5.6.2 Die Bekenstein-Hawking Entropie
Die von dem israelischen Physiker Jakob Bekenstein und Stephen Hawking formulierte Bekenstein – Hawking Entropie stationärer Schwarzer Löcher (vgl. 5.4.1.1) , die sich langfristig in einem unveränderlichen Zustand befinden, haben wir bereits kennengelernt.
Ihre Entropie (vgl. auch 5.3) beträgt: SSL = kb c3 A ⁄ 4 ħ G = kb A ⁄ 4 lP2 , wobei SSL die Entropie des Schwarzen Loches ist, kb die Boltzmann Konstante, c die Lichtgeschwindigkeit, A die Oberfläche des Schwarzen Lochs, ħ das Plancksche Wirkungsquantum (= 6.62607015 · 10-34 J s, dividiert durch 2pi), G die Gravitationskomstante – 6,67430 ± 0,00015 · 10-11 m3 ⁄ kg · s2 und lP2 das Quadrat der Plancklänge [≈ 2,612 x 10-66 cm2].1
Auf der Grundlage der Entropie-Gleichung Bekensteins und Hawkings lässt sich ein Zusammenhang zwischen Thermodynamik (vgl. 5.2. und Allgemeine Relativitätstheorie herstellen.
Das fundamentale Ziel einer, bisher nur in Ansätzen existierenden Theorie der Quantengravitation (vgl. 5.6) ist die Interpretation der Bekenstein-Hawking-Entropie durch mikroskopische Freiheitsgrade, d.h. die Anzahl der zur Beschreibung eines thermodynamischen Systems zu berücksichtienden unabhängigen Zustandsgrößen, z. B. Druck, Temperatur, Teilchenzahl, Entropie, etc.
Die Bekenstein-Hawking-Entropie bildete eine wichtige Motivation für die Formulierung des holografischen Prinzips (vgl. 5.1 ).
- Artikel „Bekenstein-Hawking-Entropie“, Wikipedia, [Digitale Ausgabe], URL: https://de.wikipedia.org/wiki/Bekenstein-Hawking-Entropie ↩︎
