测不准关系与Schwarzschild-de Sitter黑洞熵

采用由广义测不准关系得到的新的态密度方程 ,研究了在Schwarzschild deSitter时空背景下黑洞的熵 .利用新的态密度方程后 ,不通过截断可以消除brick wall模型中出现的发散 ,进而得到了黑洞熵与它的视界面积成正比的结果 .Schwarzschild deSitter时空的总熵与黑洞视界面积和宇宙视界面积之和成正比的结果 ,揭示了黑洞熵与视界面积的内在联系 ,进一步表明了黑洞熵是视界面上量子态的熵 ,是一种量子效应 .广义测不准关系的引入对视界面附近态密度发散的消除 ,还表明brick wall方法与引力场量子化有关     

球对称膨胀黑洞的统计熵

本文运用量子统计方法，直接求解球对称膨胀黑洞背景中Bose场和Fermi场的配分函数，得到与近似求解波动方程而得到的积分表达式相同的结果．然后利用改进的brick--wall方法-膜模型，计算黑洞背景下Bose场和Fermi场的熵．得到黑洞与视界面积成正比的结论，在所得结论中不存在对数发散项与舍去项，也不存在态密度在视界附近发散问题，并且给出粒子的自旋简并度对黑洞熵的影响，整个计算过程不存在近似求解问题，为研究各种复杂黑洞熵提供了一条简捷的新途径。     

广义测不准关系与没有Brick-wall的黑洞熵

采用由广义测不准关系得到的新的态密度方程,研究GibbonsMeadadilaton黑洞的熵.结果表明利用新的态密度方程后,不需通过任何截断,便可消除Brickwall模型出现的发散,同样能得到黑洞熵与视界面积成正比的结果.     

广义测不准关系与没有Brick-wall的黑洞熵

采用由广义测不准关系得到的新的态密度方程，研究Gibbons-Meada dilaton黑洞的熵．结果表明：利用新的态密度方程后，不需通过任何截断，便可消除Brick-wall模型出现的发散，同样能得到黑洞熵与视界面积成正比的结果．     

广义测不准关系与de Sitter时空背景下的熵

从de Sitter时空背景下的Klein—Goorden方程出发，利用经广义测不准关系改进的薄层brick-wall方法计算了宇宙的熵。结果表明，由这种方法得到的宇宙的熵与宇宙视界面积成正比，和人们预期的结果相符。从中揭示了宇宙的熵与视界面积之间的内在联系，也进一步表明了宇宙的熵是视界面上量子态的熵，是一种量子效应。广义测不准关系的引入使我们看到，brick-wall方法与引力场量子化可能存在着一些内在的联系。     

静态dilaton黑洞的信息熵

依据全息原理, 通过计算Garfinkle-Horowitz-Strominger dilaton黑洞事件视界上量子场的统计熵, 得到了该黑洞的信息熵和Bekenstein-Hawking熵公式, 表明黑洞熵就是其事件视界上量子场的统计熵. 利用广义不确定关系对量子态密度的修正效应, 克服了普通量子场论中态密度在视界附近的发散困难, 避免了黑洞熵热气体方法中的截断和小质量近似; 对该静态dilaton黑洞事件视界上有质量标量场的微观态数进行直接求解, 给出了全息原理的一种具体说明. 用留数定理克服了计算中的积分困难, 所得的结论是定量成立的. 与圈量子引力中的黑洞熵理论相比较, 分析了在全息原理要求下非对易量子场论与圈量子引力在黑洞熵计算方法和结论上的一致性, 给出了广义不确定关系中的引力修正常量值, 讨论了全息原理的意义.     

球对称 dilatonic 黑洞的量子统计熵

用量子统计方法,计算了球对称dilatonic黑洞玻色场和费米场的量子统计熵。在计算中,采用了由广义测不准关系修正的态密度公式,利用求解配分函数及系统自由能的统计方法,得到了收敛级数表达的黑洞熵。在计算中,不存在人为截断的引入和小质量近似,计算结果与前人的经典结果一致。     

没有brick-wall的黑洞熵

采用由广义不确定关系得到的新的态密度方程，研究了球对称退化背景下黑洞的熵．结果表明：利用新的态密度方程，不通过任何截断可以消除brick-wall模型出现的发散，进而得到了黑洞熵与黑洞视界面积成正比的结果．     

Schwarzschild-anti-de Sitter背景标量场的熵

应用Schwarzschild-anti-de Sitter时空背景下的Klein-Gordon方程,采用薄层模型方法,计算了黑洞的自由能和熵,得到了黑洞熵为它的事件视界和宇宙视界面积之和的1/4,与前人预期的结果相符,这在一定程度上揭示了黑洞熵的统计起源.     

用修正到任意阶的态密度方程计算de Sitter黑洞的统计熵

用修正到Planck长度任意阶的态密度方程、广义不确定关系、WKB近似计算静态球对称de-Sitter黑洞时空中标量场和Dirac场的统计熵,得到的结果与利用其他方法计算的结果一致,并且此方法无需引入截断因子.     

Kerr-Newman黑洞的辐射几率与纠缠熵

通过求解弯曲时空中的Klein—Gordon方程,得到视界附近的量子波函数,求出标量粒子在视界附近的Hawking辐射散射几率．依据统计平衡时出现某个宏观态的热力学概率与该态所对应熵之间的关系,计算出Kerr-Newman黑洞的纠缠熵．结果表明,利用该方法计算黑洞熵,不仅能得到熵与视界面积成正比,还避免了截断因子的出现．     

视界邻域的几何与黑洞熵

视界领域的时空具有类似Ｒｉｎｄｌｅｒ度规的几何结构,从这个背景下的场方程出发,利用ｂｒｉｃｋ－ｗａｌｌ方法分别计算了标量场和Ｄｉｒａｃ场的熵,很自然地得到熵与面只与正比的结果,这一结果适用于一大类黑洞,还讨论了极端黑洞熵,指出拓扑熵只有经典意义而不是量子的观点。     

三维BTZ黑洞的熵

计算了三维BTZ黑洞时空背景下标量场和中微子场的熵. 考虑到统计物理, 我们建议对于Boson子不考虑超辐射模式(Fermi场不表现超辐射). 事实上, 无论是Boson子场还是Fermi子场, 其非超辐射模式刚好给出面积熵. 结果表明, 中微子场的熵是Boson子场熵的3/2倍.     

Reissner-Nordstrm de Sitter黑洞的电磁粒子隧穿辐射

在Reissner-Nordstrm de Sitter黑洞时空背景下,采用Parikh-Wilczek半经典隧穿方法,计算了带有电荷和磁荷的静质量非零粒子在黑洞视界面上的隧穿率.结果表明,黑洞事件视界和宇宙视界处粒子的隧穿率与Bekenstein-Hawking熵有关,真实的辐射谱不再是严格的纯热谱,但这是对Hawking纯热谱的正确修正,结果满足量子理论的幺正性定理.     

de Sitter时空背景下的熵

从ｄｅＳｉｔｔｅｒ时空背景下的Ｋｌｅｉｎ－Ｇｏｒｄｏｎ方程出发，利用Ｂｒｉｃｋ－ｗａｌｌ方法计算了宇宙的自由能和熵。结果表明，宇宙的熵与Ｓｃｈｗａｒｚｓｃｈｉｌｄ黑洞一样，也为视界面积的１／４。可见，ｂｒｉｃｋ－ｗａｌｌ方法具有更广泛的适用于，不但可以计算黑洞的熵，而且可以计算宇宙的熵。     

广义不确定原理对Kerr黑洞热力学的影响

利用广义不确定原理,研究了Kerr黑洞热力学的量子修正.根据视界附近粒子的量子不确定性,给出了黑洞温度与黑洞视界半径的关系式.分析这一关系式,给出了Kerr黑洞的临界状态和临界参量.根据黑洞热力学第一定律,对Kerr黑洞热容和黑洞熵进行了计算.利用黑洞热容公式,给出了黑洞的剩余状态.结果表明,Kerr黑洞剩余状态与临界状态等价,广义不确定原理可避免黑洞蒸发过程中温度奇异性的出现.得到的黑洞熵具有包括对数修正在内的量子修正项.     

非热平衡Reissner-NOrdstrOm-deSitter黑洞的熵

从Ｒｅｉｓｓｎｅｔ－Ｎｏｒｄｓｔｒｏｍ－ｄｅ Ｓｉｔｔｅｒ时空背影下的Ｋｌｅｉｎ－Ｇｏｒｄｏｎ方程出发,利用ｂｒｉｃｋ－ｗａｌｌ方法计算了黑洞的自由能和熵,结果表明,这种黑洞的熵为它的外视界和宇宙视界面积之和的１／４,与人们预期的结果相符。由此可见,渐近ｄｅ Ｓｉｔｔｅｒ时空中的黑洞熵除了黑洞视界面的贡献之外,还应包括宇宙视界面的贡献,这从一定程度上揭示了黑洞熵与视界面积之间的内在联系,也更进一步     

Gibbons-Maeda黑洞背景下自旋场的量子熵

用brick-wall模型研究了Gibbons-Maeda黑洞背景下自旋场的量子熵.结果表明量子熵可分为两部分,即时空几何依赖部分和场的自旋依赖部分.时空几何依赖部分的线性发散项可化为正比于事件视界面积的形式,对数发散项与黑洞本身的性质有关;自旋依赖部分除了与黑洞本身的性质有关外还与与自旋场的自旋有关,不同的自旋场对黑洞熵的影响是不同的.     

一般球对称动态黑洞中Dirac场的熵

采用乌龟坐标变换,在视界面附近把Dirac场方程化成波动方程,得到黑洞的辐射温度.用薄膜brick-wall模型计算黑洞的熵,结果表明熵与视界面积成正比,熵的表达式与静态或稳态情况一样简单.     

Reissner-Nordström de Sitter黑洞的电磁粒子隧穿辐射

在Reissner-Nordström de Sitter黑洞时空背景下,采用Parikh -Wilczek半经典隧穿方法,计算了带有电荷和磁荷的静质量非零粒子在黑洞视界面上的隧穿率．结果表明,黑洞事件视界和宇宙视界处粒子的隧穿率与Bekenstein-Hawking熵有关,真实的辐射谱不再是严格的纯热谱,但这是对Hawking纯热谱的正确修正,结果满足量子理论的幺正性定理．