais comment apparaît-elle exactement ? À l'intérieur d'un trou noir, il n'y a pas de point de densité infinie ; à la place, il existe un noyau semblable à un univers miniature. Ce noyau peut se comporter de deux manières. S'il se dilate (paramètre d'expansion \(H\) positif), l'entropie s'accumule, comme la chaleur dans un four. S'il se contracte (\(H\) négatif), l'entropie devient négative — non pas une dette, mais plutôt l'antipode de la chaleur ordinaire, qui, additionnée à l'entropie de l'horizon, donne zéro. Ainsi, un trou noir gravastar possède une entropie totale nulle.
Du point de vue de la gravité quantique, le noyau-boussole peut basculer entre les deux régimes par un saut quantique, comme le basculement d'une aiguille. Ces transitions laissent des traces — une série d'ondes gravitationnelles que les détecteurs pourraient peut-être enregistrer à l'avenir.
Pour un trou noir astrophysique de masse 10 M☉, la description semi-classique de l'effondrement s'effondre à n ~ 0.01 — bien avant la violation classique de Minkowski (n=0). Dans ce régime, la température de l'horizon interne dépasse la température de Planck, et la géométrie devient une mousse quantique.