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Concept
Principe holographique
Résumé
vignette|Cette image est une reconstruction assez fidèle d'une image du collecteur de Calabi-Yau qui apparaît comme une figure dans l'article : Leonard Susskind (novembre 2003). "Superstrings (Features : November 2003)". Physics World 16 (11).
En physique théorique, le principe holographique est une conjecture spéculative dans le cadre de la théorie de la gravité quantique, proposée par Gerard 't Hooft en 1993 puis améliorée par Leonard Susskind en 1995.
Son nom métaphorique vient de l'analogie avec l'holographie.
Susskind le résume ainsi :
Cette conjecture propose que toute l'information contenue dans un volume d'espace peut être décrite par une théorie qui se situe sur les bords de cette région. Par exemple, une pièce donnée d'une maison et tous les événements qu'elle contient pourraient être modélisés complètement par une théorie qui prendrait en compte uniquement ce qui se passe au niveau des murs de cette maison. Le principe holographique dit aussi qu'il y a au plus un degré de liberté (ou une constante de Boltzmann k, unité d'entropie maximale) pour chaque ensemble de quatre aires de Planck, ce qui peut être écrit comme une limite de Bekenstein : , où est l'entropie et l'aire considérée.
La gravité entropique, hypothèse proposée par Erik Verlinde en 2009 et selon laquelle la gravitation ne serait pas une force fondamentale mais une force entropique, combine le principe holographique avec l'approche thermodynamique de la gravitation.
Étant donné n'importe quelle région compacte, finie de l'espace (par exemple une sphère), contenant de la matière et de l'énergie, cette région s'effondrera en un trou noir si la quantité de matière et d'énergie contenue dépasse une certaine densité critique.
Un trou noir, comme tout objet, possède une entropie, ici directement proportionnelle à l'aire de son horizon événementiel. Plus précisément, les trous noirs sont des objets à entropie maximale, de sorte que l'entropie contenue dans une région de l'espace ne peut pas être plus grande que l'entropie du plus grand trou noir qui entrerait dans ce volume d'espace (c'est-à-dire qui aurait un horizon événementiel exactement de la taille de la région considérée, voir l'article détaillé entropie des trous noirs).
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