爱因斯坦的广义相对论预言了黑洞的存在,但对它的探测极为困难。人们在某些双星系中发现了致密天体,分析表明这些天体的质量远远超出了广义相对论中任何一颗死亡恒星的质量极限,因而把它们确定为黑洞。还有资料显示我们的银河系的中心就可能存在一个质量很大的黑洞,宇宙中很多星系的中心也都可能存在黑洞,但是这些观测都有不同程度的模糊性。如果黑洞本身有辐射,而且我们能够通过某种手段观测得到,不仅能够说明黑洞的存在,还能对它的结构有所了解。这样,我们可以假定黑洞时空中存在辐射场,对它的性质进行研究,从而加深对黑洞的理解。如果黑洞时空中存在辐射场(标量场或者旋量场),那么辐射场通过它的能.动张量就会影响黑洞的时空度规;同时,黑洞的引力场也会作用于辐射场。我们可以认为辐射场的作用可以忽略,只考虑引力场的作用,也就是说把辐射场当作试验场。 本文的主要内容是关于黑洞视界外部时空中的标量场,我们选择的黑洞时空在无穷远处是渐近de Sitter时空。在论文的前2章中,简单地介绍了恒星演化的过程、黑洞的形成、视界的概念、Hawking辐射以及黑洞的热平衡和标量场辐射等基础知识。 在第3章中,我们引用多项式函数拟合Schwarzschild-de Sitter(SdS)时空中的乌龟坐标,用数值方法给出这一时空中Klein-Gordon方程的全局解,描述了标量场在视界外部时空的空间分布,发现其可以从黑洞视界传播到宇宙视界,而且在黑洞视界附近的有效势达到最大值的地方,波的振幅也达到最大值。在这一章中,我们还对反射、透射系数的计算方法进行了比较详细的讨论。 在第4章中,我们分别利用正切函数和多项式函数拟合乌龟坐标的方法,给出了极端Reissner-Nordstrom-de Sitter(RNdS)时空中的标量场方程的解,并计算了反射和透射系数,反射系数很小,透射系数接近1。与第3章的结果相反,我们发现在采用精度较高的多项式拟合的方法时,波的振幅在黑洞视界附近有效势达到最大值的地方达到最小值。