10

 § 3.3 求解黑洞似正规模的数值方法 12

 § 3.4 似正规模与黑洞参数的关系 13

第四章 黑洞时空的稳定性 

§ 4.1 利用微扰法研究黑洞稳定性 14

§ 4.2 研究进展 17

§ 4.3 总结与展望 18

致谢 19

参考文献 20

第一章 绪论

§ 1.1 黑洞理论及其历史简介

广义相对论从理论上预言了黑洞的存在。1915年在爱因斯坦发表广义相对论后短短1个月,德国天文学家史瓦西即得到爱因斯坦场方程的一个球对称真空解。史瓦西解描述的是点质量与球形质量外部的球对称引力场。史瓦西解的求出极大的促进了广义相对论和黑洞物理的发展。按照天体物理学的理论,如果宇宙中有一颗质量超过3M的恒星,已经停止了一切热核反应,物质自身巨大引力将战胜电子简并压和中子简并压,把所有物质压入一点——时空奇点,最终产生黑洞。黑洞是广义相对论中一类非常理想化的物体,只需要三个参量就可以完全描述——质量,角动量、电荷。这就是黑洞无毛定理。论文网

继场方程的史瓦西解求出后,Reissner和Nordstrom分别于1916年和1918年独立求出了场方程的带电球对称解——R-N黑洞解。此后几十年黑洞物理的发展有所停滞,但到了六十年代,黑洞物理学又迎来了发展的黄金时期。惠勒(Wheeler)在1963年指出:“引力坍缩为奇点,是当代基础物理的最大危机。”这引起了物理学家的普遍注意。1963年,Kerr求得了爱因斯坦方程的轴对称解------旋转黑洞解。1965 年Newman求得既带电又旋转的黑洞解(Kerr—Newman黑洞),这是目前所知的最一般的黑洞解。到了七十年代,霍金(Hawking)和彭若斯(Penrose)等人对黑洞量子力学及贝肯斯坦(Bekenstein)等人对黑洞热力学方面的贡献,更促进了黑洞物理学的进一步发展。目前,黑洞物理学已发展成为一门广义相对论与量子理论、粒子物理、热力统计以及弦理论等多领域交叉的学科。

§ 1.2 历史上的两种黑洞

§ 1.2.1 拉普拉斯的黑洞

1796年,拉普拉斯在他的著作《天体力学》一书中谈到“天空中存在着黑暗的天体,像恒星那样大,或许也像恒星那样多。一个密度与地球相同而直径为太阳250倍的明亮天体,它发出的光将被它自身的引力拉住而不能被我们接收。正是由于这个道理,宇宙中最明亮的天体很可能是看不见的[1]。

当时,光的微粒说占上风,从牛顿力学很容易得出形成这类“暗星”的条件。设光子的质量为m,光速为c,星球的质量为M,半径为r。按照牛顿力学,光子的动能为

  ,

势能为              ,

                      

当动能小于势能,即

                   ,

  

从上式可得形成“暗星”的条件为 。当时虽然没有用黑洞这一名称,但是已经预言了黑洞的存在。

§ 1.2.2 广义相对论中的黑洞

Schwarzschild在1916年求出爱因斯坦场方程的球对称解,schwarzschild解的线元为

  [2],

不难注意到上式在两个地方存在奇异,第一个是 处有一个奇点,度规分量

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