Kerr-AdS黑洞的复杂度

规范/引力对偶为人们提供了一个研究物理的全新视角.由规范/引力对偶可知,边界上的共形场论等价于其内部的Anti-de Sitter时空.这个对偶为人们研究边界共形场论带来了极大的方便.最近,Susskind团队提出了一个复杂度/作用量对偶假设:认为黑洞边界上态的量子计算复杂度等价于其在Wheeler-DeWitt片中的作用量.复杂度代表了进行量子计算的困难程度,这意味着黑洞也许与量子计算有联系,这也加深了人们对黑洞的认识.基于这个假设,考虑类光关节项的贡献,改进了Susskind团队的原有方案,更精确地计算了Kerr-AdS黑洞的Wheeler-DeWitt片的作用量增长率,最终得到了边界态复杂度的增长率.     

中微子的自旋对黑洞熵的影响

用Newman-Penrose形式和't Hooft砖墙模型,研究了中微子自旋对Schwarzschild-anti-de Sitter黑洞量子熵的影响.结果表明,-∧r3H＞3m/2时,中微子自旋使黑洞量子熵增大;而-∧r3H＜3m/2时,中微子自旋使黑洞量子熵减小.     

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。     

非线性电动力学黑洞的复杂度

在Einstein引力与非线性电动力学耦合的理论中,会出现一类双视界的黑洞解,称为非线性电动力学黑洞.针对这种理论,从一般形式的作用量和球对称度规出发,计算了带电黑洞的电势以及Wheeler-DeWitt片的作用量,证明了该作用量等于内外视界上的电势差与电荷的乘积.采用Susskind等人最近提出的复杂度/作用量对偶猜想,该作用量可以解释为Anti-de Sitter边界上的量子态的计算复杂度.在Reissner-Nordstrom黑洞和Born-Infeld黑洞两种特殊情况下,利用本文得到的一般结果与文献中已有的结果完全符合.     

圈量子引力与黑洞熵的量子化

利用圈量子引力理论给出的黑洞自旋网络模型和黑洞的准正则模渐近频率,求出了黑洞视界面积的最小间隔,由此获得了黑洞的视界量子面积谱,实现了对黑洞熵的量子化.研究结果表明,只要适当选择Immirzi参数,就能使圈量子引力理论得到的黑洞熵与Bekenstein-Hawking（B-H）熵完全相符.     

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.     

黑洞温度修正与黑洞寿命

讨论了在黑洞熵具有量子修正的情况下黑洞温度的修正,以及由此而引起的黑洞寿命的变化.研究发现,黑洞蒸发到普朗克质量时,温度降出现无限大,再减小质量时将出现负温,此时黑洞熵也将出现极小值.     

Vaidya-Bonner时空中Klein-Gordon粒子的统计熵

通过坐标变换得到了带电球对称蒸发黑洞的视界面位置和视界温度;利用改进的brick-wall方法--薄膜模型计算了这类黑洞的自由能和熵,发现这种黑洞的熵等于它外视界面积的1/4;探讨了黑洞熵与Hawking辐射的关系.     

黑洞熵与贝肯斯坦霍金熵

研究了黑洞形成过程中的熵演化,确立了一个基本观点,那就是确认引力場是将无序化星云转变成有序化黑洞的唯一的基本因素,而贝克斯坦-霍金熵正是引力场在形成有序化黑洞的过程中,黑洞向黑洞外抛射的无序化量子气态物质的熵,它已应不再属于黑洞的熵.因此,黑洞的熵应是黑洞抛射量子气态物质的熵之后的剩余熵.     

动态整体单极黑洞的温度及量子非热辐射

利用广义Tortoise坐标变换研究了含整体单极动态黑洞时空的温度,进而从解粒子在弯曲时空的哈密顿-雅可比方程出发研究了此黑洞的量子非热辐射.     

黑洞的热辐射

从热力学和量子力学的角度证明了黑洞具有温度，黑洞能辐射出能量，即黑洞具有““热辐射““，而且在有的情况下辐射是非常强烈的．     

静态黑洞辐射与时空在乌龟坐标下的共形平直形式

指出一般静态时空中黑洞热辐射与乌龟坐标下时空的共形平直形式有密切关系,并把Unruh证明黑洞辐射的量子场论方法,推广应用于更为一般的情况。     

多维极端Reissner-Nordstrm黑洞的熵量子谱

通过似正规模,采用两种量子化方法计算了多维极端Reissner-Nordstrm黑洞的熵量子谱。结果表明,从两种量子化方法所得的熵谱是一致的,此黑洞的熵量子谱与黑洞的参量及微扰场的参量无关,但与时空的维度有关。对于确定的维度,熵量子谱是等间距的。     

多维大史瓦西-反德希特黑洞的贝肯斯坦-霍金熵量子谱

采用Kunstatter的量子化方案,结合Maggiore对黑洞似正规模的物理解释,利用多维大史瓦西一反德希特黑洞的3种不同的渐近似正规模讨论了此黑洞的贝肯斯坦-霍金熵量子谱。结果表明,从不同的似正规模所得的熵量子谱是不同的,从快衰减似正规模所得的熵谱与Maggiore讨论史瓦西黑洞量子化时所得的结果和贝肯斯坦的结果一致,其他2种似正规模所得的结果依赖于时空的维度。     

动态轴对称黑洞的蒸发

把对动态黑洞量子热效应的研究推广到用（ｔ，ｒ）坐标锚述的时空，进一步发展了研究动态黑洞的乌龟坐标方法，给出了动态轴对称黑洞的视界位置和温度以及热谱，这类动态黑洞的视界面是一个随时间变化的椭球面，Ｈａｗｋｉｎｇ温度不仅随时间变化，而且与角度有关。     

二维动态对称黑洞及标量场的热辐射

分别研究了用Ｅｄｄｉｎｇｔｏｎ－Ｆｉｎｋｅｌｓｔｅｉｎ时间ｖ和普通时间ｔ描述的二维动态时空中的对称黑洞，得到了局部事件视界、温度和标量场的热谱．用ｔ描述的动态对称黑洞有奇特的结构，它的局部视界个数是对应静态黑洞的２倍，有理由推测最外面的２个局部事件视界之间存在量子能层，因此解析延拓方法不同于稳态黑洞和ｖ描述的动态黑洞．还给出了一个确定广义Ｔｏｒｔｏｉｓｅ坐标变换的普遍适用的新方法     

广义不确定原理对一般静态黑洞熵的影响

把广义不确定原理引入黑洞熵的计算,采用薄膜brick-wall模型,对一般静态黑洞外部标量场的熵进行了计算,得到了熵计算公式.应用该公式结果表明,可以得到已知所有静态黑洞的Bekenstein-Hawking熵.作为比较和进一步研究,对视界面上的二维膜的熵进行计算,可以更方便和一般性地得到熵与视界面积成正比的结论,该讨论可直接表明黑洞熵就是其视界面上的量子态的熵.与原始brick-wall模型不同的是,这一结论是有限的,计算中无需引入截断,且小质量近似也可以避免.     

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     

一类稳态轴对称非Kerr黑洞视界附近的Dirac能级

研究了一类具有质量多极矩的稳态轴对称非Ｋｅｒｒ黑洞视界附近的Ｄｉｒａｃ能级。用计算机绘制了几种能级图形。能级的形态不同于Ｋｅｒｒ黑洞和史瓦西黑洞，显示了这类非Ｋｅｒｒ黑洞的自旋和质量多极矩的影响。