黑洞错觉研究进展_谢溯江
声学黑洞加筋板结构的声振特性分析

声学黑洞加筋板结构的声振特性分析
温华兵;黄惠文;史自强;郭俊华
【期刊名称】《船舶力学》
【年(卷),期】2024(28)3
【摘要】基于声学黑洞与加强筋这两种结构设计出声学黑洞加筋板,通过建立声学黑洞加筋板、加强筋的有限元模型,对两种结构的声辐射特性、振动能量分布与传递特性开展研究。
仿真结果表明:在高于截止频率时声学黑洞加筋板的辐射声功率级比普通加筋板降低8~20 dB,由于敷设的局部阻尼使聚集在声学黑洞区域的振动能得到有效的耗散,因此其振动水平下降明显且与声场耦合变弱;通过分析振动能量分布特性验证了声学黑洞加筋板结构大部分动能聚集在声学黑洞区域,减弱整体结构的振动水平;振动传递特性揭示了声学黑洞加筋板受声学黑洞聚能与加强筋阻振的叠加效应,相比于普通加筋板,声学黑洞加筋板具有更优的减振降噪性能。
【总页数】8页(P442-449)
【作者】温华兵;黄惠文;史自强;郭俊华
【作者单位】江苏科技大学能源与动力学院
【正文语种】中文
【中图分类】TB535
【相关文献】
1.流场中变截面加筋柱壳结构声振特性分析
2.基于声学无限元法的加筋圆柱壳声振特性研究
3.基于空间谐波分析的典型加筋板结构声振特性
4.加筋板封闭矩形声腔的声振耦合特性研究
5.复合材料加筋/夹层板壳声振特性研究进展
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对稳态NUT—Kerr—Newman黑洞的量子隧穿特征的研究

再是纯热谱,视界处粒子的隧穿率与 B k n ti— w ig熵有关 ,且满足量子力学中的 幺正 e e senHa kn
性 原理 .
关键词:NUT KerNe ma — r w n黑洞;能量守恒;角动量守恒; B k nti— w ig熵 ;隧穿 — e e senHa kn
盔.
M R(0 0 主题分类:3 中图分类号 : 42 文献标识码: 20 ) 8C O 1. 1 A 文章编号:03 9820)615—7 10— 9 ( 8 —100 3 0 0
20,8 6:1015 082 A() 5—16 1
滋 黝
数学物理学报
对稳态 NUT KerNe ma — r— w n黑洞的 量子隧穿特征的研究
李 慧玲 蔡敏 林 榕
( 沈阳师范大 学物理科 学与技术学院 沈阳 1 0 3 ) 1 0 4
杨树 政
( 华 师 范 大学 理 论 物理 研 究 所 南充 6 7 0 ) 西 3 0 2
齐 德 1 16
摘要: 运用 P r h的量子隧穿模型, 究了 NUT KerNe ma ai k 研 — r — w n黑洞 的量子隧穿辐射特征. 研究结果表明,当考虑能量守恒与角动量守恒时,稳态 NUT KerNe ma — r— w n黑洞的真实谱不
根据 零超 曲面方 程
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可得 此黑洞 的外视 界 和 内视 界分别 为
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基金项 目:国家 自然科学基金 (0 4 0 8 1 3 7 0 )资助
时隔十多年我科学家再次听见一颗黑洞的“心跳”

时隔十多年我科学家再次听见一颗黑洞的“心跳”
作者:
来源:《科学大观园》2020年第13期
十几年前,天文学家首次发现来自一个超大质量黑洞的“心跳”——X射线准周期振荡信号。
十几年后,当天文学家再次有机会观测这个黑洞时,发现这个信号仍在持续。
这项研究工作由中国科学院国家天文台研究员金驰川主导,研究结果近日已发表于《英国皇家天文学会月刊》。
这个特殊的黑洞被命名为RE J1034+396,是一个距离地球6亿光年的超大質量黑洞。
2007年,科学家们首次发现这个黑洞的X射线辐射具有一小时左右的周期性振荡信号。
2011年,由于该黑洞的视线方向离太阳太近,对其“心跳”信号的监测也就停止了。
直到2018年,科学家们有机会再次对这个黑洞开展观测。
金驰川研究团队通过使用XMM-牛顿卫星、“核光谱望远镜阵列(NuSTAR)”卫星和“雨燕(Swift)”卫星,对RE
J1034+396开展联合观测,并最终确认其X射线振荡信号仍然存在,而且比以前更强了。
这是目前观测到的持续时间最长的超大质量黑洞“心跳”信号。
◎来源|科技日报。
d维RN-AdS黑洞的弱宇宙审查猜想

Applications 创新应用集成电路应用 第 39 卷 第 4 期(总第 343 期)2022 年 4 月 69们认为奇点是密度无穷大的一个点,在这个点附近一切物理定律都无法使用,这与我们目前已知的情况格格不入,即是说明我们目前已知的物理规律、量子力学、场论等等一切物理规律都是无效的在奇点附近。
为了保证已知的物理定律的真实性和有效性,1969年彭罗斯从类时测地线受到启发提出了弱宇宙审查猜想来保证物理规律可行性,他的猜想表明黑洞坍塌诞生的奇点应该被黑洞视界包着,视界在奇点的外围,奇点被视界隐藏在后面,远处的研究人员不能通过任何方法无法得到奇点附近的任何信息。
由于对于奇点附近的问题一直得不到解决,而人们又急需一种理论来说明这种情况,于是很多学者开始赞同彭罗斯宇宙审查猜想,用事件视界来隔离奇点内外情况,用事件视界作为边界,视界内部是奇点所在时空,外界对其不会有任何影响,视界外部的一切也不会影响到视界内部,虽然这种说法能暂时将奇点问题屏蔽,但是其说法很难得到广大科学家认同。
自从彭罗斯最初的研究结果以来,弱宇宙审查猜想(WCCC)一直是黑洞的一个有趣的研0 引言拉普拉斯(Laplace)和米谢尔(Michelle)通过对天体研究发现,存在一类天体其第二宇宙速度超过光速,我们无法观测到它,因为一切靠近它的物质包括光都会被其巨大的引力拖拽,人们把这种天体称为暗星[1]。
1 研究背景100多年后爱因斯坦在1915年提出相对论,他认为质量的存在会影响周围的时空,使周围时空发生弯曲,如果一个天体质量足够大,其产生的弯曲曲率能使光线都发生偏折,并向中心天体靠近,那么光进入之后就无法出来,之后史瓦西通过对场方程求解得到了一个真空球对称解——史瓦西解,美国科学家惠勒将这种天体现象称为黑洞(BH)。
之后人们对黑洞性质,及其满足的物理规律都有极大兴趣,在1960~1970年代,霍金和彭罗斯对黑洞的形成进行研究,他们发现只有相对论有效,满足因果性,黑洞内部就一定是奇异的。
Kiselev黑洞和匀速直线运动的隆斯涅耳—诺德斯特隆黑洞和克尔—纽曼黑洞的吸积研究

Kiselev黑洞和匀速直线运动的隆斯涅耳—诺德斯特隆黑洞和
克尔—纽曼黑洞的吸积研究
本论文研究了Kiselev黑洞和匀速直线运动的隆斯涅耳—诺德斯特隆黑洞
和克尔—纽曼黑洞的吸积。
第一部分讨论了Kiselev黑洞的吸积。
在没有背景相互作用和粒子产生与湮灭的假设下,我们得到了可近似为理想气体的绝热吸积物质流的基本方程,计算出了质量吸积速率和临界点的一般解析表达式,并确定了临界点应当满足的物理条件;对于多方气体,我们计算出了质量吸积速率的具体表达式以及外事件视界上的气体压缩比,对于多方麦克斯韦—玻尔兹曼气体,计算出了外事件视界处的绝热温度变化。
结果表明Kiselev黑洞的quintessence特征参量σ在吸积过程中起着重要作用,这可能是一个可用来检
验该理论的可观测特征,也可以凭借此方面的天文观测检验是否存在quintessence标量场。
第二部分讨论了匀速直线运动的隆斯涅耳—诺德斯特隆黑洞和克尔—纽曼
黑洞的吸积。
我们假设没有粒子产生和湮灭以及被吸积物质是满足绝热物态方程P=ρ∝n~2(单位制c=G=1)的理想流体,确定了吸积流四维速度场;对于隆斯涅耳—诺德斯特隆黑洞,它是轴对称的;对于克尔—纽曼黑洞,它不具有球对称性和轴对称性。
我们还得到了取决于黑洞基本参量的粒子数吸积速率;对于隆斯涅耳—诺德斯特隆黑洞,它取决于黑洞质量和电荷;对于克尔—纽曼黑洞,它取决于黑洞质量、电荷和角动量,且独立于相对无穷远处吸积流运动方向的黑洞自转轴的方向。
Quintessence黑洞的量子隧穿效应以及黑洞遗迹

r d ai n a n ei g w h w t a o e e si n o e p r ce o h v n o z n a d o e a it s t n l , e s o t t t mis ft a t l n t e e e t r o n n t o u n h bh h o h i hi h
t e ma . e a s b an t e lg rtmi or cin o h a t l u n ln o a ii y c n i e ng h r 1 W lo o ti o a i h h cc re t ft e p ri et n e i gprb blt b o sd r o c y i t e frto d rc re t n. n l we su y te p s i lt fb a k h l e a t h s— r e o c i Fi al i o y, td h o sbi y o lc oe r mn n . i
中图 分 类 号 : 15 8 P4 . 文献标识码 : A
T eQu nu T n e n f c n h lc l h a tm u n l gE eta dteB ak Hoe i Re a to itse c lc l mn n f Qunesn eB a kHoe
b a k h l Si e t a k e eg n t eu i e s k s i p s il o St ic s he sai p e i l c oe. nc he d r n r y i h n v re ma e t o sb e frU o ds u st t t s h r— c c Uy s mmerc ba k h l u ru e y d r n r . ih t e u e o a i h d lo a t m a y t lc o e s ro nd d b a k e e g W t s fP rk Smo e fqu n u i y h
超大质量黑洞产生的高能中微子探测及巨型中微子射电探测阵列的选址
超大质量黑洞产生的高能中微子探测及巨型中微子射电探测阵列的选址朱春花;翟楠楠;沈冬祥;吕国梁;王兆军;李琳;刘荷蕾;Olivier Martinea-Huynh;Charles Timmermans【摘要】宇宙高能中微子很可能起源于超大质量黑洞与吸积物质的相互作用.这些中微子在传播过程中由于只参与弱相互作用,其轨迹直指起源的特性,使其成为观测宇宙更远的天体的全新窗口.传统的中微子探测方法由于造价高、技术复杂,限制了探测的有效面积和观测时间.巨型中微子射电探测阵列GRAND,由多国共同参与建设,具有造价低、易大面积部署、可全天观测的特点,成为目前最好的选择,通过探测高能中微子寻找超高能宇宙射线的起源.目前在进行GRANDProto300的选址中,我们在内蒙古明安图、新疆巴里坤等地方使用GRANDProto35原型天线进行实地探测.探测结果显示,巴里坤地区具有良好的电磁环境,更加适合该项目的建设.选址探测工作为GRANDProto300的选址及其它射电探测阵列的建设提供了依据.【期刊名称】《新疆大学学报(自然科学版)》【年(卷),期】2019(036)002【总页数】6页(P127-131,152)【关键词】超大质量黑洞;高能中微子;射电探测;超高能宇宙射线;选址探测;射电阵列【作者】朱春花;翟楠楠;沈冬祥;吕国梁;王兆军;李琳;刘荷蕾;Olivier Martinea-Huynh;Charles Timmermans【作者单位】新疆大学物理科学与技术学院,新疆乌鲁木齐830046;新疆大学物理科学与技术学院,新疆乌鲁木齐830046;新疆大学物理科学与技术学院,新疆乌鲁木齐830046;新疆大学物理科学与技术学院,新疆乌鲁木齐830046;新疆大学物理科学与技术学院,新疆乌鲁木齐830046;新疆大学物理科学与技术学院,新疆乌鲁木齐830046;新疆大学物理科学与技术学院,新疆乌鲁木齐830046;索邦大学、巴黎狄德罗大学、巴黎索邦西岱大学,法国;中国科学院国家天文台,北京100012;奈梅亨大学数学、天体物理与粒子物理研究所,荷兰;荷兰国家核物理与高能物理研究所,荷兰【正文语种】中文【中图分类】P161中微子具有不参与电磁相互作用、强相互作用的特性,在传播过程中几乎不改变传播方向,轨迹直指起源地[1].2013年,南极Icecube中微子实验在《Science》发表,声称已经观测到地外高能中微子,这一发现预示着中微子天文学时代的到来[2].去年,Icecube又发现高能中微子就可能起源于正在吸积物质的超大质量黑洞[3].特别是最近,视界望远镜给出了一座质量高达65亿倍太阳质量的超大质量黑洞照片[4].对高能中微子的探测是解决超高能宇宙射线起源问题的重要手段.由于其特性,天文学家可以通过对它的观测了解宇宙中更远的天体.这种特性也导致人们对它的探测十分困难,为得到统计上可观的宇宙中微子事件需要巨大的探测器.目前对中微子的探测主要分为三种方法[5,6]:(1)使用表面粒子探测器.由于高能中微子在传播过程中与周围的分子或原子之间弱的相互作用,引发粒子级联效应,粒子数量增多,可以通过探测大气中粒子的分布来确定初期粒子的到达方向,例如TA(The Telescopes Array)、HAWC(The High-Altiude Water Cherenkov)等.然而,由于粒子探测器造价昂贵限制了有效探测面积;(2)使用光学探测器.中微子在相对透明的介质中相互作用时会产生Cherenkov光或荧光效应,可以通过在介质(例如水,冰等)中部署相关的探测器进行探测这些事件,例如POEMMA(The Probe Of Multi-Messenger Astrophysics)、AMANDA(Muon and Neutrino Detector Array)等,在大气中使用光学探测器,会受天气和光照的严重影响,因此运行时间受限,而建立在冰层、水中的探测器阵列,加大了大面积部署的难度;(3)使用射电阵列.当粒子速度超过介质中光的相速时,会产生不对称的带电粒子分布,进而产生相干的射电辐射,即Cherenkov 辐射,而且宇宙次级带电粒子在地磁场中产生同步辐射,这种辐射波段在射电波段[7],可以使用射电技术探测.与传统的探测手段比较,具有价格便宜、易于大面积部署、易维护、接近100%的观测时间的优势,例如在南极冰层中部署的IceCube探测器、以及正在建设中的巨型中微子探测射电阵列GRAND(The Giant Radio Array for Neutrino Detection). GRAND旨在通过探测高能中微子寻找超高能宇宙射线的起源[8],采用模块式安装,易于维护,可大面积的部署,使用山体当做自然靶标提高探测高能中微子事件效率,其预期灵敏度将比IceCude 要高一个量级,甚至更好.GRAND 计划在10∼15年的时间在200 000 km2的面积上,部署100 000 根天线,GRAND的建成将成为世界上最大的宇宙中微子探测器.GRAND 科学目标分为三个阶段:第一阶段进行快速射电爆、巨型射电脉冲,再电离时代的研究;第二阶段进行超高能宇宙射线的研究工作;第三阶段开启EeV中微子天文学、中微子物理学、超高能伽马射线研究.加速探测高能中微子领域的快速发展[9],在国内该项目由武向平院士作为带头人,多所科研机构参与,共同推进该项目的设备部署和后续工作的开展.1 GRAND高能中微子探测原理当高能带电粒子、伽马射线或中微子到达地球时,与大气中的原子或分子相互作用产生次级粒子.次级粒子再与周边大气作用,产生更多二级的粒子,以此连续下去产生级联效应,诱发广延大气簇射[10].宇宙射线的直接探测手段,使用天线阵列直接接收粒子在进入大气后产生的射电辐射.第一种射电辐射来自于其本身带有电荷,在地磁场的影响下,运动粒子的簇射前端正负离子发生分离,诱发横向电流,伴有线偏特性的射电辐射[8].该方法不受天气和天光条件的影响,具有较长的有效观测时间.第二种伴随大气簇射发出的射电辐射机制是切伦科夫辐射的低频对应—Askaryan效应—粒子在介质中的运动速度超过光的相速度时诱发次级带电粒子,引发电荷过剩,电荷随时间的变化引发射电辐射.在大气中由于ASkaryan效应比地磁场中的辐射弱数倍,所以在此过程中地磁辐射占据主导地位.GRAND项目通过探测高能中微子在地下相互作用和在大气中相互作用产生的广延簇射事件.在地下稠密的岩石介质增加了中微子在其中发生相互作用的机会,GeV 能级以上的中微子与核子相互作用,通过深度非弹性散射[11,12].在电性流相互作用中,中微子与核子相互作用,吸收一个W 玻色子转变为对应的带电轻子,而末态的轻子类型与相互作用前一致,W 玻色子迅速衰变,即:其中N可以是质子或原子,X代表末态的强子.在中性流相互作用中,中子与核子相互作用,吸收一个Z玻色子转变为相应的中微子,而末态的中微子与相互作用前一致,因此无法区分,即:由于中微子ve 发生电流性相互作用,能量损失通过辐射的方式释放,在岩石介质中的相互作用辐射截面积小,大多数在内部被吸收.因此探测到的概率较低,所以忽略对ve 探测的可能性;中微子vµ 发生电流性相互作用,从岩石表面出射后有较长的轨迹,在天线阵列上端发生簇射的概率低,所以其被探测到的可能性忽略不计;中微子vτ 质量比vµ 和ve 的质量大,发生电流性相互作用辐射能量衰减被进一步抵制,当vτ 穿过岩石介质之后由相互作用产生τ子,τ子会在天线阵列上方发生衰变诱发广延大气簇射,并产生在射电频段内的信号.因此在GRAND的部署和选址工作中,主要目标位置集中在有山脉的无人地区,山体不仅可以增加高能中微子的探测事件概率,还可以屏蔽和吸收由人为造成电磁噪声.图1 不同味中微子的传播示意图Fig 1 Schematic diagram of the propagation of different neutrinos2 选址探测在选址探测过程中使用GRANDProto35天线,其前期已在乌拉斯台试运行,验证了该方案的可行性,并取得较好的探测数据.选址探测设备主要包含三对相互垂直的蝶形天线,可以对三个极化方向进行全方位采样;DAQ(数据采集),采集板初始信号段接有30∼100MHZ的无源模拟滤波器,滤波后的信号通过阈值比较,若满足触发条件则将信号包络通过12 位ADC(模数转换器)以每秒5 000 万次采样数字化,每隔3×3.6 µs 将GPS、时间信息一同打包发送到中央DAQ.此次选址探测是为了推行GRAND阶段中GRANDProto300的实施,该阶段计划在100∼300km2的面积上部署300根天线,目的是对水平簇射的射电探测实验进行验证.为解决由射电信号通过与地面反射波的相互作用强烈衰减带来的水平方向簇射的检测问题,以及到达方向分辨率随着靠近地平线而降低,导致信号难以重建的问题,选择将部分或全部部署在5∼10o的山坡上.选址探测步骤:(1)对周围环境进行视觉检测,查看周围是否有大量人类活动、高压输电线以及山体,评估访问和部署的便利性;(2)将天线X轴对向北方架设天线,测量30∼80MHz频段的瞬态噪声;(3)数据处理画出瞬态噪声图、Fourier变换后的频谱图.以下为在内蒙古、巴里坤地区的探测情况,以及在1KHz、10KHz 基线时,将乌拉斯台数据当作理想数据进行对比,同时通过设置触发阈值可以较好的消除一部分人为噪声.2.1 明安图太阳观测基地在内蒙古明安图太阳观测基地附近,海拔1 300∼1 400m.有较为平缓的山坡,人为活动较少,短距离内有基础的设施.在该地使用两副天线进行瞬态噪声探测,处理数据结果如表1,相比较理想数据而言相差较大.在后面的探测过程中,推测是由于两副天线距离较近产生的射频干涉引起,具体数据见表1.表1 明安图太阳观测基地Tab 1 Mingantu observing station探测编号测量值/理想值测量值/理想值(1kHz)(10kHz)1006.66.2 10210.09.9 10310.514.3 10514.312.8 10617.620.1表2 巴里坤山谷内Tab 2 Within the vally of Balikun探测编号测量值/理想值测量值/理想值(1kHz)(10kHz)B103A7.57.8 B31337.46.8 B31303.03.1B31324.54.6 B31316.26.12.2 巴里坤地区在巴里坤地区的探测,主要可以分为在山谷内、天籁基地附近、戈壁滩周边三部分.巴里坤山谷被大山环绕,地形宽阔平坦,15km左右有个村庄,易于访问和部署.但山谷规模有限,缺乏可用的基础设施.探测结果如表2,从山谷入口的小路旁开始探测,入口处B103A、B3133有较高的噪声,在山谷内部噪声较低,当到达山谷末端时,海拔升高,B3131的噪声也有所提高,具体数据见表2.天籁观测基地处于一个小的山谷中,有较为便利的基础设施和方便的部署和访问条件,但是其面积太小,使用相同的方式,从山谷入口处开始探测直到山谷末端停止探测.其中B3125、B3141几乎在同一地点不同时间进行探测的结果,其他测量结果,比山谷区域的结果稍好,噪声较低.具体数据见表3.在位置靠近大山的路边上,其周围有大面积的开阔区域,人为活动较少,易于访问和部署.对比在路边的两次探测结果,在戈壁路边的结果非常好,噪声较低,具体数据见表4,其中B101、3134巴里坤山谷附近;B3111、103B、3110在巴里坤县附近;B3143天籁基地附近;B3144、3146戈壁路旁.因此与大山相连接的戈壁也是值得GRAND项目考虑的部署区域.3 探测分析对两个探测点B3122、B3111的原始数据进行处理分析(图2、图3).图2 运行编号B3122测试结果Fig 2 The result of run number B3122图中为三个极化方向各自的经过傅里叶变换后频谱图和噪声频谱图.其中,右侧坐标单位 1 ADC=0.0125mV,左侧图垂直轴单位为mV,图上127 特指数据采集板的编号,三个探极化方向的数据分别对应于C1、C2、C3.图中所示从上往下分别为x轴,y轴,z轴三个极化方向的测量结果,左侧为Fourier变换后频谱图,右侧为对应的瞬态噪声.由于主要考虑到从水平方向来的噪声问题,因此偏重于x轴和y 轴的结果.对于B3122处的a、c、e 图均在30MHz附近出现峰值,其中a、c 两图在其他频率上有一些较小的起伏,而B3111处的探测数据在30∼80MHz频段内存在强烈的干扰信号,尤其是在60MHz、70MHz处存在两个尖锐的峰.b、d、f 图中分别为对应噪声,B3122处探测结果显示,趋势线集中在300ADC 范围内,而B3111处,趋势线变化不均匀,且一直延伸至最大值.在选址中观测两图,频谱图越平缓、噪声图趋势线越窄则证明探测点处没有嘈杂的电磁噪声,可以在较低的触发阈值情况下进行有效的探测,获得更多有用的信息.图3 运行编号B3111测试结果Fig 3 The result of run number B3111表3 天籁观测基地附近Tab 3 Near the Tianlai observing station探测编号测量值/理想值测量值/理想值(1kHz)(10kHz)B312517.610.0 B31414.04.7B31274.75.0 B31222.42.6 B31422.73.2 B31246.23.7 B31284.24.6表4 路边探测Tab 4 Roadside detection探测编号测量值/理想值测量值/理想值(1kHz)(10kHz)B10113.013.1 B31344.65.0 B311114.211.3B103B8.97.4 B31103.53.7 B31434.34.7 B31444.95.7 B31463.33.74 总结探测结果表明在内蒙古探测过程中,两根天线间距较近会严重影响探测结果.在新疆巴里坤地区探测结果显示,在四周环山的区域电磁噪声相对较小其大部分结果都符合选址要求.新疆地区具有优越的地理位置,为GRAND的选址提供了优质的选项.为GRAND 原型阵列的建造,进一步对相关技术进行验证,选址探测为GRANDProto300以及将来建造的射电探测阵列提供了依据.GRAND 的建成将提供大的机遇,开启高能中微子天文学潜力巨大的观测窗口,使我国能在该领域快速发展,使该地区成为国际高能中微子研究的探测中心、学术中心.致谢感谢中国科学院院士武向平老师给予的帮助,使得我能够有这样一个机会接触到该项目,了解目前中微子探测的进展,参与到选址探测的工作中来.感谢国家自然科学基金11763007,11473024,11463005,11863005,11803026 和11503008的支持,也感谢新疆天山雪松基金2017Q014的支持.参考文献:【相关文献】[1]Anchordoqui L A,Barger V,Cholis I.Cosmic neutrino pevatrons:A brand new pathway to astronomy,astrophysics,and particle physics[J].J HEAP,2014,1:1-30.[2]Aartsen M G,Abbasi R,Abdou Y.Evidence for high-energy extraterrestrial neutrinos atthe IceCubedetector[J].Science,2013,342:1242856.[3]Aartsen M G,Abbasi R,Abdou Y.et al.,Multimessenger observations of a flaring blazar coincident with high-energy neutrino IceCube-170922A[J].Science,2018,361:6398.[4]Akiyama K,Alberdi A,Alef W,et al.First M87 Event Horizon Telescope Results.I.The Shadow of the Supermassive Black Hole[J].Ap J,875,1.[5]Cao Z,Xiao G.The status of Ultra high energy neutrino experiments[J].ModPhys,2007,19:18-24.[6]翁路华,施浒立,高超,等.高能宇宙射线射电探测系统接收天线设计[J].电气与仪表技术,2009,4:93-96.[7]张建立,张毅.天山射电实验探测极高能中微子和宇宙射线[J].中国科学,2015,45(11):119511-1-7.[8]Giant Radio Array for Neutrino Detection:Science and Design.arXiv:1810.09994v1.[9]Waxman E,Bahcall J N.High energy neutrinos from astrophysical sources:An upper bound[J].Phys Rev D,1999,59:023002.[10]O C 阿尔科费尔.宇宙线入门[M].徐春娴,朱清棋,译.北京:科学出版社,1987:3-7.[11]Raj Gandhi,Chris Quigg,Mary Hall Reno,et al.Ultra high-energy neutrino interactions[J].Astroparticle Physics,1996,5:81.[12]Raj Gandhi,Chris Quigg,Mary Hall Reno,et al.Neutrino Interactions at Ultrahigh Energies[J].Physical Review D,1998,58:093009.。
反德西特空间中黑洞热力学的研究
反德西特空间中黑洞热力学的研究黑洞热力学一直以来都是很热门的主题。
另外也有很多涉及黑洞热力学的相关领域,例如黑洞的准正规模式,我们可以用它来探测黑洞的相变,还有弱宇宙监督假设,其被认为是黑洞热力学的基础。
第一章,我们主要介绍了黑洞热力学的历史,比如黑洞热力学四定律。
由于AdS/CFT对应,关于黑洞热力学的研究拓展到AdS黑洞,其中将宇宙学常数解释为热力学压强。
后面的研究表明,AdS黑洞拥有更多有趣的相结构,例如重入相变和三相点。
最后,我们也讨论了黑洞热机的概念。
第二章,我们采取了另一种宇宙学常数的解释,即将它当成规范场理论中的色数,并在黑洞热力学中引入化学势的概念。
我们发现一个五维的带电AdS黑洞中存在一个VdW型的小/大黑洞相变。
有趣的是,结果表明相变对于大色数的情况才能发生,对于小色数则不行。
在某种程度上,这表明带电AdS黑洞系统的相互作用是随着色数而增加的。
接着我们得到了共存曲线和相图,并且研究也表明,黑洞相变的信息可以从热容中得到。
第三章,我们专注于黑洞的准正规模式,其对应于一个黑洞周围的动力学涨落。
我们讨论了主方程,边界条件和打靶法。
其中,我们正是选择用打靶法来求解无质量标量场的准正规频率。
然后我们研究了洛伦兹对称性破缺的有质量引力中的带电黑洞的相变信息能否通过动力学的准正规模式行为反映出来。
有两种方法来探测相变:i)在<sub>4</sub>)-图中准正规频率的斜率符号的改变。
ii)在等压或等温过程中,准正规频率的虚部的行为。
第四章,我们将主题转到弱宇宙监督假设(WCCC),其正是黑洞热力学的基础。
弱宇宙监督假设表明,裸奇点不能够被一个远处的观者所看到,这意味着,裸奇点总是被隐藏在黑洞视界面以内。
在忽略辐射效应后,我们运用点粒子吸收的过程来研究其破坏Kerr-MOG黑洞的可能性。
我们发现,对于极端和近极端黑洞而言,在上下能量边界间总是存在一个能量间隙,这表明,一些能量合适的粒子是能够导致弱宇宙监督假设的违背。
物理学家创造声音黑洞研究霍金辐射
物理学家创造声音黑洞研究霍金辐射
物理学家创造声音黑洞研究霍金辐射
据国外媒体报道,黑洞之所以得名,是由于它能吸收所有射向它的光线,并且具有极高的密度,以至于连光都无法逃离它的表面。
而在一项最新的研究中,科研人员在实验室中创造出一种“声音黑洞”,它会吸收声波,使其无法逃离。
这种声音黑洞转瞬即逝,不过他们仍然希望能借此观察到神秘的“霍金辐射”(Hawking radiation),霍金提出,宇宙中的黑洞会发出辐射,但是这种辐射很难观测到。
这项研究的负责人奥伦·拉海夫(Oren Lahav)和他来自以色列理工大学的同事们在最新的一期《物理评论快报》上刊登了他们的成果。
科学家们借助一种特殊的物质态——玻色-爱因斯坦凝聚态实现了这一结果。
借助磁阱,科学家们将10万个减速至最低量子态的铷原子组成了这一特殊的凝聚态。
这种低温原子堆的表现就像是一个单独的大型量子机械体。
而为了将这一凝聚体变成一个声音黑洞,科学家们需要加速凝聚体的一部分,使之达到超音速。
这样以来,凝聚体的某些部分以超音速流动,而其他部分的流速则是亚音速。
借助大直径激光,科学家们能够构建电势,并将部分凝聚态物质加速至超音速。
技术人员已经证明,采用这种技术,能使这种凝聚态物质的速度达到音速的一个数量级以上。
“我们这项工作最有意义的地方在于我们成功克服了朗道
找到了解决办法。
他们将两束频率稍有差异的激光聚焦于凝聚体的超音速部分,受激发的凝聚体将从一束激光中吸收光子并在第二束激光中辐射出去,这将产生一种负能量的激发态。
相信在未来这种声音黑洞将会帮助科学家们首次目睹霍金辐射的情景。
星际穿越的科学问题-张双南-2014-12-10
类星体的射电照片
“星际穿越的科学问题”,中国科学院高能物理研究所,张双南,2014-12-10,新疆大学,乌鲁木齐
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有些恒星级黑洞是微类星体
Mirabel & Rodriguez, 1994
“星际穿越的科学问题”,中国科学院高能物理研究所,张双南,2014-12-10,新疆大学,乌鲁木齐 24/59
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银河系内的恒星级质量黑洞
目前只找到了不到万分之一的恒星级黑洞
“星际穿越的科学问题”,中国科学院高能物理研究所,张双南,2014-12-10,新疆大学,乌鲁木齐 12/59
星系中心吞噬万物的超大质量黑洞
地面普通望远镜
未来的空间望远镜
哈勃空间望远镜
“星际穿越的科学问题”,中国科学院高能物理研究所,张双南,2014-12-10,新疆大学,乌鲁木齐 13/59
吞噱恒星可能是类似银河系中心的百万太阳质量 黑洞增长的主要模式(郑、陆、黄、张,2007)
“星际穿越的科学问题”,中国科学院高能物理研究所,张双南,2014-12-10,新疆大学,乌鲁木齐
升、缓慢衰减的特性黑洞正在吞噬恒星
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各种不同质量的黑洞:中学物理
半径
RM
密度
1 M 2
温度
T 1 M
什么是黑洞?
经典物理: 如果连自己的光都不能逃出去的话“暗”星 提供中心引力场的天体的逃逸速度为:
V 2GM c R
R RS
2GM c2
(对于太阳, RS=3 km)
广义相对论: Schwarzschild的 ‘奇点’ 光线的轨道 物质接近 RS的时候: 等效引力 “洞” 光线红移 “黑”
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・218・空军医学杂志 2013年12月 第29卷 第4期 Medical Journal of Air Force,Vol.29,No.4,December,2013
・ 综 述 ・黑洞错觉研究进展谢溯江,毕红哲,姚 钦,郑颖鹃,陈 珊[关键词] 黑洞错觉;空间定向障碍 [中图分类号] R853.5 [文献标志码] A [文章编号] 2095-3402(2013)04-218-04
作者单位: 100142 北京,空军航空医学研究所 通讯作者: 姚 钦,E-mail:yaoqsunxm@163.com
空间定向障碍(spatial disorientation,SD)是导致飞行事故的常见原因。美国空军1990-2004年的SD事故分析发现,在所有事故中,11%是由于SD造成,在夜间飞行事故中SD占23%[1]。黑洞错觉(black hole illusion,BHI)是一种发生率较高的视性空间定向障碍,一般发生于飞机夜间着陆时,仅有跑道照明,而缺乏周边地形视觉信息情况下,飞行员往往过于自信地采用目视进场,而忽视恶劣的视觉条件,由于BHI的存在,会使其对滑行路径产生高估(glide path overestimation,GPO),从而引起不正确的陡峭下降,结果产生较低的进场航线,该航线低于能躲避障碍物的正确滑行路径,从而易引发严重的飞行事故[2]。根据2000年对美国空军141名有经验飞行员的调查,发现在可能发生的38种视性(前庭)SD中,79%的飞行员报告黑洞错觉是第2位最常出现的错觉[3]。另一项研究调查了2582名美国空军飞行员以及他们的SD体验,发现多引擎飞机飞行员中最常发生的视性SD是BHI,在所有美国空军机型中,BHI是第3位最常发生的视性SD[2]。日本航空自卫队的SD发生率调查也显示类似的结果[4]。为帮助读者了解、掌握黑洞错觉的危害,笔者对BHI的研究简史、产生机制、预防措施、发展展望等方面进行综述,以提高大家的认识。1 研究简史BHI被认为是无特征地形错觉的一种特殊表现形式。美国交通部将无特征地形错觉定义为:“缺乏地面特征,例如在水上、漆黑地域以及由于雪地造成的无特征地域上着陆,可以导致认为飞机高度比实际高度高的错觉。没有认识到这种错觉的飞行员会以低飞状态进场”[2]。早在20世纪40年代起,航空医学工作者就开始关注BHI引起的高度与距离误判导致的飞行事故。1947年,Vinacke[5]列出了飞行员出现的错觉,在讨论视性错觉时,他提出在飞过平缓水面或在“漆黑夜晚”存在深径觉的问题,导致着陆、对相对于地形的高度判断存在问题。但是并没有专门使用黑洞的术语。1950年,Calvert[6]描述飞行着陆时的视性错觉,
参考改进的航标、跑道以及跑道进场灯以帮助飞行员夜间着陆。他们描述了一个常见的错觉,跑道灯似乎“飘在空中”并且“竖起来”。然而,Calvert直到1954年才开始使用BH术语,来描述该地形特征在视觉参照中发挥的关键作用。他可能是第一个描述黑洞的人:“不管是不是在暴风雪中,还是在一个多雾的夜晚飞进跑道,只要整个环境中看不到地平线或地形特征,就象一个‘黑洞’一样,没有什么比这更糟的了[7]。”Calvert[8]
提出的“黑洞效应”仅仅发生在距地面22.8 m的高度由仪表飞行向目视飞行转换时。1953年,Cocquyt[9]提到了飞行事故中飞行员人
为差错问题,他认为视性错觉在飞行事故中起主要作用,需要对视性错觉进行更多的研究以及对飞行员进行相关教育。Cocquyt没有使用BHI的概念,但是他确实描述了一种类似的错觉:飞行员根据对跑道高度的目视感觉,产生自己比实际飞得更高的错觉。1958年,Wulfeck等[10]讨论了军事航空中的各种
视觉问题,但是并没有采用BHI提法。他们确实提及了在某些着陆时的“无对比环境”或“白茫茫环境”(无特征地形),也提及了跑道的不同宽度与长度是如何引起短浅进场的,但是没有特别提到夜间BHI这个术语。Hasbrook[11]在其针对飞行员着陆安全的文章中,提到晴朗但无月光的夜晚,存在黑洞进场的危险,他特别使用了黑洞这个术语。1974年1月,帕果-帕果(美属东萨摩亚首府)国际机场发生了一起航线事故,泛美航空公司波音707飞机在距离跑道前1025米处坠毁,191名乘客中只有5名幸存。1977年美国国际交通安全委员会(NTSB)正式将此起事故原因定为BHI,这是在事故调查报告中首次・219・空军医学杂志 2013年12月 第29卷 第4期 Medical Journal of Air Force,Vol.29,No.4,December,2013
使用BHI术语[12]。此后,在民航与军事飞行事故调查中,开始大量使用BHI术语。在1991年10月,一架加拿大空军C-130飞机在加拿大北极最北的Ellesmere岛的跑道前坠毁,事故原因被认为是飞行员在黑洞进场环境下放弃仪表,依靠目视接近跑道着陆[13]。1997年,一架美国私人小飞机坠毁在St. Thomas Virgin岛西南4.8 km的加勒比海中,2名乘客死亡,NTSB报告的事故结论是:黑夜与海上飞行导致缺乏有效的视觉信息,产生了BHI,使飞行员无法通过视觉感知飞机在海面上的高度,从而引起坠海事故[14]。1999年,一架美国空军的C-130飞机在夜间视觉进场时,在科威特 AI Jaber空军基地跑道前881 m处坠毁,死亡3人。事故调查委员会得出的事故原因是:该飞机是在一个无特征的沙漠环境中的夜间飞行,飞行员发生了BHI,导致对飞机过低的下滑率不能察觉,飞机的最终进场起初是3°,但是不久就变得太陡(6°~7°下滑角)[2]。2004年,Previc[15]估计在所有SD事故中有一半是由于视性错觉问题,在其对视性错觉的描述中,BHI被归类在“缺乏周边视觉信息”导致的视性错觉中。2006年5月,美军1架双座F-16飞机在夜间进场时,在距离目的跑道0.9 km处进入离地面6 m的范围内的事故,也被认为是由于BHI[16]。2 产生机制BHI主要产生对高度与距离判断错误[2,16-20]。尽管视觉线索稀少,即使是在视觉信息缺乏的条件下,飞行员还是信任舱外的视景信息而不是依靠仪表,因为他们对于自己的视觉太过于自信[2,16]。一般情况下,飞行员在良好视觉条件下,在熟悉的跑道进场,感受的下滑角与实际的下滑角相当。如果存在差异的话, 也能获得足够的视觉反馈信息(太浅或太陡),并及时纠正[2,16]。然而,在一个无特征的环境,飞行员可能会被诱导产生对下滑路径的高估(GPO)。如果发生飞行太高,以至高出正常下滑角(3°)的错觉,就会发生GPO。飞行员可能仅仅只是把这描述成“感到太陡”。然后,飞行员不正确地信任自己的知觉,开始一个急降,将飞机置于急速下滑的不安全状态,导致严重飞行事故。对于为什么在夜间黑洞条件下目视进场,会产生对高度与距离的错误判断,产生GPO,目前尚无定论。以下是根据文献总结的九条可能的原因,这些原因可能单独或联合起作用导致飞行员产生GPO[2,16]。2.1 大小/形状/深度的恒常性 一个长而窄的跑道,依据其在视网膜上影像的大小与形状,会产生跑道太陡的感觉。正常情况下,当飞行员离机场很高很远的时候,看到的机场就是又长又窄,这是一种视觉恒常性。在缺乏周边视觉信息的情况下,飞行员运用知觉恒常性获取信息的能力将极大地降低,因为很难将二维的视网膜影像同三维的目标对应起来[11,15,21]。2.2 缺乏熟悉的或相对的大小进行比较 无特征地域缺乏全局与局部目标,无法确认依据视网膜影像大小进行估计的精确性[6-8,21]。McKee与Smallman[21]提出了关于知觉恒常性的双重处理模型。
其关键特性是在目标大小与视网膜角大小间的交叉应答,以比较与确认深度、距离与大小信息。2.3 对视角的过估 对一个熟悉的长跑道的印象(如一个2.4 km的跑道)与实际目视上的小视角产生冲突,导致飞行员依据视网膜影像及对其实际纵深长度的认识不清,从而产生对视角的高估[22]。因此,飞行员产生了跑道影像比实际更长的知觉偏差,根据上述(2.1 大小/形状/深度恒常性),飞行员就产生离机场很高的错觉,从而导致飞机急剧下降。2.4 缺乏地域定向信息 缺乏整体或局部的目标或地域特性,以至感觉跑道不是平面的[23-24]。这种定向信息的缺乏使得飞行员感觉跑道“漂浮”,很难确定飞机进场的相对高度、相对跑道的距离和正确的深径觉[6-7]。2.5 缺乏距离信息 在缺乏距离信息(整体与局部特征;见2.2与2.4)情况下,飞行员对跑道的大小/形状/深度恒常性的意识不可能正确[16,19-20,25]。2.6 视觉与地理倾斜的不一致 地理倾斜(地形的坡度)涉及视觉倾斜及高度或角位置的知觉[23-26]。既然距离、深度以及定向信息缺乏,不可能判断地理倾斜,导致视觉倾斜成为形成实际倾斜感觉的唯一线索。在飞行中,地形坡度的感知非常重要,因为跑道不总是位于水平面上的,可能会带有上下坡度。但是,视觉倾斜的判断,是依据相对于地平面的视线[24],而在黑洞进场时,看不到地平面,因此视觉倾斜判断信息不足。另外,Mertens[27]发现,受试者会高估这个视觉倾斜的值。因此,如果城市灯光・220・空军医学杂志 2013年12月 第29卷 第4期 Medical Journal of Air Force,Vol.29,No.4,December,2013
或跑道进场照明系统点亮了地域,就足以保证产生视觉倾斜知觉,而这只会进一步增强GPO。2.7 进场照明系统(approach lighting systems,ALSs)发展ALSs是为了使飞行员在低能见度情况下由仪表转向视觉飞行状况下,能够提供跑道环境信息。然而,在夜间良好能见度下使用ALSs,获得跑道影像与夜间目视进场与着陆,可能在知觉上会增加跑道的表观比例[2,16,28],感觉跑道更窄,进一步加剧“下滑路径太陡”的感觉,因而误判下降高度,采取危险的短浅进场。2.8 等距的趋势 Gogel[23]指出,在缺乏其他视觉信息的情况下,一起出现的目标被认为具有相同距离,称为等距趋势。对于纵深倾斜的物体,等距趋势使得感觉其额平面内的距离缩短,导致对倾斜的过估知觉。这种解释与缺乏距离信息及熟悉/相对大小信息(见2.2、2.4及2.5)有关。2.9 对倾斜的错误知觉 Perrone[28-29]提出了一个关于视觉倾斜错觉的一般模型,并将其模型应用到航空领域与BHI中。Perrone的模型受到Previc[15]的推崇,并作为解释BHI的首要理论。Perrone的解释是,飞行员在视觉状况恶劣的情况下采用错误的变量估计下滑路径与跑道倾斜。飞行员夜间着陆时只使用跑道宽度进行透视,而在周边视觉信息丰富情况时则不同,除跑道宽度之外还可采用大量的视觉信息进行线性透视[28-29]。Perrone提出地貌特性对于下滑路径估计是必须的,是对于透视最重要的视觉信息[29]。总之,对于BHI,尚无一致意见,尽管存在多种解释,它们都有一个共同的因素起作用,那就是由于缺乏地形与周边视觉信息,无法提供大小、距离、深度判断的定位信息。3 预防措施3.1 加强宣传教育 人们已经认识到飞行员在夜间目视进场的局限性和危害性,然而有的飞行员仍倾向于不依靠仪表而采用目视进场[2,15,29]。因此,需要对飞行员进行教育,要求其在夜间进场时,特别在海上、沙漠、雪地及无特征地域着陆时,要警惕发生BHI,不要过于自信,盲目采用目视进场,而要依靠定向与辅助着陆仪表进场着陆。但是,已证明试图通过宣传教育来消除视性错觉的影响,其作用是有限的,BHI错觉事故仍然在继续发生[2,16,30]。3.2 在错觉模拟器上进行黑洞进场训练 了解BHI,并不能使飞行员对其“免疫”或警觉,而在错觉模拟器训练上进行黑洞进场训练,被认为是目前预防BHI的最佳途径[2,16,30]。许多错觉模拟器,如奥地利AMST公司生产的DISO,美国ETC公司的GL-2000以上系列产品,均可开展黑洞错觉训练,这些训练可使受训者了解BHI错觉的产生条件、表现及危险性,以及在黑洞条件下目视着陆危险性,并掌握夜间着陆时根据仪表正确着陆的技术。Gibb[2,16,30]更建议,飞行员要在年度飞行模拟器训练时开展黑洞进场着陆训练,以使他们在周边视觉信息缺乏的情况,减少对目视飞行的盲目自信。3.3 硬件的改进