测量宇宙膨胀的理想工具——中子星黑洞并合

正正在萌芽的引力波天文学提供了若干前所未有的机遇。例如,依据引力波测量得到的距离,人们即可确定宇宙各处的膨胀。麻省理工学院Vitale和哈佛大学Chen的研究表明,黑洞与中子星并合这类特殊的引力波源可能是测量宇宙膨胀率的最佳工具。当今宇宙的膨胀率由哈勃常数     

解析求解光纤中非稳定扰动的实部和虚部

 对线性化后的非线性薛定谔方程进行了求解，导出了光纤中传输的扰动场复振幅的实部和虚部的解析解。这些普适的表达式表明：在传输距离不太长的初期阶段，扰动的虚部和实部以及幅角的演化都对输入条件十分敏感；在传输距离趋于无穷大时扰动电场增益系数趋于渐近值；波数在初始阶段随传输距离变化，只有当传输距离足够大时才趋于一个常数。     

反德西特黑洞的相变及其微观结构

正自从广义相对论建立之后,黑洞一直是理论物理研究和天文观测的焦点。从经典的角度来看,黑洞的引力之强,使得没有什么粒子,甚至光子,能够逃离它。然而在考虑了弯曲时空中的量子场论后,先驱Hawking和Bekenstein等人指出黑洞系统具有温度和熵,于是黑洞这一强引力系统便被映射到了一个热力学系统。随后,黑洞系统的四大热力学定律也被建立起来了。另一方面,黑洞的温度和熵都依赖于万有引力常数和普朗克常数,这一性质说明黑洞的热力学与     

黑洞体量竟有上限

正星系中心的超大质量黑洞是宇宙间最重的天体,银河系中心黑洞的质量堪比400万个太阳,天文学家还曾发现体重为数十亿个太阳的黑洞。可是这些大质量黑洞究竟能增大到什么程度呢?一位天体物理学家说,质量上限是太阳的500亿倍。黑洞通过围绕其旋转的气体和尘埃组成的吸积盘吸取物质,不断长大。吸积盘的摩擦导致物质向黑洞内部移动,直至被黑洞引力撕碎后吞噬。这一过程使气体温度极高,以致达到发光的程度,这     

宇宙常数问题

在共形引力理论中, 宇宙项必为零. 当所有规范对称性自发破缺时, 产生的诱导宇宙常数之和与背景时空的弯曲效应抵消. 当背景时空为Minkowski空间时, 诱导宇宙常数之和为零. 而对称性通过Higgs机制破缺时, 必然伴生背景时空的相变.     

应该界定黑洞的“最大半径”和“最小半径”

 有关黑洞的习题在近几年的复习资料中经常出现,通过题中给出的一些有关物理量来估算黑洞的“最大半径”。那么什么是黑洞?一颗内部燃烧尽了的大质量恒星由于自身的引力作用,外壳不断向中心坍塌缩小,最后就会形成致密的黑洞。黑洞是宇宙中的实体微粒,它们的体积趋向于零,而密度几乎是无穷大,由于具有强大的引力,物体只要靠近这个微粒,就会被强大的引力吸入,连光也不能幸免。也就是说,没有任何信号能够从黑洞的作用范围内传出,人类无法看到里面的情形---对于观测者来说,那就是漆黑一片---这也是黑洞名字的由来。既然如此,那么衡量黑洞的大小只能用其作用范围(即“视界”)的“半径”来表示。     

Kerr-Newman-de Sitter黑洞辐射谱和熵修正

本文延拓Damour-Ruffini方法,研究Kerr-Newman-de Sitter黑洞的Hawking辐射.在保持时空中总能量,总角动量和总电荷守恒的条件下,考虑辐射粒子对时空的反作用与黑洞事件视界和宇宙视界的相互关联后,得到了黑洞辐射谱.此辐射不再是严格的纯热谱与黑洞事件视界和宇宙视界对应Bekenstein-Hawking熵变有关.研究发现其结果仍然符合幺正性原理.同时给出了黑洞Bekenstein-Hawking熵的修正项.使人们对黑洞热辐射的研究有了进一步的认识.     

Kerr-Newman-de Sitter黑洞辐射谱和熵修正

本文延拓Damour-Ruffini方法,研究Kerr-Newman-de Sitter黑洞的Hawking辐射.在保持时空中总能量,总角动量和总电荷守恒的条件下,考虑辐射粒子对时空的反作用与黑洞事件视界和宇宙视界的相互关联后,得到了黑洞辐射谱.此辐射不再是严格的纯热谱与黑洞事件视界和宇宙视界对应Bekenstein-Hawking熵变有关.研究发现其结果仍然符合幺正性原理. 同时给出了黑洞Bekenstein-Hawking熵的修正项. 使人们对黑洞热辐射的研究有了进一步的认识.     

惯性原理及其宇宙起源(下)

 四、常曲率空时惯性原理及其宇宙学意义常曲率空时相对性原理和德西特不变的相对论如何面对暗宇宙的尖锐挑战?为什么我们的宇宙在加速膨胀,一定不渐近平坦,而很可能具有一个正的极小宇宙常数,渐近于德西特空时?而按照通常的处理,德西特空时却带来一系列疑难;极小而又为正的宇宙常数也带来极大困惑。通行的看法是把宇宙常数等同于量子理论中“真空”的能量。可是,这样得到的宇宙常数值比观测值大了一百二十几个量级;考虑种种可能修正、包括超对称等等,也还要大几十个量级。理论与观测之间如此大的差别,前所未有。根本问题出在哪里?通常的作法是考虑种种动力学模型、修改引力场方程,甚至借助量子引力等等。     

类比Ba?ados-Teitelboim-Zanelli黑洞的辐射屏蔽

虽然类比引力理论表明可以使用实验室的物理系统类比黑洞的时空结构,但是旋转黑洞的结构很难在实验室体系中找到较好的对应.本文使用特设的涡旋光,在理论上找到了一种接近Ba?ados-Teitelboim-Zanelli(BTZ)黑洞的类比结构,通过计算无质量粒子和声波在类比BTZ黑洞和引力的BTZ黑洞时空中的运动来比较它们的异同.两种黑洞时空无质量粒子和声波的有效势能给出了相同的能量和角动量的辐射禁区分布,不同的是, BTZ黑洞经典禁区沿径向将趋近固定的能量值,而类比BTZ黑洞的经典禁区沿径向将闭合.幸运的是,在视界和能层附近,无质量粒子和声波的运动行为几乎一致,从这个角度来说,类比实验体系能够很好地模拟BTZ黑洞.特别地,在两种黑洞时空下,低能量高角动量的粒子的经典禁区都更宽.     

问答

正Q:黑洞是如何形成的?A:我们都知道恒星的质量非常大,大到可以在恒星中心引燃核聚变,而这核聚变又释放出巨大的能量和辐射来抵抗引力对恒星的收缩作用。但核聚变总有耗尽的一天,当恒星内部的聚变燃料全部耗尽时,恒星内部向外辐射的能量就不足以抵抗向内的引力了。这时候引力就会向内压缩。如果这颗恒星比太阳小一些,那么这颗恒星压缩到最后会由于电子的量子排斥效应(就是费米子的泡利     

托卡马克等离子体中共振磁扰动场放大效应对离子轨道特性的作用

首先,利用MARS-F程序模拟了HL-2A装置中不同电阻率、环向旋转频率和环向模数条件下等离子体对共振磁扰动(RMP)的线性响应过程,分析了不同情况下共振场放大效应对三维扰动磁场的影响;然后,利用Boris算法追踪了三维场作用下的离子轨道,并详细探究了不同扰动磁场改变离子轨道特性的物理机制.研究发现,考虑等离子体响应后的扰动磁场可增强离子轨道径向展宽,且轨道最大径向展宽随轨道上扰动磁场平均值的增大而增大;同时,离子在通过扰动磁场被强烈放大的区域时轨道径向展宽会显著增加.该物理机制可用于解释RMP缓解边界局域模实验中离子直接损失增加和等离子体径向输运增强现象.     

等离子体形变对边界局域模的作用研究

在磁流体模拟代码BOUT++剥离气球模三场模块框架下研究了等离子体形变参数(拉长比和三角形变)对边界局域模的影响。研究表明,在线性阶段,拉长比主要作用于剥离气球模中气球模成分,抑制了环向模数较高的气球模不稳定性;而三角形变则对剥离气球模中剥离模成分和气球模成分均有抑制作用。在非线性阶段,拉长比导致边界E×B剪切率增加,迫使压强扰动的正值部分向等离子体芯部发展,导致边界局域模的能量损失增加;三角形变则导致边界E×B剪切率降低,使得压强扰动可以向等离子体边缘发展,台基向等离子体芯部的崩塌减弱,从而对边界局域模起到缓解作用。     

打压替代引力

正众所周知,爱因斯坦广义相对论描述万有引力,但一些试图替代相对论的引力理论也声称其合理性。不过,依据中子星并合时发出的引力波和电磁波观测,理论家们最近严格约束了这些替代引力。广义相对论(简称GR)非常成功地描述万有引力,覆盖行星、恒星、黑洞、星系等若干层次。GR预言宇宙的膨胀,但也有个短板:如何解释宇宙的加速膨胀。鉴于所有辐射、可见物质和暗物质等都施加向内"拽"的力,宇宙理应减速     

算符规模增长/动量对偶在黑洞混沌中的研究概论

量子混沌体系和经典引力体系间存在着深刻的内在联系。作为此联系的具体表现,Susskind提出的算符规模增长/动量对偶（operator size growth/momentum duality）将引力侧黑洞背景中落向视界粒子的动量增长与量子混沌体系中的算符规模增长联系了起来。本文将从算符规模增长/动量对偶的产生与发展的背景与动机出发,综述其相关概念与基本原理。作为该对偶的应用实例,我们将介绍并讨论：其与近极端条件时视界外喉道的非平凡几何结合,解释带电黑洞置乱（scrambling）时间减少;带电黑洞背景下,当试探粒子的电荷超过某一临界值,观察到独特的混沌抑制现象,并讨论此抑制的可能成因。     

HL-2A װ���и���������������ģ���ȶ����о�

结合HL-2A 装置的参数,在电子回旋共振加热(ECRH)离(在)轴加热的情况下,研究高能量捕获电子驱动的鱼骨模不稳定性。数值结果表明,高能量电子极向比压βh 大于某一个比压阈值βh,crit 时,鱼骨模会被高能量电子激发,其频率随高能量电子极向比压的增大而缓慢增加且与高能量电子的环向进动频率一致;比压阈值βh,crit 随着高能量电子密度剖面峰化程度的增加而减小,但当密度剖面增大到一定值时比压阈值βh,crit 趋近于一个常数。此外,还分析了箍缩角和扰动能对鱼骨模实频和增长率的影响。发现在箍缩角α0 =1附近增长率有一极小值,表明高能量勉强通行电子对鱼骨模具有稳定作用;而扰动能 δWˆc增大时,鱼骨模表现出实频变大而增长率变小的特征,这表明了本底等离子体对鱼骨模有一定的稳定效果。     

带有电荷、磁荷的一类任意加速黑洞的瞬时辐射能通量

利用带有电荷、磁荷的一类任意加速黑洞视界面附近标量场的熵密度,研究黑洞的热辐射规律,导出了黑洞的瞬时辐射能通量,得到了黑洞的热辐射总是满足广义Stefan-Boltzmann定律的结论.导出的广义Stefan-Boltzmann系数不是常数,而是一个与黑洞参量(质量、所带的电荷与磁荷、加速度的大小、视界的变化率)有关的动比例系数.对于不同的动态黑洞,由于黑洞周围的引力场和电磁场不同,导出的广义Stefan-Boltzmann系数也不同.     

HL-2A 装置中高能量捕获电子鱼骨模不稳定性研究

结合HL-2A 装置的参数,在电子回旋共振加热(ECRH)离(在)轴加热的情况下,研究高能量捕获电子驱动的鱼骨模不稳定性。数值结果表明,高能量电子极向比压β_h 大于某一个比压阈值β_h,crit 时,鱼骨模会被高能量电子激发,其频率随高能量电子极向比压的增大而缓慢增加且与高能量电子的环向进动频率一致;比压阈值β_h,crit 随着高能量电子密度剖面峰化程度的增加而减小,但当密度剖面增大到一定值时比压阈值β_h,crit 趋近于一个常数。此外,还分析了箍缩角和扰动能对鱼骨模实频和增长率的影响。发现在箍缩角α₀ =1附近增长率有一极小值,表明高能量勉强通行电子对鱼骨模具有稳定作用;而扰动能 δWˆ_c增大时,鱼骨模表现出实频变大而增长率变小的特征,这表明了本底等离子体对鱼骨模有一定的稳定效果。     

黑洞与奇点（英文）

黑洞可以说是引力最极端的体现,其视界内是个连光也逃不出去的时空区域。近来黑洞在天文观测方面取得令人惊讶的发展,这其中包括:黑洞碰撞的引力波探测以及M87星系的超大质量黑洞的所谓第一张黑洞照片。但是在理论的层面上,黑洞物理尚有许多未解之谜。其中,信息遗失的悖论是最有名的。但是,有另一个问题至少和信息的丢失一样–甚至更加–令人费解的,就是黑洞内部的奇点性质。时空奇点是广义相对论本身无法描述的,在那里究竟发生什么事?黑洞内部的奇点和宇宙大爆炸时的奇点有何不同?奇点是否会裸露在黑洞外面?所谓"宇宙监督猜想"的假设目前有何进展?我们在这篇半科普的文章中简单的介绍这些课题,希望本文章对物理和数学的本科生有所帮助。     

引力彩虹时空中Kerr黑洞的熵谱和面积谱

利用黑洞的绝热不变性,研究了引力彩虹时空中Kerr黑洞的熵谱和面积谱.首先,在引力彩虹时空背景下,计算了Kerr黑洞的绝热不变作用量,并将其与玻尔-索末菲量子化条件相结合,给出了黑洞的熵谱.得到的熵谱没有引力彩虹时空本身具有的粒子能量依赖性,且是与经典Kerr黑洞中原始贝肯斯坦熵谱相同的等间距熵谱.然后,根据黑洞热力学第一定律和黑洞熵谱,给出了与原始贝肯斯坦谱不同的面积谱.该面积谱是非等间距的,而且有对黑洞面积的依赖性,但不依赖于探测粒子的能量.面积谱表明,随着黑洞面积的减少,面积间隔逐步变小;当黑洞达到普朗克尺度时,面积量子可降为零.这表示黑洞面积不再减少,黑洞出现辐射剩余.而在忽略色散关系的修正效应或在大黑洞极限下,面积谱的修正项可以忽略,引力彩虹Kerr黑洞面积谱可以回归到原始贝肯斯坦谱.此外,对引力彩虹时空Kerr黑洞的熵进行了讨论,得到了带有面积倒数修正项的黑洞熵,分析了黑洞熵的量子修正与面积谱量子修正的一致性.