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物理学において、ブラックホール熱力学（ブラックホールねつりきがく、）は、ブラックホールの事象の地平線の存在を含む熱力学の法則を探す研究分野である。黒体輻射 (black body radiation) の統計力学の研究が量子力学の到来を促したのと同じように、ブラックホールの統計力学を理解しようとする努力は、量子重力理論の理解に深い影響を与えてきており、ホログラフィック原理の定式化を導いた。 ==ブラックホール== 熱力学第二法則を満たす唯一の方法は、ブラックホールがエントロピーを持つことを認めることである。ブラックホールがエントロピーを持っていなければ、ブラックホールに何らかの質量を持ったものを投げ込むことで、第二法則を破ることが可能となってしまう。対象を飲み込むことで失われるエントロピーの減少を、ブラックホールのエントロピーの増加のほうが上まわる。 スティーブン・ホーキング (Stephen Hawking) によって証明された定理を根幹として、ヤコブ・ベッケンシュタイン (Jacob Bekenstein) は、事象の地平線の面積をプランク面積で割った値にブラックホールのエントロピーは比例するであろうと予想した。ベッケンシュタインは、比例定数は となり、この値に正確に一致しない場合でも、この値に非常に近い値となるであろうと示唆した。翌年、ホーキングはブラックホールが熱的な輻射、ホーキング輻射をしていることを示し〔"First Observation of Hawking Radiation" from the ''Technology Review''〕、これに対応する特定の温度（ホーキング温度）を持っていることを示した〔Charlie Rose: A conversation with Dr. Stephen Hawking & Lucy Hawking 〕〔''A Brief History of Time'', Stephen Hawking, Bantam Books, 1988.〕。エネルギーと温度とエントロピーの熱力学の関係を使い、ホーキングはベッケンシュタインの予想を確かめ、比例定数をと確定することができた。 : ここでは事象の地平線の表面積であり、はボルツマン定数、はプランク長である。この式はしばしばベッケンシュタイン・ホーキングの公式 (Bekenstein–Hawking formula) と呼ばれる。添字のBHは、「ブラックホール」あるいは「ベッケンシュタイン・ホーキング」を意味する。ブラックホールのエントロピーは、事象の地平線の面積に比例する。ブラックホールのエントロピーがベッケンシュタイン境界によって得られる最大エントロピーでもある事実は、ホログラフィック原理を導いた主な要因である〔。
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