Schwarzschild度规下的Sine—Gordon方程

本文在Schwarzschild度规下讨论SG方程,并探讨了相应的孤子解由[1],静态柱对称旋转度规为弯曲定时的SG方程为 (2) 由(1)、(2)式可化为为了在Schwarzschild度规下进行讨论,先将柱坐标系中Schwarzschild度规张量用Boyer-Lindquist坐标(t,r,θ,)表示:     

两个Schwarzschild黑洞场迭加的时空结构

本文利用文献[1]所给出的虚坐标方法讨论了两个Schwarzschild黑洞场迭加的时空结构。根据文献[1]中系2.1,我们得到如下结论,设有两个分别位于Weyl坐标系ρ=0,z=0和ρ=0,z=Z的Schwarzschild黑洞m_1和m_2,当|Z|>M_1 m_2时,一个黑洞的视界坐标不受另一个黑洞的影响。     

四维静态伪Riemann时空中的Bose子束缚态

近年来,一些作者对Schwarzschild时空和Kerr时空中Bose子束缚态的问题进行了探讨。已经证明,在Schwarzschild时空中不存在Bose子束缚态。本文试图把这个结论推广到一般四维静态伪Riemann时空。计算证明,对于渐近平直并存在非简并视界的时空,如宇宙监督原理成立,在Bose子能量ω≠0的情况下,确实不存在束缚态解;而对ω=0的情况,则依赖于度规的具体形式,只有在一些特定时空,如Schwarzschild时空中,才可予以严格证明。     

含宇宙项Λ的新球对称内解

多年以前,一类新的Schwarzschild内解已由Florides提出,最近Kofinti又对此进行了深入的讨论。这些解是静态的,球对称的、以及规则的(处处连续可微),并且在边界上光滑地与Schwarzschild外解连接在一起。Florides的新解的条件是能量-动量张量的径向分量T_1~1为零,当然切向应力T_2~2及T_3~3不为零。若取r_0为物质分布的半径,M是外解中的Schwafzschild     

两个schwarzschild黑洞场迭加对视界固有面积的影响

前文(科学通报,28(1983),12:716)讨论了两个Schwarzschild黑洞场迭加的时空结构,并得出了视界面积可以减少的结论。本通讯计算了视界固有面积并得到了相同的结论。 设有两个分别位于Weyl坐标系ρ=0,z=0与ρ=0,z=Z的Schwarzschild黑洞m_1和m_2。根     

一种新的静态Manko黑洞和稳态Manko黑洞的热力学性质

为了更好地描述真实天体的引力场,Manko引入了两个具有任意多极矩的轴对称的Einstein场方程的精确解,其中一个是静态的,另一个是稳态的,它们都有视界,因此,它们代表了两个黑洞.但是,由于Manko黑洞的视界不是一个完整的光滑超曲面,其上存在着“洞”(裸奇点),所以,它们与Schwarzschild以及Kerr黑洞视界的拓扑结构(Euler示性数)不同.我们将通过对Manko黑洞视界温度的计算,阐明这类黑洞的热力学性质.文献[1]中给出了扁球坐标表示的静态轴对称、具有任意多极矩的Einstein场方程的解:     

Reissner-Nordstrm度规中电荷守恒时的引力质量亏损

引力场中的荷电粒子质量m不同于引力场外该粒子的原始静质量m_0,即在引力场中产生引力质量亏损.在球对称静态引力场(Schwarzschild度规)情况下,歌斯(Ghose)和柯马(Kumer)已讨论过,我们将其推广到荷电、静态、球对称场(Reissner-Nordstr(?)m度规,     

用EXCEL计算直线、圆曲线的逐桩坐标

为了解决运用计算器计算坐标比较繁琐的问题,根据坐标计算步骤,介绍一种运用EXCEL中的函数编程,快速求解坐标的方法,从而为测量工作提供方便。     

用EXCEL计算直线、圆曲线的逐桩坐标

为了解决运用计算器计算坐标比较繁琐的问题,根据坐标计算步骤,介绍一种运用EXCEL中的函数编程,快速求解坐标的方法,从而为测量工作提供方便.     

含宇宙弦或整体单极子的Schwarzschild黑洞热力学性质

当具有渐近平直边界条件时,黑洞热力学遵循Bardeen等提出的四条基本定律。而对于不具有渐近平直边界条件的Schwarzschild型黑洞,这四条定律是否仍然成立值得研究。因为近来人们发现一些规范理论可导致诸如整体单极子、宇宙弦等一类拓扑缺陷。这些拓扑缺陷代表了在早期宇宙中可能出现的物质。它们的出现可能会在宇宙中引起一些重要的、     

完整和高阶非完整系力学场方程的统一理论

符号~[1]。坐标矢列r,独立坐标矢列■,广义坐标矢列■,q_1为独立广义坐标,q_*为准坐标。动能T,用坐标q_1及q_*表示的动能■及T~*;加速度能S,■,S~*类似。约束矢g。广义荷载Q,■,Q~*。文献[1]建立了一些互为恒等的k+1阶非完整系场算子,记为Mageron—Maggi型,广义坐标及准坐标Nielsen型及     

高速粒子在Schwarzschild场中的加速度

粒子在引力场中的运动,可用三种方式描述:(1)无穷远处的静止参考系;(2)运动粒子自身作为参考系;(3)引力场中的静止参考系。地球上测量自由落体属第三种。三种不同的描述方式可得到不同的表观结果。本文用第一和第三种方式求出高速粒子在Schwarzschild场中的重力加速度。并对所得结果略作讨论。1.运动方程 粒子在引力场中按短程线运动     

工程测量中新旧坐标转换的一种实现方法

常规的测量坐标转换模型因采用确定的变换参数而导致坐标换算误差。将转换区域内各新旧坐标公共点视为精度均匀的离散点,通过计算区域重心坐标和坐标转换的初始参数,求取各公共点的坐标换算近似值及其改正数。在此基础上,根据公共点旧坐标与其改正数的对应关系,利用常规数字成图软件的离散函数插值功能,获取任意点的坐标换算改正数,实现新、旧坐标转换。实例应用表明,该法简便可行,换算精度高,是新旧测量坐标转换的有效方法。     

工程测量中新旧坐标转换的一种实现方法

常规的测量坐标转换模型因采用确定的变换参数而导致坐标换算误差。将转换区域内各新旧坐标公共点视为精度均匀的离散点,通过计算区域重心坐标和坐标转换的初始参数,求取各公共点的坐标换算近似值及其改正数。在此基础上,根据公共点旧坐标与其改正数的对应关系,利用常规数字成图软件的离散函数插值功能,获取任意点的坐标换算改正数,实现新、旧坐标转换。实例应用表明,该法简便可行,换算精度高,是新旧测量坐标转换的有效方法。     

工程测量中新旧坐标转换的一种实现方法

常规的测量坐标转换模型因采用确定的变换参数而导致坐标换算误差.将转换区域内各新旧坐标公共点视为精度均匀的离散点,通过计算区域重心坐标和坐标转换的初始参数,求取各公共点的坐标换算近似值及其改正数.在此基础上,根据公共点旧坐标与其改正数的对应关系,利用常规数字成图软件的离散函数插值功能,获取任意点的坐标换算改正数,实现新、旧坐标转换.实例应用表明,该法简便可行,换算精度高,是新旧测量坐标转换的有效方法.     

致密星吸积盘的光学表现——Kerr度规

致密星吸积盘(或环)的光学表现问题,是与解释某些高能天体物理现象(例如,致密X射线星、活动的星系核)直接有关的。上一篇文章,我们讨论了在球对称的Schwarzschild场中吸积盘的光学表现,由于强引力场的作用,光子的运动要受到影响,计算结果表明,吸积物质的发射频谱和交食时的光变曲线都会显现出一些新的特征。 实际的致密天体常常是转动的。天体的     

黑洞辐射信息丢失之谜

黑洞为大众所熟知与霍金的科普著作<时间简史>有密切关系,但是黑洞这个概念早在18世纪已被提出.当时光以有限速度传播已经为科学家们所熟知,由此米歇尔(J.Michell)和拉普拉斯(P.Laplace)分别独立提出了黑洞(当时叫做暗星、即dark star)的想法:一定存在这样的星体,在它里面连光线都无法逃逸.他们使用经典力学的方法计算出来了此种星体的半径,令人惊奇的是,这个值竟然和100多年后施瓦兹(K.Schwarzschild)由广义相对论计算得出的施瓦兹黑洞的半径完全一致[1].     

量子引力束缚态

虽然弯曲时空中的Dirac方程在三十年代末就已讨论过,但均是共形不变的形式。由于r矩阵元处理的困难,直到1957年才得出了Cartan活动标架形式下零质量的Dirac方程。1966年Brill与Cohen进一步写出弯曲时空中非零质量的Disc方程并求得平面波解。前不久,Soffel得到了Schwarzschild度规中的Dirac方程,并用数值解的形式讨论了黑洞附近的情况。     

爱因斯坦的里程碑

<正>自阿尔伯特·爱因斯坦提出广义相对论的近一个世纪以来,科学家们基于他的理论取得了喜忧参半的成果。1914年:相对论和第一次世界大战爱因斯坦向科学界投出了一枚重磅炸弹——广义相对论,这枚"炸弹"的威力要远胜于真实的炸弹。第一次世界大战极度地限制了科学家分享想法以及实施对于检验广义相对论的关键性实验。一战时期,当时在俄国前线任职炮兵军官的德国物理学家卡尔·史瓦西(Karl Schwarzschild)就试图尝试对相对论的理论进行检验。史瓦西的工作描     

用Weyl坐标描述Kerr-NUT度规

本文根据文献[1]所提出的虚坐标方法,用Weyl坐标描述Kerr—NUT度规。 对Kerr度规的Ernst势进行相变换,可以得到Kerr—NUT度规的Ernst势,其在Weyl坐标系中的表示式为