利用广义不确定关系计算Vaidya-de Sitter黑洞的熵

利用广义不确定关系计算量子态数目 ,进而计算Vaidya deSitter黑洞的熵 .此方法的优点是不必引入截断因子 ,就可避免发散问题     

一般静态球对称黑洞的熵

本文运用ｂｒｉｃｋ－ｗａａｌ模型计算了一般静态球对称黑洞背景下量场的自由能和熵，得到了自由能和熵的一般表达式，且当静态球对称黑洞为Ｓｃｈｗａｒｚｓｃｈｉｌｄ黑洞、Ｒｅｓｓｎｏｒ－Ｎｏｒｄ－ｓｔｒｏｍ黑洞、Ｄｌａｔｏｎ黑洞时，料贩表达式相应的化为Ｓｃｈｗａｒｚｓｃｈｉｌｄ黑洞，Ｒｅｓｓｎｏｒ－Ｎｏｒｄｓｔｒｏｍ黑洞，Ｄｉｌａｔｏｎ黑洞的熵。     

Vaidya黑洞的熵

把广义不确定关系引入黑洞熵的计算，采用WKB近似方法，对Vaidya黑洞视界面上的标量场的熵进行了直接计算，得到了熵与视界面积成正比的结论；与brick-wall模型不同的是，我们得到的结果是有限的，无需任何截断．     

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．     

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．     

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.     

一类静态广义球对称黑洞Dirac场的统计熵

利用改进了的Brick wall模型 ,研究静态广义球对称黑洞Dirac场的统计熵所遵从的规律 .结果表明 :适当选择截断因子时 ,静态广义球对称黑洞Dirac场的统计熵与视界面积成正比 .     

广义熵原理驱动下的股市演化

股市是一个远离均衡的复杂开放系统，组元之间有着复杂的相互作用，不同于机械保守系统中可还原的基本粒子，也不同于经典耗散系统中随机碰撞的布朗粒子．本文充分考虑股市系统中组元的复杂相互作用，定义系统的广义熵，指出控制股市运行的基本物理法则乃是广义熵最大原理，由此建立了股市演化的非线性动力学方程．论文最后结合具体案例对股市系统的演化进行了数值模拟，并对结果进行了深入的讨论和分析．     

基于广义熵原理的生态系统演化动力学

生态系统作为由大量组元组成的典型复杂开放系统.其演化动力学是当前学术界的研究热点和难点.本文定义了生态系统的"广义熵",指出控制生态系统演化动力学的物理学法则是"最大广义熵原理",即系统总是寻找一种优化过程使得在给定的约束或代价下广义熵最大,即总是使自身得到最大限度的发展.基于此原理导出了有序结构形成和演化的基本方程,并结合植被生态系统的案例数值模拟了有序结构形成和演化的动力学过程,由此形成了研究具体生态系统演化动力学的新方法.新方法的提出也为解决一般化的生态系统演化问题提供了从机理到具体置化分析的完整框架.     

Fock空间上一般线性算子的不确定原理

本文主要工作是将泛函分析中的一般线性算子不确定原理应用到Fock空间上, 得到了Fock空间上的关于一般线性算子的不确定原理及相关结论.      

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     

动态黑洞的熵

黑洞熵来源于视界附近量子场的贡献,按照这一想法,在局部热平衡的条件下,计算了Ｖａｉｄｙａ黑洞的熵。结果比通常的稳态黑洞的熵稍小。     

黑洞熵公式的简单推导

　Black hole is treated as 2-D membrane. Starting from the usual state equation of thermal radiation, the black hole entropy is technically computed, and the result that is proportional to the area of horizon is briefly obtained.     

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。     

带有电荷、磁荷的一类任意加速黑洞的熵

对带有电荷、磁荷的任意加速黑洞,得到它的局部视界面方程. 由于这种黑洞是动态和非轴对称的,它的熵很难计算.引进一个新的坐标系,使得其中的00在视界面上正好是零.在此新坐标系下利用膜模型计算了该黑洞的熵. 计算结果表明:和稳态黑洞一样,动态黑洞的熵也是正比于它的视界面积.     

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.     

匀加速直线运动黑洞的熵

采用薄膜brick-wall模型,计算了Kinnersley度规表述的匀加速直线运动黑洞的熵.对于加速黑洞,时空具有轴对称性,视界面上各点的温度不是一个常数,首先计算视界面每一点的熵密度,再对视界面积分得到总熵.