CONTEXTO TEÓRICO Termodinámica de Agujeros Negros La física de los agujeros negros es análoga a la termodinámica estándar [1,2]. De acuerdo con esta analogía la entropía de un agujero negro es proporcional al area del horizonte de eventos [3], con un coeficiente de proporcionalidad que determinó S. Hawking cuando confirmó su carácter térmico [4]. Sin embargo, la termodinámica de agujeros negros no se ha fundamentado completamente, en particular la descripción microscópica de la entropía asociada. Entre los diferentes intentos que se han propuesto se destaca la Entropía de Entanglement [5-8]. La Entropía de Entanglement está asociada con modos de campo y correlaciones ¿escondidas¿ de observadores externos por la presencia del horizonte de eventos. Una propiedad importante de esta entropía es su proporcionalidad al área de la frontera entre las dos regiones en que se divide el sistema [9-12]. Uno de los problemas importantes aún no resueltos con base en esta aproximación es el correspondiente a la naturaleza física de la matriz densidad de entanglement [13-16]. Desde que J.D. Bekenstein introdujo la analogía termodinámica en la física de los agujeros negros, ha sido un problema complicado saber cuáles son los grados de libertad ¿internos¿ que deben contarse para calcular la Entropía Bekenstein-Hawking. ESTADO ACTUAL DE LA INVESTIGACIÓN En general, respecto a la fundamentación mecánico-cuantico-estadística de la entropía Bekenstein-Hawking, permanecen toda clase de problemas, principalmente los asociados a los diferentes límites para conseguir resultados finitos y consistentes [17,27]. En particular, en lo relativo a la Entropía de Entanglement, se desconoce la naturaleza física de su matriz densidad para varios modelos [7,15,19], no obstante algunos avances en la solución al problema [16,18].