Taub-NUT黑洞的统计熵

避开求解波动方程的困难,利用量子统计的方法,直接计算轴对称Taub-NUT黑洞背景下玻色场和费米场的配分函数.然后利用改进的砖墙方法——膜模型,计算黑洞背景下的玻色场和费米场的熵.计算表明,黑洞的熵与视界面积成正比的结论只有在薄膜的厚度远小于截断因子或两者为同阶无穷小时成立,当无穷小薄膜的厚度远大于无穷小截断因子时,黑洞的熵有一个对数发散项,黑洞熵不再与视界面积成正比.     

球对称静态黑洞熵的计算

用弯曲时空的熵密度对黑洞熵进行了直接计算,避免了求解场方程的困难.由于熵密度在事件视界上是发散的,因此取截断因子来防止发散.结果表明黑洞的量子熵与黑洞表面积成正比.     

一般柱黑洞统计熵的计算

利用量子统计的方法和砖墙模型计算带电的转动柱黑洞背景时空中玻色场和费米场的巨配分函数,然后根据熵和巨配分函数的关系得到玻色场和费米场的统计熵.     

球对称静态黑洞的统计熵

避开求解波动方程的困难,利用量子统计的方法,直接计算球对称静态黑洞背景下玻色场(电磁场和引力场)和费米场(中微子场和标量场)的配分函数.然后利用砖墙方法计算了玻色场和费米场的熵.     

Reissner-Nordstrom黑洞视界的熵

将二维球面简并气体模型直接推广到Ｒｅｉｓｓｎｅｒ－Ｎｏｒｄｓｔｒｏｍ黑洞，计算结果表明，黑洞外视界物质的熵等于整个黑洞的熵，且当Ｑ＝０时，能回到Ｓｃｈｗａｒｚｓｃｈｉｌｄ黑洞的情形     

任意维Schwarzschild-de Sitter黑洞的Hawking隧穿辐射

运用Parikh模型,研究任意维Schwarzschild-de Sitter(SdS)黑洞的Hawking隧穿辐射.结果表明,黑洞视界处的隧穿率依赖于Bekenstein-Hawking(BH)熵的变化,如果考虑到熵的变化按出射粒子能量展开式中的高次项,辐射谱不再是纯热的谱.     

论Schwarzschild黑洞的熵

利用二维球面简并气体模型，证实了Ｓｃｈｗａｒｚｓｃｈｉｌｄ黑洞的熵就是其视界物质的熵．     

整体单级de-Sitter时空背景的Hawking辐射

利用被改进后的Damour-Ruffini方法研究了整体单级de-Sitter黑洞在标量场的Hawing温度与时空的视界方程,采用Tortoise坐标变换,给出了Klein-Gordon方程在视界附近的渐近解,导出了Hawking温度,得到了热谱.     

来自柱对称黑洞的量子隧穿辐射

运用隧穿理论,对anti-de Sitter时空下的柱对称黑洞的Hawking辐射进行了研究,得到了在其外视界附近标量粒子和自旋为1/2的费米子的隧穿率和该黑洞视界处的霍金温度,并考虑了在背景时空发生变化和自引力相互作用下对其隧穿率的修正.     

Vaidya—Bonner时空Klein—Gordon场的二次量子化

将Vaidya－Bonner时空中视界附近的Klein－Gordon场二次量子化，并利用Bogolubov变换方法，得到了带电蒸发黑洞的Hawking热谱．其结果表明，入射真空态经视界表面散射后，成为含有热粒子的出射态，这些热粒子具有温度为T的黑体谱．