爱因斯坦的广义相对论是经典的理论,在描述天体甚至是整个宇宙的演化都是非常有效的。其中,黑洞也是广义相对论研究的对象之一。经典的黑洞满足类似热力学的第二定律:其面积类比熵,只能增加。但是考虑量子效应后黑洞会因为霍金辐射的过程而蒸发,这和经典理论完全不同。因此对量子效应在黑洞与其他致密星体物理方面是否有新的现象仍需要进一步探讨。广义相对论中一般认为有“宇宙监督原理”防止裸奇点的出现,而渐近平直带电球对称的Reissner-Nordstrom(RN)黑洞是最简单的便于讨论裸奇点的时空:一旦Q/M>1,则裸奇点出现。一个有趣的问题是,一个RN黑洞是否能在霍金蒸发的过程中达到Q/M>1的状态。之前Hiscock和Weems的工作就表明,在霍金蒸发条件下,一个孤立的渐近平坦的RN黑洞会以令人惊讶的方式演化:如果它以相对较小的荷质比Q/M开始演化,其值将沿其演化路径暂时增加,最终减小至零。与此形成鲜明对比的是,带高电的电荷只是简单地稳定地辐射出其电荷。这两种效应的组合就是工作中的宇宙监督原理:存在一个“吸引子”,流向史瓦西极限,这确保了 RN黑洞在霍金蒸发下永远无法达到极限,因此也不会出现裸奇点。我们应用Hiscock和Weems的方案来模拟一种渐近平坦的伸缩黑洞的蒸发,该黑洞被称为Garfinkle-Horowitz-Strominger(GHS)黑洞。我们发现,要想符合宇宙监督原理,就必须修正带电粒子的产生率,这与直接计算弯曲时空背景下带电粒子产生率所得到的表达式惊人地一致。因此这不仅进一步支持了宇宙监督原理,而且也提供了一个例子,在这个例子中,宇宙监督原理可以成为推断其他物理学的一个有用的原则。我们还发现“吸引子”的行为不一定与比热有关,这与Hiscock和Weems所研究的RN黑洞的性质不同。黑洞在蒸发过程晚期量子效应颇大,因此必须考虑量子引力的效应。其中一个效应就是引力改变并推广了量子力学中的不确定性原理。我们考虑最简单的广义不确定性原理(Generalized Uncertainty Principle)模型,发现它似乎允许任意大的白矮星存在,这与观测不符合。我们于是需要研究如何在这个框架中恢复白矮星的钱德拉塞卡(Chandrasekhar)极限。之前已经有人讨论过含有正参数的广义不确定原理(GUP)消除了钱德拉塞卡极限。恢复极限的一种方法是将GUP参数设置为负数。在这项工作中,我们讨论了一种可以达到同样效果的替代方法:通过在GUP中包含一个宇宙学常数项(在文献中称为“Extended Generalized Uncertainty Principle”)。我们证明了一个任意小但非零的宇宙学常数可以恢复钱德拉塞卡极限。我们还注意到,如果同时包含GUP和EUP的所谓EGUP(Extended Generalized Uncertainty Principle)是正确的,那么白矮星的存在就给出了宇宙学常数的一个上界,尽管与观测值相比仍然很大,但比量子场论中推论出的自然数量级小了大约86个数量级。