S = (1/4(c3k/Għ)A
(Formula) pentru entropia lui Bekenstein-Hawking (S) a unei găuri negre, care depinde de aria găurii negre (A) .Constantele sunt viteza luminii (c), constanta Boltzmann (k), constanta lui Newton (G) și constanta redusă Planck (ħ). În unitățile Planck, acest lucru se reduce la S = A/4.)
În 1971, Hawking a arătat în condiții generale că suprafața totală a orizonturilor evenimentului din orice colecție de găuri negre clasice nu poate scădea niciodată, chiar dacă acestea se ciocnesc și se îmbină. Acest rezultat, cunoscut acum ca a doua lege a mecanicii găurilor negre, este remarcabil de similar cu a doua lege a termodinamicii, care afirmă că entropia totală a unui sistem nu poate scădea niciodată. Ca și în cazul obiectelor clasice la temperatură absolută zero, s-a presupus că găurile negre au entropie zero. Dacă s-ar întâmpla așa, cea de-a doua lege a termodinamicii ar fi încălcată de către materia cu entropie care intră într-o gaură neagră, rezultând o scădere a entropiei totale a universului. De aceea, Bekenstein a propus ca o gaură neagră să aibă o entropie și că ea ar trebui să fie proporțională cu aria orizontului ei.
Legătura cu legile termodinamicii a fost consolidată și mai mult de descoperirea lui Hawking că teoria câmpului cuantic prezice că o gaură neagră radiază radiația corpului negru la o temperatură constantă. Acest lucru pare să provoace o încălcare a celei de-a doua lege a mecanicii găurilor negre, deoarece radiația va îndepărta energia din gaura neagră, determinând-o să se micșoreze. Radiația, totuși, îndepărtează și entropia, și se poate dovedi, în ipoteza generală, că suma entropiei materiei care înconjoară o gaură neagră și un sfert din suprafața orizontului măsurată în unitățile Planck este de fapt întotdeauna în creștere. Acest lucru permite formularea primei legi a mecanicii găurilor negre ca analog al primei legi a termodinamicii, masa acționând ca energie, gravitația suprafeței ca temperatură și aria ca entropie.
O caracteristică ciudată este că entropia unei găuri negre se scindează cu suprafața ei mai degrabă decât cu volumul ei, deoarece entropia este, în mod normal, o cantitate extinsă care se aliniază liniar cu volumul sistemului. Această proprietate i-a condus pe Gerard ‘t Hooft și Leonard Susskind să propună principiul holografic, ceea ce sugerează că orice lucru care se întâmplă într-un volum de spațiu poate fi descris de datele de pe limita acelui volum.
Deși relativitatea generală poate fi folosită pentru a efectua un calcul semi-clasic al entropiei găurii negre, această situație este teoretic nesatisfăcătoare. În mecanica statistică, entropia este înțeleasă ca numărarea configurațiilor microscopice ale unui sistem care au aceleași calități macroscopice (cum ar fi masa, sarcina, presiunea etc.). Fără o teorie satisfăcătoare a gravitației cuantice, nu se poate realiza un astfel de calcul pentru găurile negre. S-au înregistrat unele progrese în diferitele abordări ale gravitației cuantice. În 1995, Andrew Strominger și Cumrun Vafa au arătat că numărarea microstărilor unei găuri negre supersimetrice specifice în teoria corzilor a reprodus entropia Bekenstein-Hawking. De atunci, rezultate similare au fost raportate pentru diferite găuri negre, atât în teoria corzilor, cât și în alte abordări ale gravitației cuantice, cum ar fi gravitatea cuantică în bucle.
Lasă un răspuns