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| Original Text | 日本語訳 |
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| Five new families of noncommutative lightcones in 2+1 dimensions are presented as the quantizations of the inequivalent Poisson homogeneous structures that emerge when the lightcone is constructed as a homogeneous space of the SO(2,1) conformal group. Each of these noncommutative lightcones maintains covariance under the action of the respective quantum deformation of the SO(2,1) conformal group. We discuss the role played by SO(2,1) automorphisms in the classification of inequivalent Poisson homogeneous lightcones, as well as the geometric aspects of this construction. The localization properties of the novel quantum lightcones are analyzed and shown to be deeply connected with the geometric features of the Poisson homogeneous spaces. | 2+1 次元の非可換ライトコーンの 5 つの新しいファミリーは次のとおりです。 不等ポアソン均一の量子化として表されます。 ライトコーンが均一な空間として構築されるときに現れる構造 SO(2,1) 共形群の。 これらの非可換ライトコーンのそれぞれ のそれぞれの量子変形の作用下で共分散を維持します。 SO(2,1) 等形群。 SO(2,1) が果たす役割について説明します。 不等ポアソン同次の分類における自己同型性 ライトコーン、およびこの構造の幾何学的側面。 の 新しい量子ライトコーンの局在特性が分析され、示される ポアソン均質の幾何学的特徴と深く関係している スペース。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We consider two inhomogeneous cosmological models, namely, the flat McVittie spacetime and a simple specific LTB spacetime. Relative to the world line of a reference comoving observer that remains spatially at rest, we study the local deviations of the world lines of free test particles. These local peculiar motions can be invariantly characterized within the framework of a quasi-inertial Fermi normal coordinate system established along the world line of the reference comoving observer. Tidal dynamics in the McVittie model involves the sum of the curvature due to the inhomogeneity, the curvature due to the background FLRW spacetime and a mixed term, while tidal dynamics in the particular LTB model turns out to be qualitatively the same as in the Einstein-de Sitter universe. Peculiar motions in the two cosmological models are briefly compared and contrasted. | 2 つの不均一な宇宙論モデル、すなわちフラット McVittie を考慮します。 時空と単純な特定の LTB 時空。 世界線に対して 空間的に静止したまま移動する参照観測者を対象として、局所的な観測を研究します。 自由試験粒子の世界線の偏差。 こういった地元特有の 動きは、の枠組み内で不変に特徴付けることができます。 世界線に沿って確立された準慣性フェルミ法線座標系 参照共動オブザーバーの。 McVittie モデルにおける潮汐力学 不均一性による曲率の合計、不均一性による曲率の合計が含まれます。 FLRW 時空と混合用語を背景に、潮汐力学を背景にします。 特定の LTB モデルは、定性的には アインシュタイン・デ・ジッターの世界。 2 つの宇宙モデルにおける特異な運動 簡単に比較対照します。 |
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| Jackiw-Teitelboim (JT) gravity in two-dimensional de Sitter space is an intriguing model for cosmological "wave functions of the universe". Its minisuperspace version already contains all physical information. The size of compact slices is parametrized by a scale factor $h > 0$. The dilaton $\phi$ is chosen to have positive values, $\phi > 0$, and interpreted as size of an additional compact slice in a higher-dimensional theory. At the boundaries $h=0$, $\phi=0$, where the volume of the universe vanishes, the curvature is generically singular. According to a conjecture by DeWitt, solutions of the Wheeler-DeWitt (WDW) equation should vanish at singular loci. Recently, the behaviour of JT wave functions at large field values $h$, $\phi$ has been obtained by means of a path integral over Schwarzian degrees of freedom of a boundary curve. We systematically analyze solutions of the WDW equation with Schwarzian asymptotic behaviour. We find real analytic solutions that vanish on the entire boundary, in agreement with DeWitt's conjecture. Projection to expanding and contracting branches may lead to singularities, which can however be avoided by an appropriate superposition of solutions. Our analysis also illustrates the limitations of semiclassical wave functions. | 二次元デ・ジッター空間におけるジャッキーウ・タイテルボイム (JT) の重力は、 宇宙論的な「宇宙の波動関数」の興味深いモデル。 その ミニスーパースペース バージョンには、すでにすべての物理情報が含まれています。 のサイズ コンパクト スライスは、スケール係数 $h > 0$ によってパラメータ化されます。 拡張子 $\phi$ は 正の値、$\phi > 0$ を持つように選択され、 高次元理論における追加のコンパクトなスライス。 境界線で $h=0$、$\phi=0$、宇宙の体積が消える場所、曲率は 一般的に単数形。 DeWitt の推測によると、 Wheeler-DeWitt (WDW) 方程式は特異座位で消滅するはずです。 最近、 大きなフィールド値 $h$、$\phi$ における JT 波動関数の動作は、 のシュワルツ自由度にわたる経路積分によって取得されます。 境界曲線。 WDW 方程式の解を系統的に解析します。 シュワルツ漸近挙動。 私たちは、消え去る真の分析ソリューションを見つけます。 デウィットの予想と一致して、境界全体。 への投影 分岐の拡大と縮小は特異点につながる可能性がありますが、 ソリューションを適切に重ね合わせることで回避できます。 私たちの分析も は、半古典的な波動関数の限界を示しています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this work, we investigate the quasinormal modes of the Poincar\'e thick brane with a finite extra dimension. Unlike the case with an infinite extra dimension, the gravitational effective potential exhibits three distinct shapes within different ranges of the parameter $n$ in the warp factor: harmonic oscillator potential, P\"oschl-Teller potential, and volcano-like potential. We then study various types of perturbations in this system. Utilizing a combination of analytical, semi-analytical, and numerical methods, we obtain the quasinormal modes of the perturbed fields. Our findings reveal a set of discrete quasinormal modes for the thick brane, similar to those of black holes. Interestingly, when $n=1$, the quasinormal modes exhibit purely imaginary behavior. This study may provide a new way to detect the existence of extra dimensions. | この研究では、ポアンカレの厚さの準正規モードを調査します。 有限の余剰次元を持つブレーン。 無限追加の場合とは異なります 次元では、重力有効ポテンシャルは 3 つの異なる形状を示します ワープ係数のパラメーター $n$ のさまざまな範囲内: 高調波 発振器ポテンシャル、オシュルテラーポテンシャル、火山様ポテンシャル。 次に、この系のさまざまな種類の摂動を研究します。 を活用する 分析的、半分析的、数値的手法を組み合わせると、 摂動場の準正規モード。 私たちの調査結果により、一連のことが明らかになりました。 黒のモードに似た、厚いブレーンの離散準正規モード 穴。 興味深いことに、$n=1$ の場合、準正規モードは純粋に示されます。 想像上の行動。 この研究は、の存在を検出する新しい方法を提供する可能性があります。 余分な次元。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The integration of non-commutative geometry and Gauss-Bonnet corrections in an action and the study of their black hole responses can provide highly intriguing insights. Our primary motivation for this study is to understand the interplay of these two parameters on the geodesics of spacetime, including photon spheres and time-like orbits. In this study, we found that this integration, in its initial form, can limit the value of the Gauss-Bonnet parameter ($\alpha$), creating a critical threshold beyond which changes in the non-commutative parameter ($\Xi$) become ineffective, and the structure can only manifest as a naked singularity. Furthermore, we found that using a more complex model, which includes additional factors such as a cloud of strings and linear charge, as a sample for studying spacetime geodesics, yield different and varied results. In this scenario, negative $\alpha$ values can also play a role, notably preserving the black hole form even with a super-extremal charge ($q > m$). For $\alpha> 0.1$, the black hole mass parameter becomes significantly influential, with a critical mass below which the impact of other parameter changes is nullified. Interestingly, considering a more massive black hole, this high-mass state also maintains its black hole form within the super-extremal charge range. The existence of these two models led us to our main goal. By examining the temperature for these two cases, we find that both situations are suitable for studying the WGC. Finally, based on the behavior of these two models, we will explain how the WGC acts as a logical solution and a protector for the WCCC. | 非可換幾何学とガウスボンネット補正の統合 行動とブラックホールの反応の研究は、非常に優れた結果をもたらすことができます。 興味深い洞察。 この研究の主な動機は、 時空の測地線に関するこれら 2 つのパラメータの相互作用。 光子球と時間のような軌道。 この研究では、これが 統合は、初期形式ではガウス ボンネットの価値を制限する可能性があります。 パラメータ ($\alpha$) を作成し、それを超えると変更が行われる重大なしきい値を作成します。 非可換パラメータ ($\Xi$) が無効になり、構造体が 裸の特異点としてのみ現れます。 さらに、より多くの 複雑なモデル。 これには文字列のクラウドなどの追加要素が含まれます。 線形電荷は、時空測地線を研究するためのサンプルとして、異なる結果をもたらします そして様々な結果が得られました。 このシナリオでは、負の $\alpha$ 値も再生できます。 役割、特に超極端な電荷があってもブラックホールの形状を保存する ($q > m$)。 $\alpha> 0.1$ の場合、ブラック ホールの質量パラメーターは次のようになります。 重大な影響力を持ち、臨界質量を下回ると他の影響が受けられなくなります。 パラメータの変更は無効になります。 興味深いことに、より大規模な黒を考慮すると、 ホールのように、この高質量状態も内部でブラック ホールの形状を維持します。 超極端な充電範囲。 この 2 つのモデルの存在が私たちを導きました。 主な目標。 これら 2 つの場合の温度を調べると、両方のことがわかります。 WGC を勉強するのに適した状況です。 最後に、その行動に基づいて、 これら 2 つのモデルについて、WGC が論理的なソリューションとしてどのように機能するかについて説明します。 WCCC用プロテクター。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| A mechanism is found that explains how matter falling into the future event horizon of a black hole leaves information there, which it sends to the past event horizon, and there it determines how particles are emitted. This way information must be conserved. The mechanism is a calculable gravitational effect. We also show how it is avoided that the "hidden region" of the black hole gets involved, which has been standing out as a problem ever since Hawking found that particles must be emitted. The most striking consequence of our mechanism is that the radiation temperature is not what Hawking calculated, but twice that value. This is a direct consequence of the fact that the hidden region is not there. | 物質がどのように未来の出来事に陥るのかを説明するメカニズムが発見される ブラックホールの地平線はそこに情報を残し、それを過去に送ります 事象の地平線があり、そこでパーティクルがどのように放出されるかが決まります。 こちらです 情報は保存しなければなりません。 このメカニズムは計算可能な重力です。 効果。 また、黒の「隠れ領域」が表示されることを回避する方法も示します。 ホールが関与することは、ホーキング博士以来問題として目立ってきました。 粒子が放出される必要があることがわかりました。 私たちの最も顕著な結果は、 メカニズムは、放射温度がホーキング博士が計算したものではないということですが、 その値の 2 倍。 これは、隠された 地域は存在しません。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We consider the classical field theory whose equations of motion follow from the least action principle, but the class of admissible trajectories is restricted by differential equations. The key element of the proposed construction is the complete gauge symmetry of these additional equations. The unfree variation of the trajectories reduces to the infinitesimal gauge symmetry transformation of the equations restricting the trajectories. We explicitly derive the equations that follow from the requirement that this gauge variation of the action vanishes. The system of equations for conditional extrema is not Lagrangian as such, but it admits an equivalent Hamiltonian formulation with a non-canonical Poisson bracket. The bracket is degenerate, in general. Alternatively, the equations restricting dynamics could be added to the action with Lagrange multipliers with unrestricted variation of the original variables. In this case, we would arrive at the Lagrangian equations for original variables involving Lagrange multipliers and for Lagrange multipliers themselves. In general, these two methods are not equivalent because the multipliers can bring extra degrees of freedom compared to the case of equations derived by unfree variation of the action. We illustrate the general method with two examples. The first example is the particle in a central field with varying trajectories restricted by the equation of conservation of angular momentum. The phase space gets one more dimension, and there is an extra conserved quantity $K$ which is responsible for the precession of trajectories. $K=0$ corresponds to the trajectories of usual Lagrangian dynamics. The second example is the linearized gravity with Einstein-Hilbert action and the class of varying fields is restricted by linearized Nordstr\"om equation. This conditional extrema problem is shown to lead to the linearized Cotton gravity equations. | 運動方程式が次式に従う古典的な場理論を検討します。 最小の動作原理ですが、許容される軌道のクラスは次のとおりです。 微分方程式によって制限されます。 提案の重要な要素 構築は、これらの追加方程式の完全なゲージ対称です。 の 軌道の不自由な変化は極小ゲージにまで縮小される 軌道を制限する方程式の対称変換。 私たちは この要件から次の方程式を明示的に導き出します。 アクションのゲージ変化がなくなる。 条件付き方程式系 極値自体はラグランジュ関数ではありませんが、同等のハミルトニアンを認めます。 非正準ポアソン ブラケットを使用した定式化。 ブラケットが退化しています。 一般的な。 あるいは、ダイナミクスを制限する方程式を次のように追加することもできます。 の無制限のバリエーションを持つラグランジュ乗数を使用したアクション 元の変数。 この場合、ラグランジュ方程式に到達します。 ラグランジュ乗数を含む元の変数とラグランジュの場合 乗数自体。 一般に、これら 2 つの方法は同等ではありません なぜなら、乗算器はケースに比べてさらなる自由度をもたらすことができるからです。 アクションの自由でない変化によって導出される方程式。 を図解します。 一般的な方法と 2 つの例を示します。 最初の例は、 次の方程式によって制限されるさまざまな軌道を持つ中心フィールド 角運動量の保存。 位相空間はもう 1 つの次元を獲得し、 追加の保存量 $K$ があり、これが 軌道の歳差運動。 $K=0$ は通常の軌道に相当します。 ラグランジュダイナミクス。 2 番目の例は、次のような線形化された重力です。 アインシュタイン・ヒルベルト作用とさまざまな場のクラスは、次によって制限されます。 線形化された Nordstr\"om 方程式。 この条件付き極値問題は次のように示されます。 線形化されたコットン重力方程式が導かれます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We present a complete, theory-independent classification of $D$-dimensional Kundt spacetimes of Weyl and traceless-Ricci type N. We show that these geometries consist of three invariantly defined subfamilies, namely (generalized) Kundt, pp- and Siklos waves, for each of which we obtain a convenient canonical form. As a byproduct, this also demonstrates that such metrics coincide with the class of non-expanding (A)dS-Kerr-Schild spacetimes. The role of these spacetimes in Einstein's gravity (including minimally coupled $p$-forms and non-linear electrodynamics) as non-expanding gravitational waves in an (anti)-de Sitter background is discussed. Furthermore, applications to extended theories such as Gauss-Bonnet, Lovelock, quadratic and $f(R)$ gravity are also briefly illustrated, as well as the overlap of the obtained metrics with universal and almost-universal spacetimes. In the appendices we additionally settle the issue of the redundancy of certain field equations for all Kundt spacetimes in a theory-independent way, and present various alternative coordinates for the spacetimes studied in the paper. | $D$ 次元の理論に依存しない完全な分類を提示します。 ワイルおよびトレースレスリッチ N 型のクント時空。 これらが ジオメトリは、不変に定義された 3 つのサブファミリーで構成されます。 (一般化された) クント波、pp-波、およびシクロス波。 それぞれについて、 便利な標準形式。 副産物として、これは次のことも示しています。 計量は、非拡張 (A)dS-Kerr-Schild 時空のクラスと一致します。 アインシュタインの重力におけるこれらの時空の役割（最小結合を含む） $p$ フォームと非線形電気力学) を非膨張重力波として （反）ド・ジッターの背景について議論されています。 さらに、 ガウス・ボンネット、ラブロック、二次方程式、$f(R)$ 重力などの拡張理論 取得されたメトリクスの重複も簡単に示されています。 普遍的およびほぼ普遍的な時空を持つ。 付録では、 さらに、特定の場方程式の冗長性の問題も解決します。 すべてのクント時空を理論に依存しない方法で表現し、さまざまな表現を提供します。 論文で研究された時空の代替座標。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We consider the emergence of large-scale cosmological expansion in scalar-tensor theories of gravity. This is achieved by modelling sub-horizon regions of space-time as weak-field expansions around Minkowski space, and then subsequently joining many such regions together to create a statistically homogeneous and isotropic cosmology. We find that when the scalar field can be treated perturbatively, the cosmological behaviour that emerges is well modelled by the Friedmann solutions of the theory. When non-perturbative screening mechanisms occur this result no longer holds, and in the case of scalar fields subject to the chameleon mechanism we find significant deviations from the expected Friedmann behaviour. In particular, the screened mass no longer contributes to the Klein-Gordon equation, suppressing deviations from general relativistic behaviour. | 我々は、大規模な宇宙論的膨張の出現を考察する。 重力のスカラーテンソル理論。 これは、サブホライズンをモデリングすることで実現されます。 ミンコフスキー空間の周囲の弱場拡張としての時空領域、そしてその後 その後、そのような領域を多数結合して統計的に作成します。 均一かつ等方的な宇宙論。 スカラー場がどのような場合に、 摂動的に扱われると、現れる宇宙論的挙動は良好です 理論のフリードマン解によってモデル化されます。 非摂動的な場合 スクリーニングメカニズムが発生すると、この結果はもはや当てはまりません。 カメレオン機構の影響を受けるスカラー場に重大な逸脱が見つかる 予想されるフリードマンの動作から。 特に、スクリーニングされた質量は、 より長くクライン・ゴードン方程式に寄与し、からの逸脱を抑制します。 一般相対論的な振る舞い。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We derive the equations of motion for relativistic elastic membranes, that is, two-dimensional elastic bodies whose internal energy depends only on their stretching, starting from a variational principle. We show how to obtain conserved quantities for the membrane's motion in the presence of spacetime symmetries, determine the membrane's longitudinal and transverse speeds of sound in isotropic states, and compute the coefficients of linear elasticity with respect to the relaxed configuration. We then use this formalism to discuss two physically interesting systems: a rigidly rotating elastic disk, widely discussed in the context of Ehrenfest's paradox, and a Dyson sphere, that is, a spherical membrane in equilibrium in Schwarzschild's spacetime, with the isotropic tangential pressure balancing the gravitational attraction. Surprisingly, although spherically symmetric perturbations of this system are linearly stable, the axi-symmetric dipolar mode is already unstable. This may be taken as a cautionary tale against misconstruing radial stability as true stability. | 相対論的弾性膜の運動方程式を導き出します。 は、内部エネルギーがその弾性体にのみ依存する二次元弾性体です。 変分原理から始まるストレッチ。 入手方法をご紹介します 時空の存在下での膜の運動の保存量 対称性、膜の縦方向と横方向の速度を決定します。 等方性状態で音を鳴らし、線形弾性係数を計算する リラックスした構成に関して。 次に、この形式主義を使用して、 物理的に興味深い 2 つのシステムについて説明します。 それは、堅く回転する弾性ディスクです。 エーレンフェストのパラドックスとダイソン球の文脈で広く議論されていますが、 つまり、シュヴァルツシルト時空で平衡状態にある球状の膜であり、 等方性接線圧力と重力のバランスをとること。 驚くべきことに、この系の球面対称の摂動は次のとおりです。 線形的に安定しているにもかかわらず、軸対称双極子モードはすでに不安定です。 これはもしかしたら 半径方向の安定性を真実であると誤解しないための警告として受け取られる 安定性。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We present the first simulations of core-collapse supernovae in axial symmetry with feedback from fast neutrino flavor conversion (FFC). Our schematic treatment of FFCs assumes instantaneous flavor equilibration under the constraint of lepton-number conservation individually for each flavor. Systematically varying the spatial domain where FFCs are assumed to occur, we find that they facilitate SN explosions in low-mass (9-12 solar masses) progenitors that otherwise explode with longer time delays, whereas FFCs weaken the tendency to explode of higher-mass (around 20 solar masses) progenitors. | 軸方向における核崩壊超新星の最初のシミュレーションを発表します。 高速ニュートリノフレーバー変換 (FFC) からのフィードバックによる対称性。 私たちの FFC の概略的な扱いは、以下の条件下での瞬間的な風味の平衡を前提としています。 フレーバーごとに個別にレプトン数保存の制約を適用します。 FFC が発生すると想定される空間領域を体系的に変化させて、 それらは低質量（9〜12太陽質量）でのSN爆発を促進することを発見しました 前駆体はより長い時間遅延を伴って爆発するのに対し、FFC は弱体化します。 高質量（太陽質量約 20 倍）の始原体が爆発する傾向。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| This study investigates the nonclassical properties of the inflaton field within the framework of semiclassical gravity by analyzing Cosmological Mandels $Q$ parameter for Squeezed Number States (SNS) and Coherent Squeezed Number States (CSNS). Mandels $Q$ parameter serves as a critical tool for identifying nonclassical states by differentiating between sub-Poissonian and super-Poissonian statistics. The values of Cosmological Mandels $Q$ are positive shows the super-Poissonian non-classical nature of inflaton for Squeezed Number States (SNS) and Coherent Squeezed Number States (CSNS). These results provide deeper insights into the statistical properties of quantum states in early-universe cosmology and emphasize the relevance of SNS and CSNS in understanding quantum effects on cosmic inflation and particle production. | この研究は、インフレトン場の非古典的性質を調査します。 宇宙論的マンデルの分析による半古典重力の枠組みの中で Squeezed Number States (SNS) および Coherent Squeezed Number の $Q$ パラメーター 州 (CSNS)。 マンデルの $Q$ パラメータは、 サブポアソンニアンとサブポアソンニアンを区別することによる非古典的状態 スーパーポアソン統計。 宇宙論的マンデル $Q$ の値は次のとおりです。 正の値は、インフレトンの超ポアソン的非古典的性質を示しています。 Squeezed Number States (SNS) と Coherent Squeezed Number States (CSNS)。 これら 結果は、量子の統計的特性についてのより深い洞察を提供します 初期宇宙論における状態を明らかにし、SNS と CSNS の関連性を強調する 宇宙のインフレーションと粒子生成に対する量子の効果を理解する上で。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The supertranslation ambiguity of angular momentum is a long-standing problem in general relativity, which arises the puzzle of the angular momentum loss in the post-Minkowskian (PM) expansion. The angular momentum loss in gravitational scattering is of order $G^2$ in the linear response theory but of order $G^3$ in the amplitudes-based methods. In this paper, we propose a generic prescription to fix the supertranslation ambiguity in the PM expansion which will uniquely determine the angular momentum loss. The proposal is self-contained and involves only the null infinity data. | 角運動量の超平行移動の曖昧さは長年の問題です 一般相対性理論では、角運動量損失の謎が生じます。 ポストミンコフスキー（PM）拡張。 重力による角運動量の損失 散乱は線形応答理論では $G^2$ のオーダーですが、$G^3$ のオーダーになります。 振幅ベースの方法で。 この論文では、一般的な PM 展開における超翻訳の曖昧さを修正するための処方箋 角運動量損失を一意に決定します。 提案は、 自己完結型であり、null 無限データのみが含まれます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| An observer with a finite lifetime $\mathcal{T}$ perceives the Minkowski vacuum as a thermal state at temperature $T_D = 2 \hbar/(\pi \mathcal{T})$, as a result of being constrained to a double-coned-shaped region known as a causal diamond. In this paper, we explore the emergence of thermality in causal diamonds due to the role played by the symmetries of conformal quantum mechanics (CQM) as a (0+1)-dimensional conformal field theory, within the de Alfaro-Fubini-Furlan model and generalizations. In this context, the hyperbolic operator $S$ of the SO(2,1) symmetry of CQM: (i) is the generator of the time evolution of a diamond observer; (ii) its dynamical behavior leads to the predicted thermal nature; and (iii) its associated quantum instability has a Lyapunov exponent $\lambda_L = \pi T_D/\hbar$, which is half the upper saturation bound of the information scrambling rate. Our approach is based on a comprehensive framework of path-integral representations of the CQM generators in canonical and microcanonical forms, supplemented by semiclassical arguments. The properties of the operator $S$ are studied with emphasis on an operator duality with the corresponding elliptic operator $R$, using a representation in terms of an effective scale-invariant inverse square potential combined with inverted and ordinary harmonic oscillator potentials. | 有限の寿命を持つ観測者 $\mathcal{T}$ はミンコフスキーを知覚します 温度 $T_D = 2 \hbar/(\pi \mathcal{T})$ における熱状態としての真空、次のように 因果関係として知られる二重円錐形の領域に制約された結果 ダイヤモンド。 この論文では、因果関係における熱性の出現を調査します。 等角量子の対称性が果たす役割によるダイヤモンド (0+1) 次元の共形場の理論としての力学 (CQM)、 Alfaro-Fubini-Furlan モデルと一般化。 この文脈では、双曲 CQM の SO(2,1) 対称性の演算子 $S$: (i) は時間の生成器です ダイヤモンド観察者の進化。 (ii) その動的挙動は、 予測された熱的性質。 (iii) それに関連する量子不安定性は、 リアプノフ指数 $\lambda_L = \pi T_D/\hbar$ (上限の半分) 情報スクランブル速度の飽和限界。 私たちのアプローチは、 CQM ジェネレーターのパス積分表現の包括的なフレームワーク 準古典的および微正典的な形式で、半古典的な議論によって補足されます。 演算子 $S$ の性質は、演算子に重点を置いて研究されます。 の表現を使用した、対応する楕円演算子 $R$ との双対性 実効スケール不変の逆二乗ポテンシャルの項と次の組み合わせ 反転および通常の調和振動子の電位。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Causal diamonds are known to have thermal behavior that can be probed by finite-lifetime observers equipped with energy-scaled detectors. This thermality can be attributed to the time evolution of observers within the causal diamond, governed by one of the conformal quantum mechanics (CQM) symmetry generators: the noncompact hyperbolic operator $S$. In this paper, we show that the unbounded nature of $S$ endows it with a quantum instability, which is a generalization of a similar property exhibited by the inverted harmonic oscillator potential. Our analysis is semiclassical, including a detailed phase-space study of the classical dynamics of $S$ and its dual operator $R$, and a general semiclassical framework yielding basic instability and thermality properties that play a crucial role in the quantum behavior of the theory. For an observer with a finite lifetime $\mathcal{T}$, the detected temperature $T_D = 2 \hbar/(\pi \mathcal{T})$ is associated with a Lyapunov exponent $\lambda_L = \pi T_D/\hbar$, which is half the upper saturation bound of the information scrambling rate. | 原因ダイヤモンドは熱挙動を示すことが知られており、これを調べることができます。 エネルギースケールの検出器を備えた有限寿命の観測者。 これ 熱性は、内部の観測者の時間発展に起因する可能性があります。 コーザルダイヤモンド、等角量子力学 (CQM) の 1 つによって支配される 対称生成器: 非コンパクト双曲線演算子 $S$。 本稿では、 $S$ の無限の性質が量子不安定性を与えていることを示し、 これは、反転したものによって示される同様の特性を一般化したものです。 調和振動子の電位。 私たちの分析は半古典的であり、 $S$ とその双対の古典力学の詳細な位相空間研究 演算子 $R$、および基本的な不安定性をもたらす一般的な半古典フレームワーク そして、量子の挙動において重要な役割を果たす熱特性 という理論。 有限の寿命を持つ観測者 $\mathcal{T}$ の場合、検出された 温度 $T_D = 2 \hbar/(\pi \mathcal{T})$ はリアプノフ指数に関連付けられます $\lambda_L = \pi T_D/\hbar$、これは飽和上限の半分です。 情報スクランブル率。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this study, we consider dark matter and dark energy as grand-canonical systems which are open, non-equilibrium coupled, and interacting systems. For the first time, we propose a new more realistic interaction scheme to explain dynamics between coupled interacting thermodynamic systems. Based on this new interaction schema, we propose new theorems to define the interactions including mutual and self-interactions. We proved the theorems based on the energy conservation law of thermodynamics. Furthermore, we obtain new coupled equations using the theorems. We numerically solved the interaction equations and obtained phase space diagrams and Lyapunov exponents. We show that the interaction between dark matter and dark energy is chaotic. We conclude that these theorems and results can be generalized to all coupled interacting particle and thermodynamic systems. Finally, we evaluated that the obtained results indicate the existence of a new law in physics. Additionally, based on the results, we gave physical definitions of basic concepts such as chaos and self-organization and pointed out the existence of hidden symmetries and variables in interacting systems. | この研究では、暗黒物質と暗黒エネルギーをグランドカノニカルとみなします。 オープンで非平衡結合の相互作用するシステム。 のために 初めて、私たちは説明するために新しいより現実的な相互作用スキームを提案します。 相互作用する結合熱力学システム間の力学。 この新作をもとに、 相互作用スキーマを使用して、相互作用を定義する新しい定理を提案します。 相互作用と自己作用を含みます。 に基づいて定理を証明しました。 熱力学のエネルギー保存則。 さらに、新しい結合を取得します。 定理を使った方程式。 相互作用方程式を数値的に解いた 位相空間図とリアプノフ指数を取得しました。 我々は、 暗黒物質と暗黒エネルギーの間の相互作用は混沌としています。 結論としては、 これらの定理と結果は、相互作用するすべての結合に一般化できます。 粒子および熱力学システム。 最後に、得られた結果を評価しました。 結果は、物理学における新しい法則の存在を示しています。 さらに、それに基づいて、 その結果、カオスやカオスなどの基本概念を物理的に定義しました。 自己組織化と隠れた対称性の存在を指摘した 相互作用するシステム内の変数。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Ultralight scalar fields can experience runaway `superradiant' amplification near spinning black holes, resulting in a macroscopic `axion cloud' which slowly dissipates via continuous monochromatic gravitational waves. For a particular range of boson masses, $\mathcal{O}(10^{-11}$ -- $10^{-10})$ eV, an axion cloud will radiate in the $10$ -- $100$ kHz band of the Levitated Sensor Detector (LSD). Using fiducial models of the mass, spin, and age distributions of stellar-origin black holes, we simulate the present-day Milky Way population of these hypothetical objects. As a first step towards assessing the LSD's sensitivity to the resultant ensemble of GW signals, we compute the corresponding signal-to-noise ratios which build up over a nominal integration time of $10^{7}$ s, assuming the projected sensitivity of the $1$-m LSD prototype currently under construction, as well as for future $10$-m and $100$-m concepts. For a $100$-m cryogenic instrument, hundreds of resolvable signals could be expected if the boson mass $\mu$ is around $3\times10^{-11}$ eV, and this number diminishes with increasing $\mu$ up to $\approx 5.5\times10^{-11}$ eV. The much larger population of unresolved sources will produce a confusion foreground which could be detectable by a $10$-m instrument if $\mu \in (3-4.5)\times10^{-11}$ eV, or by a $100$-m instrument if $\mu \in (3-6)\times10^{-11}$ eV. | 超軽量スカラー場では暴走する「超放射」増幅が発生する可能性がある 回転するブラックホールの近くで、巨視的な「アクシオン雲」が発生します。 連続的な単色の重力波によってゆっくりと消散します。 のために 特定の範囲のボソン質量 $\mathcal{O}(10^{-11}$ -- $10^{-10})$ eV、 アクシオン雲は浮上センサーの $10$ ～ $100$ kHz 帯域で放射します。 探知機（LSD）。 質量、スピン、年齢分布の基準モデルの使用 恒星起源のブラックホールを使って、現在の天の川銀河の人口をシミュレートします。 これらの仮想オブジェクトの。 LSD を評価するための最初のステップとして 結果として得られる GW 信号のアンサンブルに対する感度を計算するには、 公称積分で増加する対応する信号対雑音比 $1$-m LSD の予測感度を仮定すると、$10^{7}$ s の時間 プロトタイプは現在建設中、将来的には 1000 万ドル、 1億ドルのコンセプト。 1億ドルの極低温機器の場合、何百もの分解可能 ボソン質量 $\mu$ が $3\times10^{-11}$ 程度の場合、シグナルが期待される可能性があります eV であり、この数値は $\mu$ が $\estimate まで増加するにつれて減少します。 5.5\times10^{-11}$ eV。 未解決の情報源がはるかに多く存在すると、 1,000万ドルの機器で検出できる可能性のある混乱の前景を生成する $\mu \in (3-4.5)\times10^{-11}$ eV の場合、または $100$-m の機器による場合 $\mu \in (3-6)\times10^{-11}$ eV。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this article, we examine the gravitational deflection of particles in curved spacetime immersed in perfect fluid in the context of Rastall theory. The integral region is generally infinite; an infinite region approach to Gibbons-Werner is proposed to avoid singularity. In the Rastall theory framework, the black hole solutions in the dust field are studied. Additionally, we check the deflection angle from this spacetime under the influence of plasma. Furthermore, we analytically compute plasma's impact on a black hole shadow using a ray-tracing approach and Hamiltonian equation. Hence, the light ray motion equations are independent of the plasma's velocity. It is assumed that plasma is a dispersive medium, pressure-less and non-magnetized, and the plasma particle density corresponds to particle accumulation. The supermassive black hole's shadow and emitted energy are explored when plasma falls radially from infinity onto the black hole. | この記事では、粒子の重力偏向を調べます。 ラストール理論の文脈では、完全な流体に浸された湾曲した時空。 積分領域は一般に無限です。 無限領域アプローチ Gibbons-Werner は特異点を回避するために提案されています。 ラストール理論では この枠組みに基づいて、ダストフィールドにおけるブラックホールの解決策が研究されています。 さらに、この時空からの偏向角を確認します。 プラズマの影響。 さらに、プラズマが地球に及ぼす影響を分析的に計算します。 レイトレーシング手法とハミルトニアン方程式を使用したブラック ホールの影。 したがって、 光線の運動方程式はプラズマの速度とは無関係です。 それは プラズマは分散媒体であり、圧力も磁化もされていないと仮定すると、 プラズマ粒子密度は粒子の蓄積に対応します。 の 超大質量ブラックホールの影と放出エネルギーをプラズマで調べる 無限遠から放射状にブラックホールに落ちます。 |
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| We revisit the concept of de Sitter (dS) 'tachyonic' scalar fields, characterized by discrete negative squared mass values, and assess their physical significance through a rigorous Wigner-inspired group-theoretical analysis. This perspective demonstrates that such fields, often misinterpreted as inherently unstable due to their mass parameter, are best understood within the framework of unitary irreducible representations (UIRs) of the dS group. The discrete mass spectrum arises naturally in this representation framework, offering profound insights into the interplay between dS relativity and quantum field theory. Contrary to their misleading nomenclature, we argue that the 'mass' parameter associated with these fields lacks intrinsic physical relevance, challenging traditional assumptions that link it to physical instability. Instead, any perceived instability originates from mismanagement of the system's inherent gauge invariance rather than the fields themselves. A proper treatment of this gauge symmetry, particularly through the Gupta-Bleuler formalism, restores the expected characteristics of these fields as free quantum entities in a highly symmetric spacetime. This study seeks to dispel misconceptions surrounding dS 'tachyonic' fields, underscoring the importance of precise terminology and robust theoretical tools in addressing their unique properties. | de Sitter (dS) の「タキオニック」スカラー場の概念を再検討します。 離散的な負の二乗質量値によって特徴付けられ、その評価 ウィグナーに影響を受けた厳密な群理論による物理的重要性 分析。 この視点は、そのような分野がしばしば誤解されているということを示しています。 質量パラメータのために本質的に不安定であるため、以下の範囲で最もよく理解されています。 dS グループのユニタリ既約表現 (UIR) のフレームワーク。 離散質量スペクトルはこの表現枠組みで自然に生じます。 dS 相対性理論と量子の間の相互作用についての深い洞察を提供します。 場の理論。 誤解を招く命名法に反して、私たちは次のように主張します。 これらのフィールドに関連付けられた「質量」パラメータには固有の物理的要素がありません 関連性があり、それを物理的なものに結び付ける従来の仮定に異議を唱える 不安定。 むしろ、認識されている不安定性は管理ミスから生じている フィールド自体ではなく、システム固有のゲージ不変性を考慮します。 あ 特にグプタ・ブルーラーによるこのゲージ対称性の適切な処理 形式主義は、これらのフィールドの期待される特性を自由なものとして復元します。 高度に対称的な時空における量子実体。 この研究はそれを払拭することを目指しています dS の「タキオニック」場に関する誤解、重要性を強調 独特な問題に対処するための正確な用語と堅牢な理論ツールを備えています。 プロパティ。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this work we investigate the effect of curved spacetime on neutrino oscillation. In a curved spacetime, the effect of curvature on fermionic fields is represented by spin connection. The spin connection consists of a non-universal ``contorsion" part which is expressed in terms of vector and axial current density of fermions. The contraction of contorsion part with the tetrad fields, which connects the internal flat space metric and the spacetime metric, is called torsion. In a scenario where neutrino travels through background of fermionic matter at ordinary densities in a curved spacetime, the Hamiltonian of neutrino oscillation gets modified by the torsional coupling constants $\lambda_{21}^{\prime}$ and $\lambda_{31}^{\prime}$. The aim of this work is to study the effect of $\lambda_{21}^{\prime}$ and $\lambda_{31}^{\prime}$ in DUNE and P2SO. In our study we, (i) discuss the effect of torsional coupling constants on the neutrino oscillation probabilities, (ii) estimate the capability of P2SO and DUNE to put bounds on these parameters and (iii) study how the physics sensitivities get modified in presence of torsion. | この研究では、曲がった時空がニュートリノに及ぼす影響を調査します。 発振。 湾曲した時空におけるフェルミオン場に対する湾曲の影響 スピン結合で表現されます。 スピン接続は次のもので構成されます。 ベクトルで表現される非普遍的な「歪み」部分と フェルミオンの軸方向電流密度。 ねじれ部分の収縮 内部平面空間計量と時空を接続する四進数フィールド メートル法はねじれと呼ばれます。 ニュートリノが通過するシナリオでは 湾曲した時空における通常の密度のフェルミオン物質の背景、 ニュートリノ振動のハミルトニアンはねじり結合によって修正される 定数 $\lambda_{21}^{\prime}$ と $\lambda_{31}^{\prime}$ です。 この目的 仕事は $\lambda_{21}^{\prime}$ の効果を研究することです DUNE と P2SO の $\lambda_{31}^{\prime}$。 私たちの研究では、(i) について議論します。 ニュートリノ振動に対するねじり結合定数の影響 確率、(ii) P2SO と DUNE が限界を設ける能力を推定する。 これらのパラメータと、(iii) 物理感度がどのように変更されるかを研究します。 ねじれの存在。 |
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| In this study, we investigate some widely-known holography properties of accelerating and rotating black hole, described by rotating C-metric, especially the case in Nariai limit, which are related to Kerr-CFT correspondence but differs in that the outer horizon will coincide the acceleration horizon and the extremal geometry is described by $dS_{2}$ rather than $AdS_{2}$. In order to achieve this goal we define a regularized Komar mass with physical interpretation of varying the horizon area from massless limit to general case. We also reduce the action to a 2-dimensional JT-type action and discuss some of its properties. | この研究では、いくつかの広く知られているホログラフィー特性を調査します。 回転 C メトリックによって記述される、加速および回転するブラック ホール、 特に、Kerr-CFT に関連する Nariai 限界の場合 対応していますが、外側の地平線が一致するという点で異なります。 加速ホライズンと極値幾何学はむしろ $dS_{2}$ によって記述されます $AdS_{2}$ よりも。 この目標を達成するために、正則化されたコマールを定義します。 地平線領域を質量なしから変化させる物理的解釈を伴う質量 一般的な場合に限定します。 アクションも2次元のJT型に落とし込んでいます。 アクションを実行し、その特性のいくつかについて説明します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The speed of gravitational waves $v_g$ can be measured with the time delay between gravitational-wave detectors. Our study provides a more precise measurement of $v_g$ using gravitational-wave signals only, compared with previous studies. We select 52 gravitational-wave events that were detected with high confidence by at least two detectors in the first three observing runs (O1, O2, and O3) of Advanced LIGO and Advanced Virgo. We use Markov chain Monte Carlo and nested sampling to estimate the $v_g$ posterior distribution for each of those events. We then combine their posterior distributions to find the 90% credible interval of the combined $v_g$ distribution for which we obtain $0.99^{+0.02}_{-0.02}c$ without the use of more accurate sky localization from the electromagnetic signal associated with GW170817. Restricting attention to the 50 binary black hole events generates the same result, while the use of the electromagnetic sky localization for GW170817 gives a tighter constraint of $0.99^{+0.01}_{-0.02}c$. The abundance of gravitational wave events allows us to apply hierarchical Bayesian inference on the posterior samples to simultaneously constrain all nine coefficients for Lorentz violation in the nondispersive, nonbirefringent limit of the gravitational sector of the Standard-Model Extension test framework. We compare the hierarchical Bayesian inference method with other methods of combining limits on Lorentz violation in the gravity sector that are found in the literature. | 重力波 $v_g$ の速度は時間遅れで計測できる 重力波検出器の間。 私たちの研究では、より正確な結果が得られます。 重力波信号のみを使用した $v_g$ の測定と比較 以前の研究。 検出された 52 個の重力波イベントを選択します 最初の 3 つの観測のうち少なくとも 2 つの検出器によって高い信頼性が得られる Advanced LIGO および Advanced Virgo の実行 (O1、O2、および O3)。 マルコフ連鎖を使用します $v_g$ 事後分布を推定するためのモンテカルロとネストされたサンプリング それらのイベントごとに。 次に、それらの事後分布を組み合わせて次のことを行います。 $v_g$ 分布を組み合わせた 90% の信頼区間 より正確な空を使用せずに $0.99^{+0.02}_{-0.02}c$ を取得 GW170817に関連する電磁信号からの位置特定。 50 個のバイナリ ブラック ホール イベントに注意を限定すると、同じ結果が生成されます。 結果、GW170817 の電磁空位置推定の使用 $0.99^{+0.01}_{-0.02}c$ というより厳しい制約が与えられます。 豊富な 重力波イベントにより、階層的なベイズ推論を適用できるようになります。 事後サンプルは、次の 9 つの係数すべてを同時に制約します。 の非分散、非複屈折限界におけるローレンツ違反 標準モデル拡張テスト フレームワークの重力セクター。 比較します 階層ベイジアン推論方法と他の方法を組み合わせる に見られる重力セクターにおけるローレンツ違反の制限 文学。 |
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| We study the decay of Dirac and massive scalar fields at asymptotically late times in the background of the charged asymptotically de Sitter dilatonic black holes. It is shown that the asymptotic decay is exponential and oscillatory for large and intermediate mass of the field, while for zero and small mass it is pure exponential without oscillations. This reflects the dominance of quasinormal modes of the empty de Sitter spacetime at asymptotically late times. We also show that the earlier WKB calculation of the massive scalar field spectrum does not allow one to find the fundamental mode with reasonable accuracy. | ディラックの崩壊と漸近的に遅い大規模なスカラー場の研究を行う 漸近的に帯電したデ・ジッター・ダイラトニック・ブラックの背景での回 穴。 漸近減衰は指数関数的であり、振動的であることが示されています。 場の大きな質量と中間の質量、ゼロと小さな質量の場合、 振動のない純粋な指数関数。 これは次の優位性を反映しています。 漸近的に遅いときの空のド・ジッター時空の準正規モード 回。 また、大規模スカラーの初期の WKB 計算が、 フィールドスペクトルでは、合理的な方法で基本モードを見つけることはできません。 正確さ。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We describe the puzzles that arise in the quantum theory of black holes, and explain how they are resolved in string theory. We review how the Bekenstein entropy is obtained through the count of brane bound states. We describe the fuzzball construction of black hole microstates. These states have no horizon and radiate from their surface like a normal body, so there is no information puzzle. We explain how the semiclassical approximation is violated in gravitational collapse even though curvatures are low at the classical horizon. This violation happens because the collapse leads to a stretching of space that is {\it fast}: light does not have time to travel across the collapsing region to establish the `vecro' correlations needed in the quantum gravitational vacuum. These vecro correlations arise from the existence of virtual fuzzball fluctuations in the gravitational vacuum, and are significant because of the large degeneracy of fuzzball states implied by the Bekenstein entropy. It is plausible that similar effects of fast expansion may be responsible for effects like dark energy and the Early Dark Energy postulated to explain the Hubble tension. | ブラック ホールの量子論で生じるパズルについて説明します。 それらが弦理論でどのように解決されるかを説明します。 ベケンシュタインのやり方をレビューします。 エントロピーは、ブレーン束縛状態のカウントを通じて取得されます。 について説明します。 ブラックホールの微小状態のファズボール構造。 これらの州には地平線がない 通常の体と同じように表面から放射するため、情報がありません パズル。 半古典近似がどのように違反されるかを説明します。 古典的な地平線では曲率が低いにもかかわらず、重力崩壊が起こります。 この違反は、崩壊によって空間が引き伸ばされるために発生します。 は {\it fast}: 光は崩壊領域を横切る時間がありません 量子重力論で必要な「ベクロ」相関を確立する 真空。 これらのベクロ相関は、仮想ファズボールの存在から生じます。 重力真空の変動は、次の理由により重要です。 ベッケンシュタインのエントロピーによって暗示されるファズボール状態の大きな縮退。 それは 急速な拡大による同様の影響が影響の原因である可能性がもっともらしい ダークエネルギーやハッブルを説明するために仮定された初期ダークエネルギーのようなもの 張力。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Beyond its spin, light can also carry intrinsic orbital angular momentum (IOAM), termed as vortex light. In this study, we derive effective ray equations for vortex light by applying the WKB approximation to the covariant Maxwell equations. According to these equations, the propagation of vortex light can be significantly affected by its IOAM, as suggested by numerous studies. To examine the effects of IOAM, we solve the effective ray equations for vortex light and investigate its ray trajectory within a specific optical waveguide. Our findings indicate that the ray trajectory of vortex light exhibits a divergence perpendicular to the normal propagation plane, akin to the spin Hall effect in light. This divergence, termed as the orbital Hall effect, stems from the IOAM of the light. In this study, the effective ray equations are derived by modeling the interaction between light and media as light's free fall in a curved spacetime. Therefore, observing the orbital Hall effect could not only enhance our understanding of light's spin and IOAM, but also offer novel insights into the coupling between light and gravitational fields. | 光はその回転を超えて固有軌道角運動量も運ぶことができます (IOAM)、渦光と呼ばれます。 この研究では、有効光線を導出します。 共変に WKB 近似を適用することによる渦光の方程式 マクスウェル方程式。 これらの方程式によれば、渦の伝播は 多くの論文で示唆されているように、光は IOAM によって大きな影響を受ける可能性があります。 勉強します。 IOAM の効果を調べるために、有効光線方程式を解きます。 渦光を調べ、特定の光学系内での光線軌道を調査します。 導波管。 私たちの発見は、渦光の光線軌道が に似た、通常の伝播面に垂直な発散を示します。 光の中でのスピンホール効果。 この分岐は軌道ホールと呼ばれます この効果は、光の IOAM に由来します。 この研究では、有効光線は 方程式は、光とメディアの間の相互作用を次のようにモデル化することによって導出されます。 曲がった時空における光の自由落下。 したがって、軌道ホールを観察すると、 この効果は、光のスピンと IOAM についての理解を高めるだけでなく、 また、光と重力の結合についての新たな洞察も提供します。 フィールド。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this study, we investigate the parameterized Konoplya-Rezzolla-Zhidenko (KRZ) black hole (BH) spacetime in the presence of an external asymptotically uniform magnetic field. We first examine the innermost stable circular orbit (ISCO) radii for both neutral and charged test particles, demonstrating that the deformation parameters, $\delta_1$ and $\delta_2$, reduce the ISCO values. Subsequently, we assess the energy efficiency of the magnetic Penrose process (MPP) for an axially symmetric parameterized BH, analyzing the effects of the deformation parameters and the magnetic field on the energy extraction process. Our findings indicate that the rotational deformation parameter $\delta_2$ is crucial for the efficiency of energy extraction from the BH. The synergy between the rotational deformation parameter and the magnetic field significantly boosts the energy extraction efficiency, with values exceeding $100\%$. Interestingly, for extremal BHs with negative $\delta_2$ values, the energy efficiency increases, in contrast to Kerr BHs where the MPP effect diminishes. Additionally, we explore the astrophysical implications of the MPP by deriving the maximum energy of a proton escaping from the KRZ parameterized BH due to the beta decay of a free neutron near the horizon. Our results show that negative $\delta_2$ values require stronger magnetic fields to achieve equivalent energy levels for high-energy protons, providing deeper insights into high-energy astrophysical phenomena around the parameterized BH. | この研究では、パラメータ化されたKonoplya-Rezzolla-Zhidenkoを調査します。 (KRZ) ブラックホール (BH) 漸近的に外部存在する時空 均一な磁場。 まず最も内側の安定な円軌道を調べます 中性と帯電した両方の試験粒子の (ISCO) 半径。 変形パラメータ $\delta_1$ および $\delta_2$ は、ISCO 値を減らします。 続いて、磁性ペンローズプロセスのエネルギー効率を評価します。 (MPP) 軸対称のパラメータ化された BH について、 エネルギー抽出プロセスにおける変形パラメータと磁場。 私たちの調査結果は、回転変形パラメータ $\delta_2$ が次のとおりであることを示しています。 BH からのエネルギー抽出の効率にとって重要です。 相乗効果 回転変形パラメータと磁場の間 エネルギー抽出効率が大幅に向上し、値が $100\%$。 興味深いことに、負の $\delta_2$ 値を持つ極値 BH の場合、 MPP 効果があるカー BH とは対照的に、エネルギー効率が向上します。 減少します。 さらに、MPP の天体物理学的意味も調査します。 パラメータ化されたKRZから逃げる陽子の最大エネルギーを導き出すことによって BH は、地平線近くの自由中性子のベータ崩壊によるものです。 私たちの結果は次のとおりです 負の $\delta_2$ 値を達成するには、より強力な磁場が必要です 高エネルギー陽子の等価エネルギーレベルにより、より深い洞察が得られます パラメータ化された BH の周囲の高エネルギー天体物理現象に影響を与えます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Inspired by the geometry of the Ernst black hole which interpolates the static spherically symmetric Schwarzschild black hole and the static axially symmetric magnetic Melvin spacetime, in this Letter, we aim to present a solution to Einstein's field equation in vacuum to interpolate the Schwarzschild black hole and the Levi-Civita spacetime. Hence, we shall call the solution the Schwarzschild-Levi-Civita black hole. Effectively the solution is a one-parameter non-asymptotically flat black hole that is static, axially symmetric, and singular in its axis of symmetry. | エルンスト ブラック ホールの幾何学にインスピレーションを受けて補間されています。 静的球面対称シュヴァルツシルト ブラック ホールと軸方向の静的ブラック ホール この手紙では、対称磁気メルビン時空を提示することを目的としています。 真空におけるアインシュタインの場方程式の解を補間する シュヴァルツシルト ブラック ホールとレヴィ チヴィタ時空。 したがって、次のように呼びます。 解決策はシュワルツシルト・レヴィ・チヴィタ・ブラックホールです。 効果的な解決策 軸方向に静的な、1 パラメータの非漸近的フラット ブラック ホールです。 対称であり、対称軸が特異です。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The information loss paradox associated with black hole Hawking evaporation is an unresolved problem in modern theoretical physics. In this paper, we revisit the entanglement entropy via the Euclidean path integral (EPI) of the quantum state and allow for the branching of semi-classical histories along the Lorentzian evolution. We posit that there exist at least two histories that contribute to EPI, where one is an information-losing history while the other is information-preserving. At early times, the former dominates EPI, while at late times the latter becomes dominant. By so doing we recover the essence of the Page curve and thus the unitarity, albeit with the turning point, i.e., the Page time, much shifted toward the late time. One implication of this modified Page curve is that the entropy bound may thus be violated. We comment on the similarity and difference between our approach and that of the replica wormholes and the island conjecture. | ブラックホールのホーキング蒸発に伴う情報損失のパラドックス 現代の理論物理学における未解決の問題です。 本稿では、 のユークリッド経路積分 (EPI) を介してもつれエントロピーを再検討します。 量子状態に沿った半古典的歴史の分岐を可能にします。 ローレンツ進化論。 少なくとも 2 つの歴史が存在すると仮定します。 EPI に貢献します。 一方は情報損失の歴史であり、もう一方は 情報の保存です。 初期には前者が EPI を支配していましたが、 遅くなると後者が優勢になります。 そうすることで本質を取り戻します ページ曲線、つまり、転換点があるにもかかわらず、ユニタリティー ページ時間、かなり遅い時間にシフトしました。 この変更による影響の 1 つは、 ページ曲線は、エントロピー境界に違反する可能性があるということです。 についてコメントします。 私たちのアプローチとレプリカのアプローチの類似点と相違点 ワームホールと島の推測。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Recently there has been progress to resolve the issue regarding the non-existence of the Cauchy horizon inside the static, charged, and spherically symmetric black holes. However, when we generically extend the black holes' spacetime, they are not just static but can be dynamical, thus the interior of black holes does not remain the same as the static case when we take into account the dynamical evolution of black holes. Hence, the properties of the Cauchy horizon could behave differently in the dynamical case. Then, our aim in this paper is to provide a few constructive insights and guidelines regarding this issue by revisiting a few examples of the gravitational collapse of spherically symmetric charged black holes using the double-null formalism. Our numerical results demonstrate that the inside of the outer horizon is no longer static even in late time, and the inner apparent horizon exists but is not regular. The inner apparent horizon can be distinguished clearly from the Cauchy horizon. The spherical symmetric property of black holes allows the inner horizon to be defined in two directions, i.e., the differentiation of the areal radius vanishes along either the out-going or the in-going null direction. Moreover, the Cauchy horizon can be generated from a singularity. Finally, we show some examples that the ``hair" which is associated with the matter field on the inner horizon is not important to determine the existence of the Cauchy horizon; rather, the hair on the outer horizon might play an important role on the Cauchy horizon. Therefore, the dynamic properties of the interior of charged black holes could shed light for us to understand deeply about the Cauchy horizon for the extensions of no-Cauchy-horizon theorems. | 最近、問題の解決に向けた進展が見られました。 静的、帯電した、球状の内部にはコーシー地平線が存在しない 対称ブラックホール。 しかし、一般的にブラック ホールを拡張すると、 時空は静的なものであるだけでなく、動的なものになることもあります。 を考慮すると、ブラック ホールは静的な場合と同じままではありません。 ブラックホールの動的進化を説明します。 したがって、のプロパティは、 動的ケースでは、コーシー ホライズンは異なる動作をする可能性があります。 それでは、私たちの目指すところは、 この文書は、いくつかの建設的な洞察とガイドラインを提供することを目的としています。 この問題は、重力崩壊のいくつかの例を再検討することで解決できます。 二重ヌル形式を使用した球対称の荷電ブラック ホール。 私たちの 数値結果は、外側の地平線の内側がもはや存在しないことを示しています。 遅い時間でも静的であり、内なる見かけの地平線は存在しますが、存在しません。 通常。 内側の見かけの地平線は、外側の地平線と明確に区別できます。 コーシーの地平線。 ブラック ホールの球対称の性質により、 内なる地平線は 2 つの方向で定義されます。 面積半径は、出力ヌルまたは入力ヌルのいずれかに沿って消えます。 方向。 さらに、コーシー地平線は特異点から生成できます。 最後に、「髪」に関連するいくつかの例を示します。 内なる地平線上の物質フィールドは存在を決定するのに重要ではない コーシーの地平線。 むしろ、外側の地平線上の髪の毛が役割を果たしている可能性があります。 コーシーの地平線で重要な役割を果たしています。 したがって、の動的プロパティは、 帯電したブラックホールの内部は、私たちが深く理解できるよう光を放つ可能性がある コーシー地平線なし定理の拡張のためのコーシー地平線について。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| A novel thermodynamic phenomenon has been observed in the quantum Ba\~{n}ados-Teitelboim-Zanelli (qBTZ) black hole, utilizing generalized free energy and Kramer escape rate. This phenomenon also reveals the unique property of the quantum black hole. The stochastic thermal motion of various thermodynamic states within the black hole system induces phase transitions, under the influence of generalized free energy which obtained by extending Maxwell's construction. Through the analysis of Kramer escape rate, it is discovered that the qBTZ black hole thermodynamic system exhibits a bounce effect. It originates from the non-monotonicity of entropy in black hole thermodynamic systems. Furthermore, the overall thermodynamic picture of the qBTZ black hole has been obtained under different quantum backreactions. | 新しい熱力学現象が量子力学で観察された Ba\~{n}ados-Teitelboim-Zanelli (qBTZ) ブラック ホール、一般化されたフリーを利用 エネルギーとクレーマーの逃走率。 この現象は、独特の性質も明らかにします。 量子ブラックホールのこと。 さまざまな物質の確率的熱運動 ブラックホール系内の熱力学状態は相転移を誘発し、 拡張によって得られる一般化自由エネルギーの影響下で マクスウェルの建造物。 クレーマーの逃走率を分析すると、 qBTZ ブラックホールの熱力学系がバウンスを示すことを発見 効果。 ブラックホールのエントロピーの非単調性に由来する 熱力学システム。 さらに、熱力学的全体像は、 qBTZ ブラックホールは、さまざまな量子逆反応のもとで得られています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study Hawking radiation and wave scattering of charged scalar fields in a charged $C$-metric black hole background. The conformally invariant wave equation for charged scalar fields can be separated into radial and angular parts, each with five singularities. We first show that the radial and angular equations can be respectively transformed into the general Heun equation, and then we explore exact solutions of the radial Heun equation in terms of the local Heun functions and connection coefficients. Exact behaviors of the asymptotic wave functions are determined without approximations. We further apply the exact results to derive Hawking radiation, quasinormal modes and superradiance. | 私たちは、荷電スカラー場のホーキング放射と波動散乱を研究します。 $C$ メートル単位のブラック ホールの背景を充電します。 共形的に不変な波 荷電スカラー場の方程式は動径方向と角度方向に分離できる それぞれの部分に 5 つの特異点があります。 まず、半径方向と角度方向が 方程式はそれぞれ一般的な Heun 方程式に変換でき、 次に、次の観点から動径 Heun 方程式の正確な解を探索します。 ローカル Heun 関数と接続係数。 の正確な動作 漸近波動関数は近似なしで決定されます。 私たちはさらに 正確な結果を適用してホーキング放射、準正規モード、 超輝き。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The weak cosmic censorship conjecture states that the black hole singularity is hidden inside the event horizon of the black hole, making it impossible for an external observer to measure. In this study, we investigate the weak cosmic censorship conjecture test of dark matter halo-black hole systems in both the cold dark matter model and ultralight dark matter model scenarios, with the aim of gaining insights into the influence of dark matter particles on the weak cosmic censorship conjecture. By examining the particle incident on an extremely or nearly extremal dark matter - black hole, as well as the scattering of a scalar field by an extreme or near-extreme dark matter - black hole. We find that, for test particles, the weak cosmic censorship conjecture is violated under extreme conditions. Under near-extreme conditions, our calculation results show a second-order small quantity, which indicates that the weak cosmic censorship conjecture may be breached under near-extreme conditions. However, if the self-force effect is taken into consideration, whether the weak cosmic censorship conjecture will be violated still requires further in-depth research. For scalar fields, the weak cosmic censorship conjecture is violated under extreme conditions, while under near-extreme conditions, our results show that the weak cosmic censorship conjecture still holds. This research will contribute to furthering our comprehension of the intricate interplay between dark matter and black holes. | 弱い宇宙検閲予想では、ブラックホールの特異点は次のように述べられています。 ブラックホールの事象の地平線の内側に隠されているため、 外部の観察者が測定します。 この研究では、弱い宇宙を調べます。 両方のダークマターハローブラックホールシステムの検閲予想テスト 冷暗黒物質モデルと超軽量暗黒物質モデルのシナリオを目的とした ダークマター粒子が弱者に及ぼす影響についての洞察を得る 宇宙検閲の推測。 粒子の入射を調べることにより、 極度または極度に近い暗黒物質 - ブラックホール、および 極度または極度に近い暗黒物質によるスカラー場の散乱 - 黒 穴。 テスト粒子に関しては、弱い宇宙検閲予想が成り立つことがわかります。 極限の状況下で侵害される。 極限に近い状況下では、 計算結果は二次微量を示しており、これは次のことを示しています。 弱い宇宙検閲の予想は、ほぼ極端な状況下では突破される可能性がある 条件。 ただし、自力効果を考慮すると、 弱い宇宙検閲の予想が違反されるかどうかは、依然として必要です さらに詳しい調査。 スカラー場の場合、宇宙の検閲は弱い 極限状態では推測が破られるが、極限に近い状態では このような状況では、我々の結果は、弱い宇宙検閲予想が依然として存在することを示しています。 が成立する。 この研究は、 暗黒物質とブラックホールの間の複雑な相互作用。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We provide a methodology for decoupling the bulk gravitational field equations of braneworld black holes to suppress the bulk singularities. Thus, we provide a regular braneworld black hole setup. To achieve this, we apply a Minimal Geometric Deformation (MGD) with respect to a coupling constant $ \alpha $ to the $4D$ Minkowski spacetime embedded in an extra dimension. This results in a gravitational decoupling into a system $ \mathcal{A} $ with equations of motion of order $ \alpha^0 $ and a system $ \mathcal{B} $, related to the so-called Quasi-Einstein equations of order $ \alpha $. This methodology allows for the construction of a regular geometry everywhere. We outline the necessary constraints for eliminating singularities and provide a recipe for solving the equations of motion. Both the warp factor, the scalar field, and the potential obtained are smooth and free from Dirac delta singularities. A control parameter is introduced such that, in the limit $ b \to 0 $, the Randall-Sundrum (RS) setup is recovered, resulting in a transition from a thick brane to a thin brane. The asymptotic behavior of the curvature invariant $ \displaystyle \lim_{y \to \pm \infty} R_{5D}(r,y) $ is positive near the de Sitter core (for small $ r $), asymptotically negative for finite $ r > r_* $, and asymptotically flat at the $4D$ boundary as $ r \to \infty $. Although this work aims to suppress bulk singularities, it is expected that our methodology may be useful for future investigations related to the embedding of gravitational objects within other braneworld contexts. | 私たちはバルク重力場を切り離すための方法論を提供します バルク特異点を抑制するための Braneworld ブラック ホールの方程式。 したがって、 通常の braneworld ブラック ホール セットアップを提供します。 これを達成するには、 結合定数 $ に関する最小幾何変形 (MGD) \alpha $ は、余分な次元に埋め込まれた $4D$ ミンコフスキー時空へ。 これ その結果、システム $ \mathcal{A} $ への重力の分離が起こります。 次数 $ \alpha^0 $ の運動方程式と系 $ \mathcal{B} $、関連 次数 $ \alpha $ のいわゆる準アインシュタイン方程式に変換します。 この方法論 どこでも規則的なジオメトリを構築できます。 概要を説明します 特異点を排除するために必要な制約を設定し、そのレシピを提供します。 運動方程式を解くこと。 ワープ係数、スカラー場、および 得られるポテンシャルは滑らかで、ディラック デルタ特異点がありません。 あ 制御パラメーターは、 $ b \to 0 $ の制限内で、 ランダル・サンドラム（RS）セットアップが回復し、厚い状態からの移行が実現 ブレーンから薄いブレーンまで。 曲率不変量 $ の漸近的挙動 \displaystyle \lim_{y \to \pm \infty} R_{5D}(r,y) $ は de 付近で正です シッターコア (小さい $ r $ の場合)、有限 $ r > r_* $ の場合は漸近負、 そして $4D$ 境界では $ r \to \infty $ として漸近平坦になります。 これですが この研究はバルク特異点を抑制することを目的としており、私たちの方法論は期待されています の埋め込みに関連する将来の調査に役立つ可能性があります。 他の Braneworld コンテキスト内の重力オブジェクト。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Using Darmois-Israel-Sen junction conditions, and with help of Visser's cut-and-paste method, we study the dynamics of thin-shell wormholes that are made of two conformally Killing gravity (a.k.a Harada gravity) black holes. We check the energy conditions for different values of the new parameter that Harada introduced, as alternative for dark energy. We examine the radial acceleration to reveal the attractive and repulsive characteristics of the thin-shell wormhole throat. We consider the dynamics and stability of the wormhole around the static solutions of the linearized radial perturbations at the wormhole throat. Finally, we determine the regions of stability by applying the concavity test on the ``speed of sound'' as a function in the throat radius and other spacetime parameters, particularly the new Harada parameter. | Darmois-Israel-Sen 接合条件を使用し、Visser の助けを借りて カットアンドペースト法を使って、薄殻のワームホールのダイナミクスを研究します。 2 つの等角キリング重力 (別名原田重力) ブラック ホールで構成されています。 私たちは 新しいパラメータのさまざまな値のエネルギー条件を確認します。 原田氏はダークエネルギーの代替として導入した。 ラジアルを調べます 加速により、引力と斥力の特性が明らかになります。 薄い殻のワームホールの喉。 ダイナミクスと安定性を考慮します。 線形化された動径摂動の静的解の周りのワームホール ワームホールの喉。 最後に、以下を適用して安定領域を決定します。 スロート半径の関数としての「音速」に関する凹面テスト および他の時空パラメータ、特に新しい原田パラメータ。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The vacuum entanglement entropy of a general conformal field theory (CFT) in $d=5$ spacetime dimensions contains a universal term, $F(A)$, which has a complicated and non-local dependence on the geometric details of the region $A$ and the theory. Analogously to the previously known $d=3$ case, we prove that for CFTs in $d=5$ which are holographically dual to Einstein gravity, $F(A)$ is equal to a four-dimensional version of the ``Willmore energy'' associated to a doubled and closed version of the Ryu-Takayanagi (RT) surface of $A$ embedded in $\mathbb{R}^5$. This generalized Willmore energy is shown to arise from a conformal-invariant codimension-two functional obtained by evaluating six-dimensional Conformal Gravity on the conically-singular orbifold of the replica trick. The new functional involves an integral over the doubled RT surface of a linear combination of three quartic terms in extrinsic curvatures and is free from ultraviolet divergences by construction. We verify explicitly the validity of our new formula for various entangling regions and argue that, as opposed to the $d=3$ case, $F(A)$ is not globally minimized by a round ball $A=\mathbb{B}^4$. Rather, $F(A)$ can take arbitrarily positive and negative values as a function of $A$. Hence, we conclude that the round ball is not a global minimizer of $F(A)$ for general five-dimensional CFTs. | 一般的な共形場理論 (CFT) の真空エンタングルメント エントロピー $d=5$ 時空次元には普遍項 $F(A)$ が含まれており、 領域 $A$ の幾何学的詳細に対する複雑かつ非局所的な依存性 そしてその理論。 以前に知られている $d=3$ の場合と同様に、次のことを証明します。 アインシュタイン重力に対してホログラフィック双対である $d=5$ の CFT の場合、$F(A)$ は次のようになります。 に関連付けられた「ウィルモア エネルギー」の 4 次元バージョンに等しい。 $A$ 埋め込みの Ryu-Takayanagi (RT) 曲面の二重化および閉じたバージョン $\mathbb{R}^5$ で。 この一般化されたウィルモア エネルギーは、 共形不変共次元 2 汎関数を評価することによって得られる 円錐特異軌道上の 6 次元共形重力 レプリカのトリック。 新しい関数には、2 倍の RT にわたる積分が含まれます。 外部曲率における 3 つの 4 次項の線形結合の曲面 構造により紫外線の発散がありません。 明示的に検証します さまざまな絡み合い領域に対する新しい公式の妥当性を検証し、次のように主張します。 $d=3$ の場合とは対照的に、$F(A)$ は丸いボールによってグローバルに最小化されません。 $A=\mathbb{B}^4$。 むしろ、$F(A)$ は任意の正負をとることができます。 $A$ の関数としての値。 したがって、丸いボールは 一般的な 5 次元 CFT の $F(A)$ のグローバル ミニマイザー。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We present a study of the vacuum transition probabilities taking into account quantum corrections. We first introduce a general method that expands previous works employing the Lorentzian formalism of the Wheeler-De Witt equation by considering higher order terms in the semiclassical expansion. The method presented is applicable in principle to any model in the minisuperspace and up to any desired order in the quantum correction terms. Then, we apply this method to obtain analytical solutions for the probabilities up to second quantum corrections for homogeneous isotropic and anisotropic universes. We use the Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker metric with positive and zero curvature for the isotropic case and the Bianchi III and Kantowski-Sachs metrics for the anisotropic case. Interpreting the results as distribution probabilities of creating universes by vacuum decay with a given size, we found that the general behaviour is that considering up to the second quantum correction leads to an avoidance of the initial singularity. However, we show that this result can only be achieved for the isotropic universe. Furthermore, we also study the effect of anisotropy on the transition probabilities. | を考慮した真空遷移確率の研究を紹介します。 量子補正。 まず、これまでの手法を拡張した一般的な手法を紹介します。 ウィーラー・デ・ウィット方程式のローレンツ形式主義を採用した作品。 半古典展開における高次項を考慮します。 方法 提示された内容は、原則としてミニスーパースペース以上のモデルに適用できます。 量子補正項の任意の次数に調整します。 次に、これを適用します 秒までの確率の解析解を得る方法 均一な等方性宇宙と異方性宇宙の量子補正。 私たちが使用するのは 曲率が正でゼロのフリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー計量 等方性の場合はビアンキ III およびカントウスキー-サックス メトリックを使用します。 異方性の場合。 結果を分布確率として解釈する 真空崩壊によって所定のサイズの宇宙を生成すると、一般的なことがわかりました。 動作としては、2 番目の量子補正までを考慮すると、 初期特異点の回避。 ただし、この結果が次のような可能性があることを示します。 等方性の宇宙でのみ達成されます。 さらに、私たちはまた、 遷移確率に対する異方性の影響。 |