**المبدأ الهولوغرافي** (بالإنجليزية: holographic principle)‏ هو أحد المبادئ الخاصة بنظرية الأوتار ومبدأ محتمل أيضاً فيما يخص الثقالة الكمومية التي تقوم بمحاولة لحل مفارقة معلومات الثقب الأسود من خلال نظرية الأوتار. ينص هذا المبدأ على إمكانية توصيف حجم معين من الفضاء عبر تكويد المعلومات الخاصة به على كامل حدوده (ويفضل اختيار حد شبيه-بالضوء مثل حد الأفق التثاقلي) وبالنسبة للثقب الأسود يذكر هذا المبدأ بأن وصف جسم ما سقط في هذا الثقب يكمن في التقلبات السطحية لأفق حدث الثقب الأسود. أول من أقترح هذا المبدأ هو عالم الفيزياء النظرية جيرارد توفت، وحصل هذا المبدأ على تفسير دقيق باستخدام نظرية الأوتار قام به ليونارد سوسكايند حيث دمج أفكاره عن هذا المبدأ مع ما توصل إليه كل من توفت وتشارلز ثورن. وقد أشار رافائيل بوسّو إلى أن ثورن قد لاحظ منذ عام 1978 أن نظرية الأوتار تقدم وصفاً يعتمد على عدد أقل من الأبعاد وتظهر فيه الجاذبية بما يمكن تسميه أسلوباً هولوغرافياً.

بمعنى أكثر عمومية يفترض المبدأ الهولوغرافي أنه من الممكن النظر إلى الكون بأكمله كبنية من المعلومات ثنائية الأبعاد «المطلية» على الأفق الكوني، بحيث تكون الصور الثلاثية الأبعاد التي نشاهدها الآن هي مجرد إسقاط مضخم جداً عن تلك المعلومات يتمتع بكونه ذو طاقة شديدة الانخفاض بالمقارنة معها. إلى الآن لم تتم وصف الهولوغرافيا الكونية بمعادلات رياضياتية دقيقة ويعود السبب في ذلك جزئياً إلى أنه لدى الأفق الكوني مساحة محدودة تنمو مع مرور الزمن.

استُلهم المبدأ الهولوغرافي من ترموديناميك الثقوب السوداء والتي ترجح وجود تناسب بين الإنتروبيا الأعظمية الموجودة في حيز ما مع *مربع* نصف قطر الحيز (وليس مع تكعيب نصف القطر مثلما هو متوقع). حيث يقترح مبدأ الهولوغرافية وجود تناسب شبيه في حالة الثقب الأسود بحيث يمكن للمحتوى المعلوماتي (بمعنى آخر الإنتروبيا) الخاص بجميع الكائنات التي سقطت في الثقب الأسود أن يُرمّز بأكمله عبر تقلبات سطح أفق الحدث الخاص بالثقب الأسود. يحل المبدأ الهولوغرافي مفارقة معلومات الثقب الأسود ضمن إطار نظرية الأوتار. على الرغم من ذلك توجد مجموعة من الحلول الكلاسيكية لمعادلات آينشتاين تسمح للإنتروبيا أن تأخذ قيماً أعلى من تلك التي يسمح بها قانون السطح وبالتالي أعلى من تلك الخاصة بالثقوب السوداء. تسمى هذه الحلول «حقائب ويلر المليئة بالذهب». تتعارض هذه الحلول مع التفسير الهولوغرافي المقترح وحتى الآن لم يتوصل أحد إلى فهم تأثيرات هذه الحلول بشكل دقيق على النظرية الكمومية الخاصة بالجاذبية بما في ذلك المبدأ الهولوغرافي.

إنتروبيا الثقب الأسود
---------------------

إذا كان لكائن ما إنتروبيا فإنه لديه مقداراً من العشوائية على المستوى المايكروسكوبي، على سبيل المثال الغاز الساخن لديه إنتروبيا لأن جزيئاته تتحرك بشكل فوضوي. توجد مجموعة من الحقول الكلاسيكية العديمة الإنتروبيا؛ إذ لا يوجد شيء عشوائي في الحقول الكهربائية والمغناطيسية والأمواج التثاقلية وبالتالي فإن إنتروبيتها معدومة. وبما أن الثقوب السوداء هي حلول معادلات آينشتاين فقد اعتبرت أيضاً أنها عديمة الإنتروبيا.

إلا أن جايكوب بيكينشتاين كان قد تنبه إلى أن هذا الاعتبار يؤدي إلى خرق القانون الثاني من علم الترموديناميك. فإذا قمنا على سبيل المثال بإلقاء الغاز الساخن (ذو الانتروبيا) في الثقب الأسود، فإن الإنتروبيا الخاصة به سوف تختفي لدى تجاوزه أفق الحدث. بمعنى أن الخصائص العشوائية للغاز ستفقد تماماً بعد أن يمتصه الثقب الأسود. لحل هذه المعضلة تم افتراض أن الثقوب السوداء كائنات عشوائية تتمتع بإنتروبيا يفوق تزايدها على إنتروبيا الغاز الساخن.

افترض بيكينشتاين أن الثقوب السوداء كائنات ذات إنتروبيا أعظمية -بمعنى أن لديها إنتروبيا تفوق تلك الخاصة بأي كائن لديه نفس الحجم. فضمن دائرة قطرها *R* تتزايد إنتروبيا غاز يشغل هذه الدائرة بزيادة درجة حرارتها تدريجياً إلى أن يصل إلى العتبة التثاقلية، عند هذه المرحلة فإن أي زيادة في حرارة الغاز تؤدي إلى انهياره وتحوله إلى ثقب أسود. استخدم بيكينشتاين هذا لوضع حد أعظمي على إنتروبيا حيز ما بحيث يتناسب هذا الحد الأعظمي مع مساحة الحيز. واستنتج بذلك أن إنتروبيا الثقب الأسود تتناسب مع مساحة أفق الحدث.

وقد بين ستيفن هوكينغ سابقاً أن المساحة الإجمالية للأحداث الخاصة بمجموعة من الثقوب السوداء تزداد تدريجياً بمرور الوقت. ويعرف الحدث بأنه الحد الذي تضعه الجيوديسات شبيهة الضوء (انظر معلومة 1) وهي تلك الجيوديسات التي يستطيع الضوء الإفلات منها بصعوبة. وفي حال تحركت الجيوديسات بالقرب من بعضها البعض فإنها سوف تصطدم ببعضها في نهاية المطاف وتنتهي داخل الثقب الأسود، لذلك فهي دائماً تبتعد عن بعضها البعض، وبالتالي فإن عددها يزداد باضطراد مؤدياً إلى زيادة سطح الأفق. أطلق على هذه النتيجة التي توصل إليها هوكينغ اسم القانون الثاني في ترموديناميك الثقوب السوداء بما يناظر القانون الثاني في علم الترموديناميك الذي ينص على أن الانتروبيا تزداد باضطراد. إلا أن هوكينغ لم يأخذ هذا التناظر على محمل الجد.

لقد علم هوكينغ أنه في حال كان لدى سطح الأفق إنتروبيا فإن من المحتم على الثقب الأسود أن يشع. عند زيادة سخونة نظام حراري فإن الإنتروبيا ستتغير بمقدار زيادة الطاقة-المادة مقسوماً على درجة الحرارة بالكلفن:

{\displaystyle {\rm {d}}S={\frac {{\rm {d}}M}{T}}.}
وإذا كان لدى الثقب الأسود إنتروبيا محددة فإن لديه بالضرورة درجة حرارة محددة. وبالتالي فإنه سوف يصل إلى حالة من التوازن مع غاز حراري من الفوتونات. وهذا يعني أن الثقب الأسود لن يقوم بامتصاص الفوتونات بل سيقوم بطرحها بما يتناسب مع الإبقاء على حالة توازنه.

إن حلول المعادلات الحقلية المستقلة عن الوقت لا تصدر إشعاعاً كون معامل استقلال الوقت يضمن مصونية الطاقة. اعتمد هوكينغ على هذا لتبيان أن الثقوب السوداء لا تشع. إلا أنه تفاجأ لاحقاً عندما اكتشف بعد إجراء تحليل دقيق أنها تفعل، وبنفس الطريقة المتوقعة التي تصل من خلالها إن حالة التوازن مع غاز حراري بدرجة حرارة محددة. بينت حسابات هوكينغ أن إنتروبيا الثقب الأسود تعادل ربع مساحة الأفق مقدرةً بواحدة بلانك.

تتناسب الإنتروبيا مع لوغاريثم عدد الحالات المايكروسكوبية (أي عدد الحالات المايكروسكوبية التي يمكن للنظام أن يوجد فيها) تاركة الوصف الماكروسكوبي (الكبير) بدون تغيير. إن إنتروبيا الثقوب السوداء محيرةٌ حقاً ذلك أنها تنص على أن حالات الثقب الأسود يتناسب مع مساحة الأفق وليس مع الحجم الداخلي للثقب الأسود.

انظر أيضاً
----------

* ثقب أسود
* علم الكون الغشائي
* علم الكون الفيزيائي
* نظرية الأوتار
* آلية بنروز

ملاحظات
-------

1. ↑  المقصود بحد شبيه الضوء هو أن الأحداث التي تجري في هذا الحد لا يمكن رصدها معاً إلا عند التحرك بسرعة الضوء (كما تفعل الفوتونات مثلاً).

المراجع
-------

1. ↑  Susskind, L. "The Black Hole War - My Battle with Stephen Hawking to Make the World Safe for Quantum Mechanics", Little, Brown and Company (2008)
2. ↑  Lloyd، Seth (24 مايو 2002). "Computational Capacity of the Universe". *Physics Review Letters; American Physical Society*. ج. 88 ع. 23: 237901. DOI:10.1103/PhysRevLett.88.237901. مؤرشف من الأصل في 2019-12-12. اطلع عليه بتاريخ 2008-03-14.
3. ↑  Davies، Paul. "Multiverse Cosmological Models and the Anthropic Principle". *CTNS*. مؤرشف من الأصل في 2015-12-27. اطلع عليه بتاريخ 2008-03-14.

| * ع
* ن
* ت
الثقوب السوداء |
| --- |
| أنواع | 
* شوارزشيلد
* دوّار
* مشحون
* افتراضي
* ثقب أسود ثنائي

 |  |
| الحجم | 
* دقيق
* Extremal
	+ Electron
* نجمي
* متوسط الكتلة
* فائق الضخامة
* كويزار
	+ نواة مجرية نشطة
	+ بلازار
	+ مجموعة النجوم الزائفة الكبرى

 |
| التكوين | 
* تطور النجوم
* انهيار جاذبي
* نجم نيوتروني
	+ وصلات متعلقة
* بقايا نجمية متراصة
	+ كوارك
	+ غريب
* حد كتلة توف
* قزم أبيض
	+ وصلات متعلقة
* مستعر أعظم
	+ وصلات متعلقة
* مستعر فوق عظيم
* انفجار أشعة غاما

 |
| الخصائص | 
* ترموديناميكات
* نصف قطر شفارتزشيلد
* علاقة إم–سيغما
* أفق الحدث
* تذبذب شبه دوري
* مجال الفوتون
* الإرغوسفير
* إشعاع هوكينغ
* آلية بنروز
* Blandford–Znajek process
* تنامي بوندي
* تأثير الإسباجيتي
* عدسة الجاذبية

 |
| نماذج | 
* تفرد جذبوي
	+ نظريات التفرد (بينروز-هوكينج)
* ثقب أسود بدائي
* جرافاستار
* نجم مظلم
* نجم الطاقة المظلمة
* Black star
* Eternally collapsing object
	+ Magnetospheric eternally collapsing object
* Fuzzball
* ثقب أبيض
* تفرد مجرد
* تفرد حلقي
* Immirzi parameter
* Membrane paradigm
* Kugelblitz
* ثقب دودي
* شبيه النجم

 |
| مسائل | 
* No-hair theorem
* متناقضة معلومات
* Cosmic censorship
* Alternative models
* مبدأ هولوجرافي
* Black hole complementarity
* جدار حماية
* ثقب دودي
* ثقب أسود ثنائي

 |
| متريات | 
* شوارزشيلد
* كير
* رايسنر-نوردستروم
* Kerr–Newman

 |
| بدائل | 
* Nonsingular black hole models
* Black star
* نجم مظلم
* نجم الطاقة المظلمة
* غرافاستار
* Magnetospheric eternally collapsing object
* نجم Q
* Fuzzball

 |
| نظائر | 
* ثقب أسود بصري
* ثقب أسود صوتي

 |
| قوائم | 
* الثقوب السوداء
* الأكثر ضخامة
* الكويزرات
* الأقرب الى الارض

 |
| ذات صلة | 
* جرم بل لاسرتا
* Timeline of black hole physics
* مسبار روسي لتوقيت أشعة إكس
* نظام نجمي مضغوط جدا
* Gamma-ray burst progenitors
* Gravity well
* استخدام الثقوب السوداء

 |


| * ع
* ن
* ت
ثقالة كمومية |
| --- |
| مفاهيم أساسية | 
* مكان دي سيتر المضاد ونظرية الحقل الامتثالي
* Causal patch
* Gravitational anomaly
* جرافتون
* مبدأ الهولوغرافية
* IR/UV mixing
* مقياس بلانك
* رغوة كمية
* Trans-Planckian problem
* Weinberg–Witten theorem

 |
| نماذج مبسطة | 
* 2+1D topological gravity
* CGHS model
* Jackiw–Teitelboim gravity
* Liouville gravity
* RST model
* نظرية الحقل الكمومي الطوبولوجية

 |
| نظرية الحقل الكموميفي انحناء الزمكان | 
* Bunch–Davies vacuum
* إشعاع هوكينغ
* Semiclassical gravity
* تأثير أونروه

 |
| الثقوب السوداء | 
* Black hole complementarity
* مفارقة معلومات الثقب الأسود
* ترموديناميك الثقب الأسود
* Bousso's holographic bound
* ER=EPR
* جدار حماية
* تفرد جذبوي

 |
| أساليب | 

|  |  |
| --- | --- |
| نظرية الأوتار | 
* نظرية الأوتار البوزونية
* نظرية-إم
* جاذبية فائقة
* نظرية الأوتار الفائقة

 |
| Canonical quantum gravity | 
* جاذبية كمية حلقية
* Wheeler–DeWitt equation

 |
| جاذبية كمومية إقليدية | 
* حالة هارتل-هوكينغ

 |
| أخرى | 
* التثليث الديناميكي السببي
* Causal sets
* هندسة لاتبادلية
* رغوة مغزلية
* Group field theory
* Superfluid vacuum theory
* Twistor theory
* Dual graviton

 |

 |
| استخدامات | 
* علم الكون الكمي
	+ تضخم أبدي
	+ تعدد الأكوان
	+ FRW/CFT duality

 |

* أيقونة بوابةبوابة علم الفلك
* أيقونة بوابةبوابة الفيزياء

|  |  |
| --- | --- |
| ضبط استنادي: وطنية عدلها في ويكي بيانات | 
* الملف الاستنادي المتكامِل (GND)

 |