貝肯斯坦上限

在物理學中，貝肯斯坦上限（英語：Bekenstein bound）是在一有限能量之有限空間內熵${\displaystyle S}$或資訊${\displaystyle I}$的上限。反過來說，該上限是要精確描述一物理系統至量子層級的最大需要資訊量^[1]。這表示若要精確描述一個佔有有限空間之有限能量物理系統，只需要有限的資訊量。

大麥哲倫雲面前的黑洞（中心）的模擬視圖

緣起

貝肯斯坦從涉及黑洞的啟發式觀點導出此上限式。如果存在系統違反此不等式，也就是有太多的熵，則貝肯斯坦認為這將違反熱力學第二定律。1995年，泰德·雅各布森（英語：Ted Jacobson）證明了愛因斯坦場方程^[a]可以藉由假設貝肯斯坦上限和熱力學定律的真實性而導出^[2][3]。然而，雖然一些理論已經表明某種形式的上限必須存在，以使熱力學和廣義相對論相互一致，但該上限的確切表述一直是人們爭論的一個問題^{[4][5][6][7][8][9][10][11][12][13][14]}。

表示式

雅各布·貝肯斯坦

此上限的普遍形式由雅各布·貝肯斯坦首次提出，以不等式表示之^[1][4][5]。以熵表示之該不等式為：

${\displaystyle S\leq {\frac {2\pi kRE}{\hbar c}}}$

其中${\displaystyle S}$是熵、${\displaystyle k}$是波茲曼常數、${\displaystyle R}$是包圍整個系統的球殼半徑、${\displaystyle E}$是包含任何靜止質量的總質能、${\displaystyle \hbar }$是約化普朗克常數、${\displaystyle c}$則是真空中的光速。然而，雖然重力在此效應中扮演著很重要的角色，但該不等式中並未出現萬有引力常數${\displaystyle G}$。

若以二進制信息表示之，則該不等式為：

${\displaystyle I\leq {\frac {2\pi RE}{\hbar c\ln 2}}}$

其中${\displaystyle I}$是資訊含量，以位元數表示球殼中所含有的量子態。而式中ln2項則來自定義資訊量為量子狀態數目的自然對數值^[15]。若使用質能等價定理，該資訊上限式可表示為：

${\displaystyle I\leq {\frac {2\pi cRm}{\hbar \ln 2}}\approx 2.577\times 10^{43}mR}$

其中${\displaystyle m}$是系統質量，以公斤表示，而半徑${\displaystyle R}$則以公尺作為其單位。

貝肯斯坦-霍金方程

參見：黑洞熱力學

1972年，史蒂芬·霍金證明了黑洞視界的表面積永不會減少，兩個黑洞合併後的黑洞面積不會小於原先兩個黑洞面積之和。與此同時，雅各布·貝肯斯坦運用此理論提出了黑洞熵的概念。為了符合熱力學第二定律，黑洞必須擁有熵。如果黑洞沒有熵，則可以藉由將物質丟入黑洞中來違反熱力學第二定律。黑洞熵的增加必須超過被吞入物質所減少的熵。貝肯斯坦認為，黑洞的表面積與它的熵含量成正比，從而使其不違反熱力學第二定律。貝肯斯坦在他的論文中指出：

“	黑洞物理學和熱力學之間存在有很多相似之處，其中最顯著的是黑洞表面積和熵的行為的相似性：這兩個量都是不可逆地增加的[16]。	”
——雅各布·貝肯斯坦：《黑洞和熵》Phys. Rev. D 7:2333-2346 (1973)

貝肯斯坦認為，黑洞表面積與其熵含量的正比係數接近${\displaystyle {\frac {{\frac {1}{2}}\cdot \ln {2}}{4\pi }}}$。1974年，霍金提出了霍金輻射^[17][18]，並運用能量、溫度與熵之間的熱力學關係證實了貝肯斯坦的猜想，同時修正其正比係數為${\displaystyle {\frac {1}{4}}}$^[19][10]：

${\displaystyle S_{\text{BH}}={\frac {kA}{4\ell _{\mathrm {P} }^{2}}}}$

其中${\displaystyle A}$是黑洞視界的表面積，利用${\displaystyle 4\pi R^{2}}$求得。${\displaystyle k}$是波茲曼常數，${\displaystyle \ell _{\mathrm {P} }={\sqrt {G\hbar /c^{3}}}}$則是普朗克長度。此公式經常被稱為「貝肯斯坦-霍金方程」（Bekenstein–Hawking formula），其中下標BH可指黑洞（black hole）或貝肯斯坦-霍金（Bekenstein-Hawking）的首字母縮寫。使用貝肯斯坦上限求得之最大熵含量正好等於由此方程求得之黑洞熵，此結果促成了全像原理的發展^[10]。

參見

• 物理學主題
• 天文學主題

• 黑洞資訊悖論
• 黑洞熵
• 玻爾茲曼大腦
• 數碼物理學
• 計算上的極限（英語：Limits to computation）

註釋

1. 即廣義相對論。

參考資料

1. Jacob D. Bekenstein, "Universal upper bound on the entropy-to-energy ratio for bounded systems" （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, Physical Review D, Vol. 23, No. 2, (January 15, 1981), pp. 287-298, doi:10.1103/PhysRevD.23.287, Bibcode：1981PhRvD..23..287B. （）.
2. Ted Jacobson, "Thermodynamics of Spacetime: The Einstein Equation of State", Physical Review Letters, Vol. 75, Issue 7 (August 14, 1995), pp. 1260-1263, doi:10.1103/PhysRevLett.75.1260, Bibcode：1995PhRvL..75.1260J. Also at

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3. Lee Smolin, Three Roads to Quantum Gravity (New York, N.Y.: Basic Books, 2002), pp. 173 and 175, ISBN 0-465-07836-2,

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17. Matson, John. Artificial event horizon emits laboratory analogue to theoretical black hole radiation. Sci. Am. Oct 1, 2010 [2015-09-08]. （原始內容存檔於2013-11-15） （英語）.
18. A Brief History of Time, Stephen Hawking, Bantam Books, 1988.
19. Majumdar, Parthasarathi. Black Hole Entropy and Quantum Gravity 73: 14. 1999. Bibcode:1999InJPB..73..147M. arXiv:gr-qc/9807045  （英語）.

外部連結

• Jacob D. Bekenstein, "Bekenstein bound" （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） , Scholarpedia, Vol. 3, No. 10 (2008), p. 7374, doi:10.4249/scholarpedia.7374.
• Jacob D. Bekenstein, "Bekenstein-Hawking entropy" （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） , Scholarpedia, Vol. 3, No. 10 (2008), p. 7375, doi:10.4249/scholarpedia.7375.
• Jacob D. Bekenstein's website （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） at the Racah Institute of Physics, Hebrew University of Jerusalem, which contains a number of articles on the Bekenstein bound.