Where Does Black Hole Entropy Lie? Some Remarks on Area-Entropy Law, Holographic Principle and Noncommutative Space-Time
在面对量子引力和普朗克尺度物理的终极理论的严重的和基本的问题，我们强调了潜在的非对易时空，如斯奈德或杨的洛伦兹协变量子化时空的重要性。贝肯斯坦-霍金的面积熵定律和全息原理的背景现在基本上是根据{ \it Kinematical}全息关系[KHR]来理解的，它在杨的量子化时空中是由于其自身的非对易几何性质引起的空间自由度的运动学减少的结果。[KHR]在任何一个半径为$L $的$d-$维球体积$V_d^L$内的空间自由度$n^L_{\rm dof} (V_d^L)$与其边界面积${\cal A} (V_d^L).$之间存在一个确定的比例关系$ n^L_{\rm dof} (V_d^L)= {\cal A} (V_d^L) / G_d$。这为我们提出的新的黑洞面积熵定律提供了坚实的基础，并使我们能够把“黑洞力学第一定律”与“黑洞热力学，“朝着我们的最终目标：{ \it Statistical}和{ \it substantial}理解在非对易量子化时空的新概念下的黑洞的面积熵定律。
2014-01-27 gr-qc hep-th
Entropy of an extremal regular black hole
在Einstein引力与非线性电动力学耦合系统中引入了一个磁荷极值正则黑洞。它的近地平线几何形状由$AdS_2\times S^2$给出。事实证明，熵函数方法不会自动导致贝肯斯坦-霍金熵的正确熵。这与爱因斯坦-麦克斯韦理论中的极端Reissner-Norström黑洞的情况形成对比。我们的结论是，熵函数的方法不工作的磁荷极规则黑洞没有奇异性，因为熵函数的非线性。
2007-12-10 gr-qc hep-th
The Entropy of a Vacuum: What Does the Covariant Entropy Count?
我们认为，对黑洞的形成和蒸发的幺正描述意味着贝肯斯坦-霍金熵是“真空熵”：在一个固定的经典时空背景下，量子场论可以在一个完整的引力量子理论中出现的可能独立方式的对数。在许多情况下，协变熵计算这种熵--在完全量子引力中突现量子场论的简并性--在每个量子场论中粒子激发的熵只给出一个微小的扰动。在林德勒对（黑洞）视界的描述中，相关的真空自由度表现为代表第二外部区域的状态所携带的额外隐藏量子数;这个量子数在涌现量子场论中是不可见的。在遥远的图景中，这些态是拉伸视界上本征量子引力自由度的指数简并基态和激发态。黑洞的形成和蒸发过程中，坍缩物质的熵转化为真空的熵，再转化为终态霍金辐射的熵。在演化的中间阶段，真空与（早期）霍金辐射之间的纠缠发展，通过蒸发过程，这种纠缠转变为末态霍金量子之间的纠缠。在整个进化过程中，视界保持平滑;特别是，没有防火墙的发展。类似的考虑也适用于宇宙学视界，例如亚稳态de-Sitter空间的视界。
2014-10-05 gr-qc hep-th
How Much Geometry Does Horizon Entropy Determine? A Discourse on Entropy, Gravity, and Observable Quantities
Nanjing University of Aeronautics and Astronautics（南京航空航天大学）
本文在Jacobson的热力学推导基础上，对比GEVAG与EGC框架的异同，研究其对贝肯斯坦界的影响，最终提出实验室测量的$G$本质的核心问题。
2026-09-03 gr-qc hep-th
The generalised second law and the black hole evaporation in an empty space as a nonequilibrium process
当一个黑洞处于一个空的空间中，在这个空的空间中，除了霍金辐射的物质场（霍金场）之外，没有任何物质场，那么这个黑洞就蒸发了，并且这个黑洞的熵减小了。广义第二定律保证了由黑洞和霍金场组成的整个系统的总熵的增加。也就是说，霍金场熵的增加比黑洞熵的减少要快。在朴素的意义上，人们可以认为霍金场的熵增加是由于霍金场的复合粒子之间的自相互作用，而霍金场的“自”弛豫导致了熵增加。然后，当我们把一个非自相互作用的物质场看作霍金场时，很明显，自弛豫不会发生，我们可能会认为总熵不会增加。然而，利用最近发展起来的非平衡态热力学，我们发现对于非自相互作用的Hawking场，随着黑洞在真空中的蒸发，Hawking场的熵增加速率（黑洞的熵发射速率）比黑洞的熵减少速率增长得更快。霍金场熵增加的根源是黑洞温度的增加。因此，广义第二定律的非平衡态热力学的背景下的理解建议，即使霍金场的自弛豫不发生，在蒸发过程中的黑洞的温度升高引起的霍金场的熵增加，导致总熵的增加。
2006-09-13 astro-ph gr-qc hep-th
Gravitational Condensate Stars: An Alternative to Black Holes
提出了一种新的引力坍缩终点解。通过将玻色-爱因斯坦凝聚的概念推广到引力系统，构造了一个内部为de Sitter凝聚相，外部为任意总质量M的Schwarzschild几何的冷态紧致物体.它们被具有小但有限厚度的流体的相边界分开，其中，状态p= +rho，取代了史瓦西和德西特经典视界。新的解没有奇点，没有事件视界，和一个全球时间。它的熵在小的涨落下最大化，并由薄壳的标准流体动力学熵给出，而不是贝肯斯坦-霍金熵。与黑洞不同，这种坍缩的恒星是稳定的，没有信息悖论。
2023-02-15 astro-ph gr-qc hep-th
A comment on black hole entropy or does Nature abhor a logarithm?
最近，人们对量子修正形式的贝肯斯坦-霍金黑洞熵产生了浓厚的兴趣。一致的观点是，首阶校正应该是视界面积的对数;然而，对数前因子的值仍然是一个值得注意的争议点。最近，霍德采用了统计参数，限制这个前因子是一个非负整数。在本文中，我们引用了一些独立的考虑来论证前因子的“最佳猜测”可能只是零。值得注意的是，这个值符合先前的预测，而且似乎暗示了一些基本的对称性。
2004-11-02 gr-qc hep-th
How does the entropy/information bound work ?
根据普适熵界，一个完整的弱自引力物理系统的熵（以及信息容量）可以仅根据其外切半径和总引力能来界定。该界的正确性是支持显式的统计计算熵，gedanken实验涉及广义第二定律，和布索的协变全息界。另一方面，在一个特定的例子中，系统如何避免在给定的能量下有太多的状态，从而避免违反约束，这并不总是显而易见的。我们详细分析了几个所谓的这种类型的反例（涉及系统的大质量粒子，系统在低温下，系统与最低的激发态，系统与退化的基态，或涉及粒子光谱与几乎无质量的物种增殖的高简并），并在每一种情况下表现出绑定的功效背后的机制。
2004-04-07 gr-qc hep-th quant-ph
Does horizon entropy satisfy a Quantum Null Energy Conjecture?
事件视界面积给$4G$乘以熵的观点的现代版本是全息场论的Hubeny-Rangamani因果全息信息（CHI）提议。给定全息QFT的区域$R$，CHI计算引力对偶中事件视界的某个切割上的$A/4G$。结果自然地被解释为QFT的粗粒度熵。当$\partial R$位于QFT时空的Killing视界上时，CHI已知比细粒度的Hubeny-Rangamani-Takayanagi（HRT）熵大10倍，并且在这种情况下满足熵的其他非平凡性质。在这里，我们提出的证据表明，它也满足量子零能条件（QNEC），其中的边界的熵的二阶导数的量子场论的一侧的非膨胀的零表面的应力能量通量的表面。特别是，我们显示CHI满足QNEC在1+1全息CFTs时，在状态双锥缺陷在AdS $_3$评估。这一令人惊讶的结果进一步支持了这样一种观点，即CHI定义了一个有用的粗粒度全息熵概念，并暗示了体视界生成器从焦散中出现的速率的前所未有的界限。为了补充我们的动机，我们包括一个附录，推导出相应的粗粒度广义第二定律的1+1全息CFTs微扰耦合到介子引力。
2016-11-03 gr-qc hep-th
Noether Current, Black Hole Entropy and Spacetime Torsion
我们证明，与爱因斯坦引力的任何其他非平凡修改不同，时空扭转的存在是否会影响黑洞熵。这个理论是同形不变性的，它导致了诺特流，从而导致了诺特荷，它可以与时空的热含量相关联。此外，时空继承挠率的演化可以用适当定义的表面自由度和体自由度之间的差异来编码。对于静态时空，表面自由度和体自由度重合，导致全息均分。这样做，我们可以看到表面自由度源自视界面积，很明显时空挠率对表面自由度没有贡献，因此也不会对黑洞熵有贡献。我们进一步表明，在扭转的存在下的引力哈密顿量不继承任何扭转依赖的边界项，因此第一定律起源于变化的哈密顿量，涉及熵的面积。这再次证实了我们的观点，即挠率并不改变黑洞的熵。
2018-11-01 gr-qc hep-th
Conformal entropy from horizon states: Solodukhin's method for spherical, toroidal, and hyperbolic black holes in D-dimensional anti-de Sitter spacetimes
在D时空维中，计算了静态的、带电的、具有球形、环形和双曲紧致和定向视界的黑洞的熵。这些黑洞生活在反德西特时空中，即，具有负宇宙学常数的时空。为了找到熵，遵循Solodukhin开发的方法。该方法包括在度量中的变量的重新定义，通过考虑径向坐标作为一个标量场。然后进行2+（D-2）维降维，其中（D-2）维在角坐标中，获得2维有效标量场理论。这个理论是在无限小的视界附近的共形理论。相应的共形对称将有守恒电荷，与它的无穷小共形生成元相关联，这将生成一个经典的Virasoro型泊松代数。通过转移电荷和用置换子代替Poisson括号，恢复了维拉索罗代数的通常形式，从而得到零级守恒电荷本征值L_0和非零的中心荷c.然后通过Cardy公式获得熵。
2006-02-14 cond-mat.stat-mech gr-qc hep-th
Self-regularized entropy: What does black hole entropy predict for tests of Kerr no-hair theorem?
University of Waterloo（滑铁卢大学）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（珀尔帖理论物理研究所）
本文研究了量子黑洞模型中无毛定理的检验，通过计算无毛熵，发现近视界态密度的变化使紫外发散自调节，从而消除了对人工截断的需要，并提出了观测目标。
2026-06-04 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Entropy of Extremal Black Hole Solutions of String Theory
对于极端黑洞，热力学熵与面积不成正比。对弦论的三类极值黑洞解给出了热力学允许的一般形式，并证明与由基本弦态密度计算的熵是一致的。另一方面，纠缠熵一般不同意这些结果。
1995-09-29 gr-qc hep-th
Feynman's Entropy and Decoherence Mechanism
如果我们降低给定量子系统的相干性，结果是熵增加。这是否一定要把这个量子系统转换成经典系统呢？这个问题的答案是否定的，一致性的降低意味着更多的不确定性。这似乎并没有使系统更接近没有不确定性的经典系统。我们研究的问题，使用两个耦合的谐振子，我们对其中之一，而其他振荡器的意见是假设是不可观测的或在费曼的宇宙的其余部分。我们对宇宙其他部分的无知导致熵的增加。然而，该系统是否像经典系统那样工作？这个系统何时以及如何表现得像一个经典系统？它表明，这个悖论可以解决，只有当测量沿正常坐标。费曼部分子图像是这种退相干机制的一个具体物理例子。
2000-09-04 gr-qc hep-ph hep-th
Upper Bound of Barrow Entropy Index from Black Hole Fragmentation
本研究基于大黑洞不碎裂的热力学稳定性，推导Barrow熵指数$δ$的上限，得出太阳质量黑洞对应的$δ\lesssim O(10^{-3})$，与固定$δ$的宇宙学约束范围一致，说明$δ$随能量跑动不会提升其允许值。
2024-04-14 gr-qc hep-th
Logarithmic Corrections in Black Hole Entropy Product Formula
通过显式精确计算表明，只要取了\emph{effects of stable thermal fluctuations}，熵积公式就应该是\emph{not be mass-independent}或\emph{does it quantized} .通过给出非旋转和旋转黑洞的具体例子来检验。
2016-06-01 gr-qc hep-th
Relative entropy and the Bekenstein bound
在Marolf等人以前的工作的基础上，我们将量子场论和统计力学中的一些精确结果与贝肯斯坦熵的普遍界联系起来。具体地说，我们考虑真空和另一个状态之间的相对熵，都减少到一个局部区域。我们提出，在适当的解释下，在这种情况下，相对熵的正性构成了平坦空间中界的一个定义良好的陈述。我们表明，这个版本自然产生的约束从广义第二定律时，考虑到量子效应的原始推导。在这个公式中，界限自动成立，特别是它不会受到物种扩散问题的影响。结果表明，虽然在经典水平上的限制是相关的，它不引入新的物理约束半经典。
2008-08-25 gr-qc hep-th quant-ph
Entanglement entropy of near-extremal black hole
Steklov Mathematical Institute, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院斯捷克洛夫数学研究所）
本文研究近极值赖斯纳-诺德斯特龙黑洞的霍金辐射纠缠熵随质量的变化，提出电荷与质量的约束方程，证明特定标度参数下，黑洞质量超普朗克质量时纠缠熵不会在蒸发末期爆炸。
2026-10-22 gr-qc hep-th
How far does the analogy between causal horizon-induced thermalization with the standard heat bath situation go?
在简短介绍了KMS态和模块理论作为热化系统的统一描述之后，我们提出全息投影中不存在横向真空涨落作为局部化熵的区域行为（横向区域）的机制，而不是体积依赖性普通热浴熵。通过因果局域化的热化不是量子力学的性质，而是由于量子场论中无处不在的真空极化而产生的，并且不需要吉布斯型系综avaraging（耦合到热浴）。
2003-01-14 hep-th
Mutual information on the fuzzy sphere
数值计算了交换球（普通球）和非交换球（模糊球）上大质量自由标量场的纠缠熵和互信息。我们通过离散极坐标来正则化交换几何的理论，而非交换几何的理论自然具有有限的和可调节的自由度。结果表明，模糊球上的纠缠熵的UV发散部分不遵循面积律，而交换球上的纠缠熵遵循面积律.尽管如此，我们发现互信息（这是UV有限的）在两个理论中是相同的。这表明，在自由场论中，短距离的非定域性并不影响长距离的量子关联。
2014-10-06 hep-th
On Attractor Mechanism and Entropy Function for Non-extremal Black Holes/Branes
本文详细研究了非极值D3，M2和M5-膜的熵函数形式，它们的喉道近似是由AdS_{p+2} \times S^{D-（p+2）}中的Schwarzschild黑洞给出的.我们证明了即使在非极值黑洞/膜中不存在吸引子机制，熵函数形式主义也是有效的，并且熵由其鞍点处的熵函数给出。
2007-05-19 hep-th
How Does a Fundamental String Stretch its Horizon?
最近的研究表明，如果我们考虑对杂化弦论有效作用量的高阶导数修正，那么代表基本弦态的黑洞解的熵就能正确地再现由基本弦态简并度计算出的统计熵。到目前为止，已经分析了与弦尺度相比，距离尺度大和小的解的形式。我们分析的解决方案，这两个限制之间的插值，并指出一个微妙的构造这样一个解决方案，由于存在较高的导数项的有效行动。我们还研究了T-对偶变换规则，将有效场论的模场与高阶导数修正下的物理紧化半径联系起来，并利用这些结果找到了黑洞视界附近的物理紧化半径。即使相应的模场为零，半径也趋于有限值。最后，我们讨论了非主导的贡献，黑洞熵由于时空量子校正的有效作用和模糊性，在比较这一结果的统计熵。
2004-12-12 hep-th
