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World File Search System黑洞
量子强宇宙审查和黑洞蒸发
猜想（量子强宇宙审查）设 S 为（不一定是全局双曲）时空 ( M , g ab ) 的严格偏柯西曲面，设 D ( S ) 为其依赖域。（ D ( S ) , ^ g ab ）本身可以看作是一个全局双曲时空，其中 ^ g ab = ψ − 1 ∗ g ab ，ψ : D ( S ) → ψ ( D ( S )) ⊂ M 是等距嵌入。设 A 是定义在 ( M , g ab ) 上的 F 局部量子场论，设 B 是同构于 A ( M ; D ( S )) 的 ( D ( S ) , ^ g ab ) 上的量子场论。设 ω : B → C 是一般的纯 Hadamard 态。那么，一般来说，不存在将 ω 扩展至 Hadamard 状态 ω : A ( M ; D ( S )) → C 的情况。
解决悖论：AdS/CFT 和黑洞信息丢失
本报告回顾了通过 AdS/CFT 对偶的视角理解黑洞动力学和解决黑洞信息悖论的最新进展。从黑洞蒸发和信息的考虑介绍了悖论的起源。回顾了 AdS/CFT 对偶的主要原理，其动机是弦理论中对偶的起源以及 AdS 时空中的标量动力学。应用 AdS/CFT 对偶的全息原理将非引力量子理论转化为高维引力理论，计算蒸发黑洞的霍金辐射的纠缠熵以显示是否遵循幺正佩奇曲线。最后，利用对量子极值曲面演化的最新见解来测试 AdS 2 中的黑洞辐射系统是否遵循幺正性。
黑洞和 CFT 中的纠缠局部测量
我们研究 CFT 和黑洞中纠缠的结构和动力学。我们使用局部纠缠度量，即纠缠轮廓，它是冯·诺依曼熵的空间密度函数，具有一些附加属性。纠缠轮廓可以在许多 1 + 1d 凝聚态系统和黑洞蒸发的简单模型中计算。我们计算了由分裂淬灭激发的状态的纠缠轮廓，并找到了 2d CFT 中低能非平衡态纠缠轮廓的通用结果。我们还计算了与极值 AdS 2 黑洞耦合的非重力浴的轮廓，并发现由于岛相变，轮廓在浴内仅具有有限的支撑。我们使用的特定纠缠轮廓方案量化了通过与条件互信息的连接，从边缘重建浴状态的程度，而消失的轮廓则反映了对块岛区域免受边界状态擦除的保护。
CGHS 黑洞模拟动镜及其... - DR-NTU
摘要：Callan–Giddings–Harvey–Strominger 黑洞的光谱和温度与平坦时空中的加速反射边界条件相对应。beta 系数与移动镜模型相同，其中加速度在实验室时间内呈指数增长。黑洞中心由完全反射的规律性条件建模，该条件使场模式发生红移，这是粒子产生的源头。除了计算能量通量外，我们还找到了与黑洞质量和引力模拟系统中的宇宙常数相关的相应移动镜参数。推广到任何镜像轨迹，我们推导出自力（洛伦兹-亚伯拉罕-狄拉克），一致地将其和拉莫尔功率与纠缠熵联系起来，从而引发了对信息流加速辐射的解释。将镜面自力和辐射功率施加到特定的CGHS黑洞模拟动镜上，揭示了渐近热平衡过程中视界信息的物理特性。
太空中的“黑洞”从太空发现正电子
)> 太空中可能布满“黑洞”。这是在克利夫兰举行的美国科学促进会会议上，天文学家和物理学家提出的，他们是所谓退化恒星方面的专家。退化恒星不是道德低下的好莱坞类型。它们是垂死的恒星，或白矮星，占天空中所有恒星的 10% 左右。它们发出的微弱光线来自生命最后阶段留下的少量热量。目前尚不清楚恒星是如何悄然衰落成为白矮星的。退化恒星由密集的电子和原子核或原子核组成。它们的密度如此之大，以至于一小撮物质就重达一吨。理论上预测，一些这样的恒星的密度为每小撮一百万吨。当这种情况发生时，恒星基本上是由中子和奇异粒子组成的。由于退化恒星的密度如此之大，其引力场非常强。根据爱因斯坦的广义相对论，当一颗退化恒星的质量增加时，它会突然坍缩，恒星强大的引力场会向自身收缩，从而形成宇宙中的“黑洞”。
量子散射过程和信息从黑洞转移
经常说，黑洞没有什么可以出现的（参见sec。33.1参考。[1]）。但是，正如我们先前所说的那样[2]，此陈述可能并不完全正确。信息不是通过粒子来驱动的，而是通过量子散射过程中的动量转移。实际上，信息传输过程不是基于更快的信号交换，而是基于虚拟光子交换。这导致了两个最初未进入的带电粒子之间的动态纠缠，这些粒子位于黑洞地平线的不同侧面。依靠这种动量转移的Gedanken-实验[2]，没有量子散射），原则上可以从黑洞内部到黑孔地平线外部的元素消息（位值“ 1”或“ 0”）的传输。
黑洞到白洞量子隧道 - UWSpace
在本文中，我们探讨了以下建议：施瓦茨柴尔德黑洞将在其寿命结束时，将经历量子过渡到“白洞”：一个恰恰是黑洞时间反转的对象。这种过渡采用量子隧道的形式。为了评估隧道幅度，我们表征了量子重力影响占主导地位的区域，因为与外部曲率相交的高度相交的高度曲面所包围，外部曲率等于零。这使我们能够恢复隧道幅度，如正常之间的增强角度指定的隧道幅度。这项工作的长期目的是找到量子重力区域真空爱因斯坦方程的复杂解，从而为黑洞蒸发后对黑洞发生的情况提供了完整的解释。
黑洞：探索时空量子理论的灯塔
牛顿（1692）：“一个物体可以在真空中不经任何媒介，在远处对另一个物体产生作用，它们的作用和力由此相互传递，在我看来，这实在是太荒谬了，我相信，任何一个在哲学上具有良好思维能力的人都不会陷入这种境地。”
量子强宇宙审查和黑洞蒸发
辐射。然而，这种辐射只取决于黑洞的几何特性，完全由其质量、电荷和角动量表征，而不取决于最初形成黑洞或进入黑洞的物质的细节。详情见图1。在图1所示的黑洞蒸发过程中，I − 处的初始纯内态（例如，在形成黑洞的下落物质的经典配置周围“达到峰值”的相干内态）与 I + 处的最终外态是酉不等价的，后者必然是混合的，因为 I + 不是蒸发前区域的柯西曲面，这一点在过去已经多次被争论过（例如参见 [ 4 ]）。这就是黑洞信息丢失之谜，简洁地表述为在半经典蒸发图中，最初的蒸发前纯态可以演化为蒸发后混合态的情况。因此，量子决定论似乎失败了（大致称为信息丢失——我们将继续使用这个术语）。有多种方法可以缓解或解决这个难题，但这些方法都不是定论。例如，请参阅[3-6]中的一些有趣的观点和历史记载。我们的目的是论证，与通常的民间传说相反，标准的半经典论证不会导致信息丢失。相反，有强有力的证据表明，量子强宇宙审查似乎阻止了对蒸发最后阶段的真正半经典描述。此外，我们认为，如果从表面上看，半经典引力表明最终奇点的形成，而不是图 1 中的柯西视界，并且没有