低维动态黑洞的熵

运用在砖墙模型方法的基础上发展起来的薄膜模型计算了 1 1维和 2 1维动态时空中的黑洞的熵。结果表明在低维动态时空中 ,黑洞熵仍满足Bekenstein -Hawking熵与面积的关系     

2维弦论中的黑洞的熵

在2维弦论黑洞背景时空中求解了具有't Hooft的边界条件和“准周期”边界条件的Klein-Gor-don方程和Dirac方程,分别计算了相应的玻色子熵和费米子熵,发现它们具有同一发散形式,两仅相差一个系数。     

1＋1维黑洞背景时空中的熵

利用′ｔＨｏｏｆｔ的边界条件和“准周期”边界条件分别求解了１＋１维黑洞背景时空中的ＫｌｅｉｎＧｏｒｄｏｎ方程和Ｄｉｒａｃ方程,并计算了相应的玻色子熵与费米子熵,发现它们具有同一发散形式,两者仅相差一个系数     

六维动态球对称黑洞的量子统计熵

运用在brick-wall方法的基础上发展起来的薄膜模型计算了六维动态黑洞的自由能和玻色子熵，然后应用Г矩阵方法计算了费米子熵．结果显示六维动态黑洞的玻色子熵和费米子熵有相同的形式，它们之间只相差一个系数．并且仍然满足Bekenstein-Hawking的熵与面积的关系．     

黑洞熵可以量子化吗?

在黑洞蒸发的最后阶段其残余质量为Planck质量的量级,因而所对应的黑洞熵为2πk_B量级,在Bekenstein工作的基础上作者导出在吸积物质的过程中黑洞的最小熵增为2πk_B,这一最小熵增又限制能参与吸积物质的黑洞的质量下限为Planck质量的量级,因而所对应的最小黑洞熵也为2πk_B这一量级。作者进一步指出:黑洞的最小熵及最小熵增不受引力常数G变化的影响,因此上述结论在极早期宇宙中也能成立,在上述分析的基础上作者提出一个猜想:黑洞熵可以量子化,其量子单位为2πk_B。     

高维de Sitter时空背景中动态黑洞的度规

在高维de Sitter时空背景中给出了动态黑洞的度规,这是著名的Vaidya度规和Bonner-Vaidya度维在高维时空中的推广。     

De Sitter背景时空中NUT-Kerr-Newman黑洞的玻色子熵

众所周知，一般黑洞的欧拉示性数都为2(或者为0)，而NUT—Kerr—Newman黑洞是个例外，其欧拉示性数大于2.因此计算NUT—Kerr—Newman黑洞的玻色子熵有特殊的意义．运用在brick-wall方法的基础上发展起来的膜模型计算了NUT-Kerr—Newman黑洞在de Sitter时空背景下的玻色子熵．结果表明，在选取适当的截断因子的情况下，该黑洞的熵仍满足Bekenstein—Hawking面积定律．     

缘于任意自旋场的Vaidya黑洞的熵

采用在brick模型基础上发展起来的membrane模型，计算了缘于任意自旋场的非静态黑洞——Vaidya黑洞的自由能和熵。结果表明，玻色子场(自旋s=1，2)和费米子场(自旋s=1／2)的熵都恰好与黑洞的视界面积成正比，这与静态和稳态的情况相同。而且，玻色子和费米子场的熵具有相同的形式，二相差一个系数。     

EGUP与黑洞熵的修正值

目前,人们对黑洞Bekenstein-Hawking熵的量子修正值产生了极大的兴趣,尤其是黑洞熵对数修正项的系数.在广义不确定关系(GUP)的基础上,通过引入了推广的广义不确定关系(EGUP),运用面积定理计算了3类时空的黑洞熵的修正值,得到的黑洞熵的修正项的系数是正的.这种计算方法不仅对单视界时空适用,而且对有内视界的黑洞时空依然成立,并且在EGUP基础上计算出黑洞熵的修正值.相比GUP基础上得到的黑洞熵,EGUP可以应用于大尺度时空下,所以应用范围更广.此计算方法简洁明了,物理意义明确,可为黑洞熵对数修正值系数的确定提供参考.     

缘于任意自旋场的Vaidya黑洞的熵(英文)

用在brick模型基础上发展起来的membrane模型 ,计算了缘于任意自旋场的非静态黑洞———Vaidya黑洞的自由能和熵。结果表明 ,玻色子场 (自旋s =1,2 )和费米子场 (自旋s =1/2 )的熵都恰好与黑洞的视界面积成正比 ,这与静态和稳态的情况相同。而且 ,玻色子和费米子场的熵具有相同的形式 ,二者相差一个系数     

动态Kerr黑洞的量子热效应

动态Ｋｅｒｒ黑洞的事件视界是旋转对称的，不是球对称的，它的位置，角速度和Ｈａｗｋｉｎｇ温度不仅依赖于时间，而且与极角有关。     

动态Kerr黑洞的量子热效应

动态Kerr黑洞的事件视界是旋转对称的,不是球对称的.它的位置、角速度和Hawking温度不仅依赖于时间,而且与极角有关.     

低维引力理论中虫洞的Hilbert空间

探讨了1＋1维均匀各向同性闭宇宙模型的完全量子化问题,论证了1＋1维量子虫洞能够带有Hilbert空间结构,内积可由微超空间度规导出,我们的研究表明物理的Hilbert空间是可分的,这可由虫洞解的离散正交基构造。     

自引力辐射体系的熵与引力坍缩

本利用李立新和刘辽导出的黑洞视界附近的辐射态方程，计算了约束在一个球形盒子中的自引力辐射体系的熵（不含中心黑洞和含有中心黑洞两种情况）。与Ｓｏｒｋｉｎ等人的计算比较，本的结果不会出现发散困难，而且体系的总熵（包括中心黑洞的熵）的上限正好等于坍缩后形成的同质量的黑洞熵。作认为，自引力辐射体系坍缩的合理模式是先形成中心黑洞，然后中心黑洞逐渐长大直至整个体系全部坍缩为黑洞。在坍缩过程中，任一中间态     

2＋1维黑洞的热辐射和非热辐射

本文探讨了荷电的BTZ黑洞的热辐射与非热辐射，给出了Hawking辐射谱及相应的温度表达式，并给出了非热辐射的有效势和粒子的能量公式。     

中等质量黑洞活动星系核的射电连续谱研究:总结与展望

中等质量黑洞活动星系核(intermediate mass black hole active galactic nuclei, IMBH AGN)是指中心黑洞大约在10²M⊙¹0⁶M⊙质量范围的活动星系核。关于近邻宇宙中IMBH AGN的研究,对于理解高红移类星体中的超大质量黑洞起源(即"种子黑洞问题")、低频引力波源等基本问题有着重要意义。得益于近20年来大规模光学光谱巡天的发展,已发现近邻宇宙中的宽线IMBH AGN的数目超过500个。对于这些光学选IMBH AGN,基于VLA FIRST巡天数据,针对小样本或个源的专门射电连续谱观测,已取得不少结果。从射电形态、连续谱谱型、射电功率和射电噪度、黑洞吸积基本面这四个方面,详细地介绍了目前IMBH AGN射电连续谱研究的进展。并且,分别面向当前正在开展的几个SKA探路者大规模连续谱巡天项目,以及大约10年后运行的SKA (至少是SKA一期),展望了IMBH AGN领域将来可以进行研究的科学目标。     

自引力辐射体系的熵与引力坍缩

本文利用李立新和刘辽导出的黑洞视界附近的辐射态方程，计算了约束在一个球形盒子中的目引力辐射体系的墙（不含中心黑洞和含有中心黑洞两种情况）．与Sorkin等人的计算比较，本文的结果不会出现发散困难，而且体系的总摘（包括中心黑洞的墙）的上阳正好等于坍缩后形成的同质量的黑洞嫡．作者认为，自引力辐射体系坍绩的合理模式是先形成中心黑洞，然后中心黑洞逐渐长大直至整个体系全部坍缩为黑洞．在坍缩过程中，任一中间态的媳总是比末态的黑洞墙小，到坍缩过程结束总熵才等于对应的黑洞摘．这一结果为黑洞滴的起源提供了一个合理的解释．     

黑洞吸积盘理论进展

在已知的四种黑洞吸积盘模型中，Shapiro-Lightman-Eardley(SLE)盘是不稳定的，细（Slim)盘研究得还不够，较为成功的是最早建立的Shakura-Sunyaev盘（SSD）和近年成为热点的径移主导吸积流（ADAF）。SSD和ADAF看来分别适用于吸积流中离黑洞较远和较近的区域，故二者的结合即ADAF＋SSD模型有望对黑洞吸积流作出较为完整的描述，但这个结合模型也还有不少未解决的问题。     

磁化黑洞吸积盘的演化及放能效率

采用等效电路模型讨论了两种不同类型的磁场对黑洞的旋转能量和角动量的提取机制；Blandford-Znajek(BZ)过程和磁耦合过程，在研究磁化吸积盘中心黑洞自转参量演化特征的基础上，详细比较了纯吸积过程，BZ过程和磁耦合过程对黑洞吸积盘放能效率的贡献，结果表明，磁耦合过程是提取黑洞旋转能量重要的新机制，其放能效率与BZ过程几乎相等，在黑洞自转不是特别大的情况，纯吸积过程的放能效率高于BZ过程和磁耦合过程的放能效率，但是当黑洞自转接近极端Kerr黑洞的自转状态时，放能效率主要由BZ过程和磁耦合过程贡献。